Binubuo ng plasma at gas. Humigit-kumulang 91% ng gas ay hydrogen, na sinusundan ng helium. Ang araw ay nagsisilbing pinakamahalagang pinagmumulan ng enerhiya para sa lahat ng nabubuhay na organismo sa Earth. Ito ay bumubuo ng 99.86% ng kabuuang masa ng Solar System. Ito ang pinakamaliwanag na cosmic body na naobserbahan sa himpapawid ng Earth, at ang temperatura ng Araw ay malaki ang pagkakaiba-iba mula sa core hanggang sa ibabaw ng bituin.

Istraktura ng Araw

Sun Core

Sa gitna ng Araw, ang gravity attraction ay humahantong sa napakalaking temperatura at pressure. Ang temperatura dito ay maaaring umabot sa 15 million degrees Celsius. Ang mga hydrogen atoms sa rehiyong ito ay pinipiga at pinagsama-sama upang makagawa ng helium sa isang prosesong tinatawag na nuclear fusion. Ang pagsasanib ng nuklear ay gumagawa ng napakalaking dami ng enerhiya, na nag-radiated patungo sa ibabaw ng Araw at pagkatapos ay umabot sa Earth. Ang enerhiya mula sa core ay tumagos sa convective zone.

Convective zone

Ang sonang ito ay umaabot ng higit sa 200,000 km at papalapit na sa ibabaw. Bumababa sa 2 milyong degrees Celsius ang temperatura sa zone na ito. Ang density ng plasma ay sapat na mababa upang lumikha ng mga convective na alon at magdala ng enerhiya sa ibabaw ng Araw. Ang mga thermal column ng zone ay lumikha ng isang imprint sa ibabaw ng Araw, na nagbibigay dito ng butil-butil na anyo na tinatawag na supergranulation sa pinakamalaking sukat at granulation sa pinakamaliit na sukat.

Photosphere

Ang photosphere ay ang panlabas na radiating shell ng Araw. Karamihan sa enerhiya sa layer na ito ay ganap na dumadaloy mula sa Araw. Ang layer ay sampu hanggang daan-daang kilometro ang kapal, at ang mga sunspot nito ay mas madilim at mas malamig kaysa sa nakapaligid na rehiyon. Sa base ng malalaking sunspot, ang temperatura ay maaaring umabot sa 4,000 degrees Celsius. Ang kabuuang temperatura ng photosphere ay humigit-kumulang 5,500 degrees Celsius. Ang enerhiya mula sa Araw ay nakita bilang nakikitang liwanag sa photosphere.

Chromosphere

Ang chromosphere ay isa sa tatlong pangunahing layer ng kapaligiran ng Araw at nasa pagitan ng 3,000 at 5,000 km ang kapal. Ito ay matatagpuan mismo sa itaas ng photosphere. Ang chromosphere ay karaniwang hindi nakikita maliban kung mayroong isang kabuuang eclipse, kung saan ang mapula-pulang liwanag nito ay pumapalibot sa lunar disk. Ang layer ay karaniwang hindi sinusunod nang walang espesyal na kagamitan dahil sa liwanag ng photosphere. Ang average na temperatura ng chromosphere ay humigit-kumulang 4,320 degrees Celsius.

Korona

Ang corona ay umaabot ng milyun-milyong kilometro sa kalawakan at, tulad ng chromosphere, ay madaling nakikita sa panahon ng eclipse. Ang temperatura ng corona ay maaaring umabot sa 2 milyong digri Celsius, at ang mga matataas na temperaturang ito ang nagbibigay dito ng kakaibang mga tampok na parang multo. Habang lumalamig, nawawala ang radiation at init, ang materyal ay tinatangay ng hangin sa anyo ng solar wind.

Ang Kahalagahan ng Solar Energy

Ang solar energy ay nagpapahintulot sa mga halaman na makagawa ng kanilang sariling pagkain, na kung saan ay natupok ng iba pang mga nabubuhay na bagay. Ang sikat ng araw ay nagbibigay ng paningin at nagpapainit ng tubig. Ito ay kinakailangan para sa pagbuo ng mga produktong karbon at petrolyo, at isa ring mahalagang kadahilanan sa pagbuo ng bitamina D, na mahalaga para sa paglaki ng buto sa katawan ng tao.

Temperatura sa loob ng Araw

Ang pagtukoy sa mga katangian ng ibabaw ng Araw ay isang malaking tagumpay - sa unang tingin ay tila imposible. Kaya't gaano pa kahirap, sabi mo, na pag-aralan ang loob ng Araw!

Gayunpaman, ang ilang mga konklusyon tungkol sa loob ng Araw ay medyo madaling iguhit. Halimbawa, alam natin na ang ibabaw ng Araw ay patuloy na naglalabas ng napakalaking init sa kalawakan, ngunit ang temperatura nito ay hindi nagbabago. , at sumusunod na Ang loob ng Araw ay dapat na mas mainit kaysa sa ibabaw nito.

Dahil sobrang init na ng ibabaw ng Araw. na anumang kilalang mga sangkap ay nagiging singaw, at dahil ang mga panloob na rehiyon ng Araw ay mas mainit pa, ang konklusyon ay nagmumungkahi sa sarili nito na ang buong Araw ay gas, na ito ay isang bola lamang ng sobrang init na gas. Kung gayon, maaari nating isaalang-alang na ang mga astronomo ay napakaswerte, dahil ang mga katangian ng mga gas ay mas madaling maitatag kaysa sa mga katangian ng mga likido at solido.

Sa 20s ng XX siglo. Ang tanong ng panloob na istraktura ng Araw ay kinuha ng Ingles na astronomo na si Arthur Stanley Eddington (1882-1944), batay sa palagay na ang mga bituin ay mga bola ng gas.

Nangangatuwiran si Eddington na ang Araw ay isang bola lamang ng gas, kung gayon kung ang puwersa lamang ng sariling gravity ang kumilos dito, ito ay mabilis na lumiliit. At dahil hindi ito nangyayari, nangangahulugan ito na ang puwersa ng grabidad ay nababalanse ng ibang puwersa, na ang pagkilos ay nakadirekta mula sa loob hanggang sa labas. Ang gayong panlabas na puwersa ay maaaring lumitaw mula sa pagkahilig ng mga gas na lumawak sa ilalim ng impluwensya ng mataas na temperatura.

Batay sa masa ng Araw at sa gravitational force nito, kinakalkula ni Eddington noong 1926 kung anong mga temperatura ang kailangan para balansehin ang gravitational force sa iba't ibang lalim sa ibaba ng ibabaw ng Araw. Nakakuha siya ng mga kamangha-manghang numero. Ang temperatura sa gitna ng Araw ay dapat umabot sa napakalaking halaga na 15,000,000°C (Ayon sa mga modernong kalkulasyon, mas mataas pa ito: 21,000,000°C!)

Sa kabila ng kahanga-hangang katangian ng mga resultang ito, karamihan sa mga astronomo ay sumang-ayon sa kanila. Una, ang mga naturang temperatura ay kinakailangan para sa pagsasanib ng mga atomo ng hydrogen. Bagama't ang ibabaw ng Araw ay mas malamig kaysa kinakailangan para sa reaksyong ito, ang mga panloob na rehiyon, ayon sa Ang mga kalkulasyon ni Eddington, ay naging tiyak na sapat para sa kanya

Pangalawa, nakatulong ang pangangatwiran ni Eddington na ipaliwanag ang ilang iba pang phenomena. Ang araw ay nasa isang estado ng pinong balanse sa pagitan ng panloob na puwersa ng grabidad at ang panlabas na pagkilos ng temperatura. Paano kung ang estado ng ekwilibriyo na ito ay hindi katangian ng lahat ng mga bituin?

Ipagpalagay na ang ilang bituin ay hindi sapat na init upang labanan ang compression sa ilalim ng impluwensya ng gravity. Ang nasabing bituin ay lumiliit, at sa parehong oras ang gravitational energy (tulad ng itinuro ni Helmholtz) ay magiging thermal energy. Ang panloob na temperatura ay tataas, ang mga puwersa ng pagpapalawak ay tataas at kalaunan ay balansehin ang presyur na nilikha ng gravity. Gayunpaman, ang bituin, sa pamamagitan ng pagkawalang-kilos, ay patuloy na lumiliit - ngunit mas mabagal. Sa oras na huminto sa wakas ang pag-urong, ang temperatura ay magiging mas mataas na kaysa sa kinakailangan upang balansehin ang puwersa ng gravitational, at ang bituin ay magsisimulang lumaki. Habang lumalawak ito, bababa ang temperatura at sa lalong madaling panahon ay maabot muli ang punto ng balanse. Gayunpaman, dahil sa pagkawalang-galaw, ang proseso ng pagpapalawak ay hindi titigil sa puntong ito - ito ay unti-unting bumagal, pagkatapos ay hihinto, at ang bituin ay magsisimulang kumunot muli. Ang cycle na ito ay paulit-ulit - walang katapusan.

Ang nasabing bituin ay pumipintig sa paligid ng ilang posisyon ng equilibrium, tulad ng isang swinging pendulum o isang tumatalbog na spring. Ang liwanag ng naturang bituin ay natural na magbabago nang regular, at ang likas na katangian ng mga pagbabago nito (ibinigay sa laki at temperatura nito) ay eksaktong kasabay ng pag-uugali ng Cepheids

Matapos ang lahat ng mga astronomo ay sumang-ayon sa temperatura at presyon sa mga panloob na rehiyon ng Araw, nanatili itong malaman ang mga proseso na nagpapahintulot sa hydrogen sa ilalim ng mga kondisyong ito na maging helium sa isang rate na sapat upang ipaliwanag ang kabuuang dami ng solar radiation. . Noong 1939, ang American-born American physicist na si Hans Albrecht Bethe (ipinanganak 1906) ay nakagawa ng angkop na nuclear reaction cycle. Ang bilis ng kanilang paglitaw sa ilalim ng mga kondisyon na umiiral sa loob ng Araw (ayon sa teoretikal na mga kalkulasyon at pang-eksperimentong data na nakuha sa mga terrestrial na laboratoryo) ay ganap na nakamit ang mga kinakailangang ito

Kaya, ang tanong ng pinagmumulan ng solar energy, na binanggit ni Helmholtz noong 40s ng ika-19 na siglo, sa wakas ay nalutas ni Bethe halos 100 taon na ang lumipas.

At kasabay nito, ang posibleng habang-buhay ng Araw ay naitatag din sa 100 bilyong taon.

Gayunpaman, ang paghahanap para sa data na nagpapatunay sa pagkakaroon ng napakataas na temperatura sa loob ng Araw ay nagkaroon ng hindi inaasahang epekto: ang planetesimal hypothesis ng pinagmulan ng solar system ay pinabulaanan.

kanin. 22. Weizsäcker hypothesis

Posibleng paniwalaan na ang ilang bahagi ng bagay nito ay humiwalay sa Araw, na pagkatapos ay na-condensed sa mga planeta, hangga't ang temperatura ng solar matter ay tinatantya sa ilang libong degree. Ngunit ang temperatura ng ilang milyong degree ay isang ganap na naiibang bagay!

Noong 1939, ang Amerikanong astronomo na si Lyman Spitzer Jr. (ipinanganak noong 1914) ay nakakumbinsi na pinatunayan na ang sobrang init na bagay ay hindi maaaring mag-condense sa mga planeta, ngunit, sa kabaligtaran, ay mabilis na lalawak sa gas nebula na nakapalibot sa Araw at mananatiling isang nebula. .

Samakatuwid, muling kinailangan ng mga astronomo na bumalik sa paglutas sa problema ng pagbuo ng mga planeta mula sa medyo malamig na bagay. Kinailangan nilang muli na isipin ang tungkol sa mga contracting nebulae ng lumang uri ng Laplace. Gayunpaman, noong ika-20 siglo, marami na ang nalalaman tungkol sa kung paano kumilos ang gayong nebula, at tungkol sa mga puwersang elektrikal at magnetic kung saan ito malantad kasama ang impluwensya ng mga puwersa ng gravitational.

Noong 1943, iminungkahi ng German astronomer na si Carl Friedrich Weizsäcker (b. 1912) na ang nebula kung saan lumitaw ang solar system ay hindi umiikot bilang isang yunit. Sa kabaligtaran, sa mga panlabas na layer nito, sa kanyang opinyon, ang mga paggalaw ng vortex ay dapat na nabuo na may mas maliliit na vortices sa loob ng mas malalaking mga. Kung saan nagtagpo ang mga kalapit na vortex, ang mga particle ay magbabangga, magsasama sa mas malaki at mas malalaking particle, at pagkatapos ay mabubuo ang mga planeta doon. Sa ganitong paraan, sinubukan ni Weizsäcker na sagutin ang mga tanong na sinubukang sagutin ni Laplace, at, bukod dito, ipaliwanag din ang pattern sa pag-aayos ng mga planetary orbit, ang pamamahagi ng angular momentum, atbp.

Ang teorya ni Weizsäcker ay binati nang may sigasig, ngunit ang mga detalye nito ay nagdulot ng malaking kontrobersya. Patuloy pa rin ang mga ito, at maraming astronomer ang naglagay ng sarili nilang mga bersyon, ngunit wala pa sa kanila ang nakatanggap ng unibersal na pagkilala.Gayunpaman, ang Ingles na astronomo na si Fred Hoyle (ipinanganak noong 1915) ay nagmungkahi kamakailan ng isang mekanismo para sa pagbuo ng mga planeta na nauugnay sa magnetic larangan ng Araw, at ito ang teorya ay nakakuha ng malaking katanyagan.

Magkagayunman, ang mga astronomo ay nagkakaisang sumang-ayon na ang buong solar system - ang Araw at ang mga planeta - ay nabuo bilang resulta ng isang karaniwang proseso. Sa madaling salita, kung ang Earth sa kasalukuyan nitong anyo ay umiral sa loob ng 4.7 bilyong taon, pagkatapos ay maaari nating isaalang-alang iyon at ang buong solar system (kabilang ang Araw) sa kasalukuyan nitong anyo ay umiral sa loob ng 4.7 bilyong taon.

ARAW
ang bituin kung saan umiikot ang Earth at iba pang mga planeta ng solar system. Ang araw ay gumaganap ng isang pambihirang papel para sa sangkatauhan bilang pangunahing pinagmumulan ng karamihan sa mga uri ng enerhiya. Ang buhay gaya ng alam natin ay hindi magiging posible kung ang Araw ay sumisikat ng kaunti o mas mahina. Ang Araw ay isang tipikal na maliit na bituin, mayroong bilyun-bilyon sa kanila. Ngunit dahil sa kalapitan nito sa atin, pinapayagan lamang nito ang mga astronomo na pag-aralan nang detalyado ang pisikal na istraktura ng bituin at ang mga proseso sa ibabaw nito, na halos hindi maabot kaugnay ng ibang mga bituin kahit na may pinakamalakas na teleskopyo. Tulad ng ibang mga bituin, ang Araw ay isang mainit na bola ng gas, karamihan ay gawa sa hydrogen, na pinipiga ng sarili nitong gravity. Ang enerhiya na ibinubuga ng Araw ay ipinanganak nang malalim sa kalaliman nito sa panahon ng mga reaksiyong thermonuclear na nagpapalit ng hydrogen sa helium. Ang paglabas, ang enerhiyang ito ay naglalabas sa espasyo mula sa photosphere - isang manipis na layer ng solar surface. Sa itaas ng photosphere ay ang panlabas na kapaligiran ng Araw - ang korona, na umaabot sa maraming radii ng Araw at sumasanib sa interplanetary medium. Dahil ang gas sa corona ay napakabihirang, ang ningning nito ay lubhang mahina. Karaniwang hindi nakikita sa background ng isang maliwanag na kalangitan sa araw, ang corona ay makikita lamang sa panahon ng kabuuang solar eclipses. Ang density ng gas ay bumababa nang monotonically mula sa gitna ng Araw hanggang sa paligid nito, at ang temperatura, na umaabot sa 16 milyong K sa gitna, ay bumababa sa 5800 K sa photosphere, ngunit pagkatapos ay tumaas muli sa 2 milyong K sa korona. Ang transition layer sa pagitan ng photosphere at ng corona, na naobserbahan bilang isang maliwanag na pulang gilid sa panahon ng kabuuang solar eclipses, ay tinatawag na chromosphere. Ang Araw ay may 11 taong siklo ng aktibidad. Sa panahong ito, ang bilang ng mga sunspot (madilim na lugar sa photosphere), mga flare (hindi inaasahang pagliwanag sa chromosphere) at mga prominence (siksik, malamig na ulap ng hydrogen condensing sa corona) ay tumataas at bumababa muli. Sa artikulong ito ay pag-uusapan natin ang tungkol sa mga nabanggit na lugar at phenomena sa Araw. Pagkatapos ng maikling paglalarawan ng Araw bilang isang bituin, tatalakayin natin ang panloob na istraktura nito, pagkatapos ay ang photosphere, chromosphere, flares, prominences, at corona.
Ang araw ay parang bituin. Ang Araw ay matatagpuan sa isa sa mga spiral arm ng Galaxy sa layo na higit sa kalahati ng galactic radius mula sa gitna nito. Kasama ng mga kalapit na bituin, ang Araw ay umiikot sa gitna ng Kalawakan na may panahon na humigit-kumulang. 240 milyong taon. Ang Araw ay isang dilaw na dwarf ng spectral class G2 V, na kabilang sa pangunahing sequence sa Hertzsprung-Russell diagram. Ang mga pangunahing katangian ng Araw ay ibinibigay sa talahanayan. 1. Tandaan na bagama't ang Araw ay puno ng gas hanggang sa gitna, ang average na density nito (1.4 g/cm3) ay lumalampas sa density ng tubig, at sa gitna ng Araw ay mas mataas ito kaysa sa ginto o platinum, na magkaroon ng density ng approx. 20 g/cm3. Ang ibabaw ng Araw sa temperaturang 5800 K ay naglalabas ng 6.5 kW/cm2. Ang araw ay umiikot sa paligid ng isang axis sa direksyon ng pangkalahatang pag-ikot ng mga planeta. Ngunit dahil ang Araw ay hindi isang solidong katawan, ang iba't ibang rehiyon ng photosphere nito ay umiikot sa iba't ibang bilis: ang panahon ng pag-ikot sa ekwador ay 25 araw, at sa latitude 75° - 31 araw.

Talahanayan 1.
MGA KATANGIAN NG ARAW

INTERNAL STRUCTURE NG ARAW
Dahil hindi natin direktang maobserbahan ang loob ng Araw, ang ating kaalaman sa istruktura nito ay batay sa mga teoretikal na kalkulasyon. Ang pag-alam mula sa mga obserbasyon sa masa, radius at ningning ng Araw, upang makalkula ang istraktura nito ay kinakailangan na gumawa ng mga pagpapalagay tungkol sa mga proseso ng pagbuo ng enerhiya, ang mga mekanismo ng paglipat nito mula sa core hanggang sa ibabaw at ang kemikal na komposisyon ng bagay. Ang ebidensiya ng geological ay nagpapahiwatig na ang ningning ng Araw ay hindi nagbago nang malaki sa nakalipas na ilang bilyong taon. Anong pinagkukunan ng enerhiya ang makakapagpapanatili nito nang napakatagal? Ang mga maginoo na proseso ng pagkasunog ng kemikal ay hindi angkop para dito. Kahit na ang gravitational compression, ayon sa mga kalkulasyon nina Kelvin at Helmholtz, ay maaari lamang mapanatili ang ningning ng Araw nang humigit-kumulang. 100 milyong taon. Ang problemang ito ay nalutas noong 1939 ni G. Bethe: ang pinagmumulan ng solar energy ay ang thermonuclear transformation ng hydrogen sa helium. Dahil ang kahusayan ng proseso ng thermonuclear ay napakataas, at ang Araw ay halos ganap na binubuo ng hydrogen, ito ay ganap na nalutas ang problema. Dalawang prosesong nuklear ang nagbibigay ng ningning ng Araw: ang reaksyon ng proton-proton at ang siklo ng carbon-nitrogen (tingnan din ang STARS). Ang reaksyon ng proton-proton ay humahantong sa pagbuo ng isang helium nucleus mula sa apat na hydrogen nuclei (protons) na may paglabas ng 4.3x10-5 erg ng enerhiya sa anyo ng gamma ray, dalawang positron at dalawang neutrino para sa bawat helium nucleus. Ang reaksyong ito ay nagbibigay ng 90% ng liwanag ng Araw. Tumatagal ng 1010 taon para maging helium ang lahat ng hydrogen sa core ng Araw. Noong 1968, sinimulan ni R. Davis at ng kanyang mga kasamahan na sukatin ang flux ng mga neutrino na ginawa sa panahon ng mga thermonuclear reaction sa solar core. Ito ang unang eksperimentong pagsubok ng teorya ng isang mapagkukunan ng solar na enerhiya. Ang mga neutrino ay nakikipag-ugnayan nang napakahina sa bagay, kaya malaya silang umalis sa kailaliman ng Araw at maabot ang Earth. Ngunit sa parehong dahilan napakahirap magrehistro sa mga instrumento. Sa kabila ng pagpapabuti ng kagamitan at pagpipino ng solar model, ang naobserbahang neutrino flux ay nananatiling 3 beses na mas mababa kaysa sa hinulaang. Mayroong ilang mga posibleng paliwanag: alinman sa kemikal na komposisyon ng core ng Araw ay hindi katulad ng sa ibabaw nito; o ang mga mathematical na modelo ng mga prosesong nagaganap sa core ay hindi ganap na tumpak; o sa daan mula sa Araw patungo sa Lupa, binabago ng neutrino ang mga katangian nito. Ang karagdagang pananaliksik sa lugar na ito ay kailangan.
Tingnan din NEUTRIN ASTRONOMY. Sa paglipat ng enerhiya mula sa solar interior hanggang sa ibabaw, ang radiation ay gumaganap ng pangunahing papel, ang convection ay pangalawang kahalagahan, at ang thermal conductivity ay hindi mahalaga. Sa mataas na temperatura sa solar interior, ang radiation ay pangunahing kinakatawan ng x-ray na may wavelength na 2-10. Ang kombeksyon ay gumaganap ng isang makabuluhang papel sa gitnang rehiyon ng core at sa panlabas na layer na nakahiga nang direkta sa ibaba ng photosphere. Noong 1962, natuklasan ng American physicist na si R. Layton na ang mga seksyon ng solar surface ay nag-oocillate nang patayo na may panahon na humigit-kumulang. 5 minuto. Ang mga kalkulasyon nina R. Ulrich at K. Wolf ay nagpakita na ang mga sound wave na nasasabik ng magulong paggalaw ng gas sa convective zone na nakahiga sa ilalim ng photosphere ay maaaring magpakita ng kanilang sarili sa ganitong paraan. Sa loob nito, tulad ng sa isang organ pipe, tanging ang mga tunog na ang haba ng daluyong ay eksaktong akma sa kapal ng zone ang pinalakas. Noong 1974, kinumpirma ng siyentipikong Aleman na si F. Debner ang mga kalkulasyon ng Ulrich at Wolf. Simula noon, ang pagmamasid sa 5 minutong oscillations ay naging isang makapangyarihang paraan para sa pag-aaral ng panloob na istraktura ng Araw. Sa pagsusuri sa kanila, posible na malaman na: 1) ang kapal ng convective zone ay tinatayang. 27% ng radius ng Araw; 2) ang core ng Araw ay malamang na umiikot nang mas mabilis kaysa sa ibabaw; 3) ang nilalaman ng helium sa loob ng Araw ay humigit-kumulang. 40% sa timbang. Ang mga obserbasyon ng mga oscillation na may mga panahon sa pagitan ng 5 at 160 minuto ay naiulat din. Ang mas mahabang sound wave na ito ay maaaring tumagos nang mas malalim sa loob ng Araw, na makakatulong na maunawaan ang istraktura ng solar interior at posibleng malutas ang problema ng solar neutrino deficiency.
ATMOSPHERE NG ARAW
Photosphere. Ito ay isang translucent na layer na ilang daang kilometro ang kapal, na kumakatawan sa "nakikita" na ibabaw ng Araw. Dahil ang kapaligiran sa itaas ay halos transparent, ang radiation, na umabot sa photosphere mula sa ibaba, ay malayang umalis dito at napupunta sa kalawakan. Kung walang kakayahang sumipsip ng enerhiya, ang mga itaas na layer ng photosphere ay dapat na mas malamig kaysa sa mga mas mababa. Ang katibayan nito ay makikita sa mga litrato ng Araw: sa gitna ng disk, kung saan ang kapal ng photosphere sa linya ng paningin ay minimal, ito ay mas maliwanag at mas bughaw kaysa sa gilid (sa "limb") ng ang disk. Noong 1902, ang mga kalkulasyon ni A. Schuster, at kalaunan nina E. Milne at A. Eddington, ay nakumpirma na ang pagkakaiba ng temperatura sa photosphere ay tulad lamang upang matiyak ang paglipat ng radiation sa pamamagitan ng translucent na gas mula sa mas mababang mga layer hanggang sa itaas. . Ang pangunahing sangkap na sumisipsip at muling naglalabas ng liwanag sa photosphere ay mga negatibong hydrogen ions (mga hydrogen atom na may karagdagang electron na nakakabit).
Fraunhofer spectrum. Ang sikat ng araw ay may tuluy-tuloy na spectrum na may mga linya ng pagsipsip na natuklasan ni J. Fraunhofer noong 1814; ipinahihiwatig nila na bilang karagdagan sa hydrogen, maraming iba pang mga elemento ng kemikal ang naroroon sa solar atmosphere. Ang mga linya ng pagsipsip ay nabubuo sa spectrum dahil ang mga atomo sa itaas, mas malamig na mga layer ng photosphere ay sumisipsip ng liwanag na nagmumula sa ibaba sa ilang partikular na wavelength, at hindi naglalabas nito nang kasing lakas ng mainit na mas mababang mga layer. Ang pamamahagi ng liwanag sa loob ng linya ng Fraunhofer ay nakasalalay sa bilang at estado ng mga atom na gumagawa nito, i.e. sa komposisyon ng kemikal, density at temperatura ng gas. Samakatuwid, ang isang detalyadong pagsusuri ng Fraunhofer spectrum ay ginagawang posible upang matukoy ang mga kondisyon sa photosphere at ang kemikal na komposisyon nito (Talahanayan 2). Talahanayan 2.
KOMPOSISYON NG CHEMICAL NG SUN PHOTOSPHERE
Element Logarithm ng relatibong bilang ng mga atom

Hydrogen _________12.00
Helium___________11.20
Carbon __________8.56
Nitrogen _____________7.98
Oxygen _________9.00
Sosa ___________6.30
Magnesium___________7.28
Aluminyo _________6.21
Silikon __________7.60
Sulfur _____________7.17
Kaltsyum __________6.38
Chrome _____________6.00
Bakal___________6.76

Ang pinaka-masaganang elemento pagkatapos ng hydrogen ay helium, na gumagawa lamang ng isang linya sa optical spectrum. Samakatuwid, ang nilalaman ng helium sa photosphere ay hindi nasusukat nang tumpak, at ito ay hinuhusgahan mula sa spectra ng chromosphere. Walang mga pagkakaiba-iba sa komposisyon ng kemikal sa solar na kapaligiran ang naobserbahan.
Tingnan din RANGE .
Granulation. Ang mga larawan ng photosphere na kinunan sa puting liwanag sa ilalim ng napakahusay na mga kondisyon ng pagmamasid ay nagpapakita ng maliliit na maliliwanag na punto - "mga butil" na pinaghihiwalay ng madilim na mga puwang. Granule diameters approx. 1500 km. Patuloy silang lumilitaw at nawawala, na tumatagal ng 5-10 minuto. Matagal nang pinaghihinalaan ng mga astronomo na ang granulation ng photosphere ay nauugnay sa mga convective na paggalaw ng gas na pinainit mula sa ibaba. Pinatunayan ng mga spectral na sukat ni J. Beckers na sa gitna ng butil, ang mainit na gas ay talagang lumulutang sa bilis. OK. 0.5 km/s; pagkatapos ay kumakalat ito sa mga gilid, lumalamig at dahan-dahang bumagsak sa madilim na mga hangganan ng mga butil.
Supergranulation. Natuklasan ni R. Leighton na ang photosphere ay nahahati din sa mas malalaking mga cell na may diameter na approx. 30,000 km - "super granules". Ang supergranulation ay sumasalamin sa paggalaw ng bagay sa convective zone sa ilalim ng photosphere. Sa gitna ng cell, ang gas ay tumataas sa ibabaw, kumakalat sa mga gilid sa bilis na humigit-kumulang 0.5 km/s at bumagsak sa mga gilid nito; Ang bawat cell ay nabubuhay nang halos isang araw. Ang paggalaw ng gas sa supergranules ay patuloy na nagbabago sa istraktura ng magnetic field sa photosphere at chromosphere. Ang photospheric gas ay isang mahusay na konduktor ng kuryente (dahil ang ilan sa mga atom nito ay ionized), kaya ang mga linya ng magnetic field ay lumilitaw na nagyelo dito at inililipat sa pamamagitan ng paggalaw ng gas sa mga hangganan ng mga supergranules, kung saan sila ay puro at ang field. tumataas ang lakas.
Mga batik sa araw. Noong 1908, natuklasan ni J. Hale ang isang malakas na magnetic field sa mga sunspot, na umuusbong mula sa loob hanggang sa ibabaw. Ang magnetic induction nito ay napakahusay (hanggang sa ilang libong gauss) na ang ionized gas mismo ay napipilitang i-subordinate ang paggalaw nito sa field configuration; sa mga spot, pinipigilan ng field ang convective mixing ng gas, na nagiging sanhi ng paglamig nito. Samakatuwid, ang gas sa sunspot ay mas malamig kaysa sa nakapalibot na photospheric gas at lumilitaw na mas madilim. Ang mga spot ay karaniwang may madilim na core - isang "anino" - at isang mas magaan na "penumbra" na nakapalibot dito. Karaniwan, ang kanilang temperatura ay 1500 at 400 K na mas mababa, ayon sa pagkakabanggit, kaysa sa nakapalibot na photosphere.

Ang lugar ay nagsisimula sa paglaki nito mula sa isang maliit na madilim na "butas" na may diameter na 1500 km. Karamihan sa mga pores ay nawawala sa loob ng isang araw, ngunit ang mga batik na tumutubo mula sa kanila ay nananatili sa loob ng ilang linggo at umabot sa diameter na 30,000 km. Ang mga detalye ng paglaki at pagkabulok ng sunspot ay hindi lubos na nauunawaan. Halimbawa, hindi malinaw kung ang mga magnetic tubes ng lugar ay na-compress sa pamamagitan ng pahalang na paggalaw ng gas o kung handa na silang "lumabas" mula sa ilalim ng ibabaw. Natuklasan nina R. Howard at J. Harvey noong 1970 na ang mga spot ay gumagalaw sa direksyon ng pangkalahatang pag-ikot ng Araw nang mas mabilis kaysa sa nakapalibot na photosphere (mga 140 m/s). Ipinapahiwatig nito na ang mga spot ay nauugnay sa mga subphotospheric na layer na umiikot nang mas mabilis kaysa sa nakikitang ibabaw ng Araw. Karaniwan, mula 2 hanggang 50 na mga spot ay pinagsama sa isang grupo, kadalasang mayroong bipolar na istraktura: sa isang dulo ng grupo ay may mga spot ng isang magnetic polarity, at sa kabilang banda - ang kabaligtaran. Ngunit mayroon ding mga multipolar na grupo. Ang bilang ng mga sunspot sa solar disk ay regular na nagbabago sa isang panahon na humigit-kumulang. 11 taon. Sa simula ng bawat cycle, lumilitaw ang mga bagong spot sa matataas na solar latitude (± 50°). Habang lumalaki ang cycle at dumarami ang mga sunspot, lumilitaw ang mga ito sa mas mababa at mas mababang latitude. Ang pagtatapos ng cycle ay minarkahan ng pagsilang at pagkabulok ng ilang sunspots malapit sa ekwador (± 10°). Sa panahon ng pag-ikot, karamihan sa mga "nangunguna" (kanluran) na mga spot sa mga grupong bipolar ay may parehong magnetic polarity, na naiiba sa hilagang at timog na hemisphere ng Araw. Sa susunod na cycle, ang polarity ng mga nangungunang spot ay baligtad. Samakatuwid, madalas nilang pinag-uusapan ang isang kumpletong 22-taong cycle ng solar na aktibidad. Mayroon pa ring maraming misteryo sa likas na katangian ng hindi pangkaraniwang bagay na ito.
Mga magnetic field. Sa photosphere, ang isang magnetic field na may induction na higit sa 50 G ay sinusunod lamang sa mga sunspot, sa mga aktibong rehiyon na nakapalibot sa mga spot, at gayundin sa mga hangganan ng supergranules. Ngunit natagpuan ni L. Stenflo at J. Harvey ang mga hindi direktang indikasyon na ang magnetic field ng photosphere ay talagang puro sa manipis na mga tubo na may diameter na 100-200 km, kung saan ang induction nito ay mula 1000 hanggang 2000 Gauss. Ang mga magnetoactive na rehiyon ay naiiba lamang sa mga tahimik na rehiyon sa bilang ng mga magnetic tubes bawat unit surface. Malamang na ang solar magnetic field ay nabuo sa kailaliman ng convective zone, kung saan ang umuusok na gas ay pinipilipit ang mahinang paunang field sa mga malalakas na magnetic rope. Ang pagkakaiba-iba ng pag-ikot ng bagay ay nag-aayos ng mga bundle na ito kasama ang mga parallel, at kapag ang patlang sa kanila ay naging sapat na malakas, sila ay lumulutang pataas sa photosphere, na bubuwag paitaas sa magkahiwalay na mga arko. Ito ay marahil kung paano ipinanganak ang mga batik, bagama't mayroon pa ring maraming kawalan ng katiyakan tungkol dito. Ang proseso ng pagkabulok ng mantsa ay pinag-aralan nang higit pa. Kinukuha ng mga supergranules na lumulutang sa mga gilid ng aktibong rehiyon ang mga magnetic tubes at pinaghiwalay ang mga ito. Unti-unting humihina ang pangkalahatang larangan; Ang hindi sinasadyang koneksyon ng mga tubo ng kabaligtaran na polarity ay humahantong sa kanilang kapwa pagkawasak.
Chromosphere. Sa pagitan ng medyo malamig, siksik na photosphere at ng mainit, rarefied na korona ay ang chromosphere. Ang mahinang liwanag ng chromosphere ay karaniwang hindi nakikita laban sa background ng maliwanag na photosphere. Ito ay makikita sa anyo ng isang makitid na guhit sa itaas ng paa ng Araw kapag ang photosphere ay natural na sarado (sa oras ng isang kabuuang solar eclipse) o artipisyal (sa isang espesyal na teleskopyo - coronagraph). Ang chromosphere ay maaari ding pag-aralan sa buong solar disk kung ang mga obserbasyon ay isinasagawa sa isang makitid na spectral range (mga 0.5) malapit sa gitna ng isang malakas na linya ng pagsipsip. Ang pamamaraan ay batay sa katotohanan na kung mas mataas ang pagsipsip, mas mababaw ang lalim kung saan ang aming mga tingin ay tumagos sa solar na kapaligiran. Para sa gayong mga obserbasyon, ginagamit ang isang spectrograph ng isang espesyal na disenyo - isang spectroheliograph. Ang spectroheliograms ay nagpapakita na ang chromosphere ay magkakaiba: ito ay mas maliwanag sa itaas ng mga sunspot at kasama ang mga hangganan ng mga supergranules. Dahil sa mga rehiyong ito na ang magnetic field ay pinalakas, malinaw na sa tulong nito ang enerhiya ay inililipat mula sa photosphere patungo sa chromosphere. Ito ay malamang na dala ng mga sound wave na nasasabik ng magulong paggalaw ng gas sa mga butil. Ngunit ang mga mekanismo ng pag-init ng chromosphere ay hindi pa naiintindihan nang detalyado. Ang chromosphere ay malakas na naglalabas sa hard ultraviolet range (500-2000), na hindi naa-access para sa pagmamasid mula sa ibabaw ng Earth. Mula noong unang bahagi ng 1960s, maraming mahahalagang sukat ng ultraviolet radiation mula sa itaas na kapaligiran ng Araw ang ginawa gamit ang mga high-altitude na rocket at satellite. Mahigit sa 1000 emission lines ng iba't ibang elemento ang natagpuan sa spectrum nito, kabilang ang mga linya ng multiply ionized carbon, nitrogen at oxygen, pati na rin ang pangunahing serye ng hydrogen, helium at helium ion. Ang pag-aaral ng spectra na ito ay nagpakita na ang paglipat mula sa chromosphere patungo sa corona ay nangyayari sa isang segment na 100 km lamang, kung saan ang temperatura ay tumataas mula 50,000 hanggang 2,000,000 K. Ito ay lumabas na ang pag-init ng chromosphere ay higit sa lahat ay nangyayari mula sa corona sa pamamagitan ng thermal pagpapadaloy. Malapit sa mga grupo ng mga sunspot sa chromosphere, ang maliwanag at madilim na fibrous na mga istraktura ay sinusunod, kadalasang pinahaba sa direksyon ng magnetic field. Higit sa 4000 km, makikita ang hindi pantay, tulis-tulis na mga pormasyon, mabilis na umuusbong. Kapag pinagmamasdan ang paa sa gitna ng unang Balmer na linya ng hydrogen (Ha), ang chromosphere sa mga altitude na ito ay puno ng maraming spicules - manipis at mahabang ulap ng mainit na gas. Maliit ang nalalaman tungkol sa kanila. Ang diameter ng isang indibidwal na spicule ay mas mababa sa 1000 km; maayos naman ang buhay niya. 10 min. Sa bilis ng approx. Ang 30 km/s spicules ay tumaas sa isang altitude na 10,000-15,000 km, pagkatapos nito ay natunaw o bumababa. Sa paghusga sa spectrum, ang temperatura ng mga spicules ay 10,000-20,000 K, bagaman ang nakapalibot na korona sa mga altitude na ito ay pinainit sa hindi bababa sa 600,000 K. Lumilitaw na ang mga spicule ay mga rehiyon ng medyo malamig at siksik na chromosphere na pansamantalang tumataas sa mainit, rarefied na korona. Ang pagbibilang sa loob ng mga hangganan ng mga supergranules ay nagpapakita na ang bilang ng mga spicule sa antas ng photosphere ay tumutugma sa bilang ng mga butil; malamang na may pisikal na koneksyon sa pagitan nila.
Kumikislap. Ang chromosphere sa itaas ng isang grupo ng mga sunspot ay maaaring biglang maging mas maliwanag at mag-shoot ng isang pagsabog ng gas. Ang phenomenon na ito, na tinatawag na "flare", ay isa sa pinakamahirap ipaliwanag. Ang mga flare ay malakas na naglalabas sa buong hanay ng mga electromagnetic wave - mula sa radyo hanggang sa x-ray, at kadalasang naglalabas ng mga sinag ng mga electron at proton sa relativistic na bilis (ibig sabihin, malapit sa bilis ng liwanag). Pinasisigla nila ang mga shock wave sa interplanetary medium na umaabot sa Earth. Ang mga flare ay mas madalas na nangyayari malapit sa mga grupo ng mga spot na may kumplikadong magnetic structure, lalo na kapag ang isang bagong spot ay nagsimulang tumubo nang mabilis sa grupo; ang mga naturang grupo ay gumagawa ng ilang paglaganap bawat araw. Ang mahinang paglaganap ay nangyayari nang mas madalas kaysa sa mga malalakas. Ang pinakamalakas na flare ay sumasakop sa 0.1% ng solar disk at tumatagal ng ilang oras. Ang kabuuang enerhiya ng flare ay 1023-1025 J. Ang X-ray spectra ng mga flare na nakuha ng SMM (Solar Maximum Mission) satellite ay naging posible upang mas maunawaan ang likas na katangian ng mga flare. Ang simula ng flare ay maaaring mamarkahan ng isang pagsabog ng X-ray na may photon wavelength na mas mababa sa 0.05, na dulot, tulad ng ipinapakita ng spectrum nito, sa pamamagitan ng daloy ng mga relativistic na electron. Sa ilang segundo, pinainit ng mga electron na ito ang nakapaligid na gas sa 20,000,000 K, at ito ay nagiging pinagmumulan ng X-ray radiation sa hanay na 1-20, daan-daang beses na mas malaki kaysa sa flux sa saklaw na ito mula sa tahimik na Araw. Sa temperaturang ito, ang mga iron atom ay nawawalan ng 24 sa kanilang 26 na electron. Ang gas pagkatapos ay lumalamig, ngunit patuloy pa rin na naglalabas ng X-ray. Ang flash ay nagpapalabas din ng mga radio wave. Pinag-aralan ni P. Wild mula sa Australia at A. Maxwell mula sa USA ang pagbuo ng flare gamit ang radio analogue ng spectrograph - isang "dynamic spectrum analyzer" na nagtatala ng mga pagbabago sa kapangyarihan at dalas ng radiation. Ito ay lumabas na ang dalas ng radiation sa unang ilang segundo ng flare ay bumaba mula 600 hanggang 100 MHz, na nagpapahiwatig na ang isang kaguluhan ay kumakalat sa corona sa 1/3 ng bilis ng liwanag. Noong 1982, US radio astronomers, gamit ang VLA radio interferometer sa mga pcs. Naresolba ng New Mexico at ng data mula sa SMM satellite ang magagandang feature sa chromosphere at corona sa panahon ng flare. Hindi kataka-taka, ang mga ito ay naging mga loop, marahil ng isang magnetic na kalikasan, kung saan ang enerhiya ay inilabas na nagpapainit sa gas sa panahon ng flare. Sa huling yugto ng flare, ang mga relativistic na electron na nakulong sa magnetic field ay patuloy na naglalabas ng mataas na polarized radio wave, na gumagalaw sa isang spiral sa paligid ng mga linya ng magnetic field sa itaas ng aktibong rehiyon. Ang radiation na ito ay maaaring tumagal ng ilang oras pagkatapos ng pagsiklab. Kahit na ang gas ay palaging inilalabas mula sa rehiyon ng flare, ang bilis nito ay karaniwang hindi lalampas sa bilis ng pagtakas mula sa ibabaw ng Araw (616 km/s). Gayunpaman, ang mga flare ay madalas na naglalabas ng mga stream ng mga electron at proton na umaabot sa Earth sa loob ng 1-3 araw at nagiging sanhi ng mga aurora at magnetic field disturbances dito. Ang mga particle na ito, na may mga enerhiya na umaabot sa bilyun-bilyong electron volts, ay lubhang mapanganib para sa mga astronaut sa orbit. Samakatuwid, sinusubukan ng mga astronomo na hulaan ang mga solar flare sa pamamagitan ng pag-aaral ng pagsasaayos ng magnetic field sa chromosphere. Ang kumplikadong istraktura ng patlang na may mga baluktot na linya ng puwersa, na handang ikonekta muli, ay nagpapahiwatig ng posibilidad ng isang flare.
Mga prominente. Ang solar prominences ay medyo malamig na masa ng gas na lumilitaw at nawawala sa mainit na korona. Kapag naobserbahan na may coronagraph sa linya ng Ha, makikita ang mga ito sa solar limb bilang mga maliliwanag na ulap laban sa isang madilim na background sa kalangitan. Ngunit kapag sinusunod gamit ang isang spectroheliograph o mga filter ng panghihimasok ng Lyot, lumilitaw ang mga ito bilang madilim na mga filament laban sa background ng isang maliwanag na chromosphere.

Ang mga hugis ng mga prominente ay lubhang magkakaibang, ngunit maraming mga pangunahing uri ang maaaring makilala. Ang mga sunspot prominences ay kahawig ng mga kurtina na hanggang 100,000 km ang haba, 30,000 km ang taas at 5,000 km ang kapal. May branched structure ang ilang prominence. Ang mga bihira at magagandang hugis ng loop na prominences ay may bilugan na hugis na may diameter na humigit-kumulang. 50,000 km. Halos lahat ng prominences ay nagpapakita ng magandang istraktura ng mga gaseous filament, malamang na inuulit ang istraktura ng magnetic field; ang tunay na katangian ng hindi pangkaraniwang bagay na ito ay hindi malinaw. Ang gas sa prominences ay karaniwang gumagalaw pababa sa mga sapa sa bilis na 1-20 km/s. Ang pagbubukod ay "sergies" - mga prominenteng lumilipad paitaas mula sa ibabaw sa bilis na 100-200 km/s, at pagkatapos ay bumabalik nang mas mabagal. Ang mga prominente ay ipinanganak sa mga gilid ng mga pangkat ng sunspot at maaaring magpatuloy sa ilang pag-ikot ng Araw (ibig sabihin, ilang buwan ng Earth). Ang spectra ng prominence ay katulad ng sa chromosphere: maliwanag na linya ng hydrogen, helium at metal laban sa background ng mahinang tuluy-tuloy na radiation. Karaniwan, ang mga linya ng paglabas ng mga tahimik na prominence ay mas manipis kaysa sa mga chromospheric na linya; Marahil ito ay dahil sa mas maliit na bilang ng mga atomo sa linya ng paningin sa katanyagan. Ang pagsusuri sa spectra ay nagpapahiwatig na ang temperatura ng mga tahimik na prominence ay 10,000-20,000 K, at ang density ay humigit-kumulang 1010 at./cm3. Ang mga aktibong prominenteng nagpapakita ng mga linya ng ionized na helium, na nagpapahiwatig ng mas mataas na temperatura. Napakalaki ng gradient ng temperatura sa mga prominences, dahil napapalibutan sila ng corona na may temperaturang 2,000,000 K. Ang bilang ng mga prominence at ang kanilang distribusyon sa latitude sa panahon ng 11-year cycle ay sumusunod sa pamamahagi ng mga sunspot. Gayunpaman, sa matataas na latitude mayroong pangalawang sinturon ng mga prominenteng, na lumilipat sa poleward sa panahon ng maximum na panahon ng cycle. Bakit nabubuo ang mga prominenteng at kung ano ang sumusuporta sa kanila sa rarefied corona ay hindi lubos na malinaw.
Korona. Ang panlabas na bahagi ng Araw - ang korona - ay mahinang kumikinang at nakikita lamang ng mata sa panahon ng kabuuang solar eclipses o paggamit ng coronagraph. Ngunit ito ay mas maliwanag sa X-ray at sa hanay ng radyo.
Tingnan din EXTRA-ATMOSPHERE ASTRONOMY. Ang corona ay kumikinang nang maliwanag sa saklaw ng X-ray dahil ang temperatura nito ay mula 1 hanggang 5 milyong K, at sa panahon ng mga flare ay umabot sa 10 milyong K. Ang X-ray spectra ng corona ay nagsimulang makuha kamakailan mula sa mga satellite, at ang optical spectra ay pinag-aralan. sa loob ng maraming taon sa panahon ng kabuuang eklipse. Ang spectra na ito ay naglalaman ng mga linya ng multiply ionized atoms ng argon, calcium, iron, silicon at sulfur, na nabubuo lamang sa mga temperaturang higit sa 1,000,000 K.

Ang puting liwanag ng corona, na sa panahon ng eclipse ay nakikita hanggang sa layong 4 na solar radii, ay nabuo bilang resulta ng pagkakalat ng photospheric radiation ng mga libreng electron ng corona. Dahil dito, ang pagbabago sa liwanag ng korona na may taas ay nagpapahiwatig ng pamamahagi ng mga electron, at dahil ang pangunahing elemento ay ganap na ionized hydrogen, gayon din ang pamamahagi ng density ng gas. Ang mga istruktura ng korona ay malinaw na nahahati sa bukas (ray at polar brush) at sarado (mga loop at arko); Ang ionized gas ay eksaktong inuulit ang istraktura ng magnetic field sa corona, dahil hindi makagalaw sa mga linya ng puwersa. Dahil lumalabas ang field mula sa photosphere at nauugnay sa 11-year sunspot cycle, nagbabago ang hitsura ng corona sa paglipas ng cycle na ito. Sa panahon ng pinakamababa, ang korona ay siksik at maliwanag lamang sa ekwador na sinturon, ngunit habang umuusad ang pag-ikot, lumilitaw ang mga sinag ng coronal sa mas mataas na mga latitude, at sa pinakamataas ay makikita ang mga ito sa lahat ng mga latitude. Mula Mayo 1973 hanggang Enero 1974, ang korona ay patuloy na sinusunod ng 3 crew ng mga astronaut mula sa Skylab orbital station. Ang kanilang data ay nagpakita na ang madilim na coronal na "mga butas", kung saan ang temperatura at density ng gas ay makabuluhang nabawasan, ay mga lugar kung saan ang gas ay lumilipad palabas sa interplanetary space sa mataas na bilis, na lumilikha ng malalakas na daloy sa mahinahon na solar wind. Ang mga magnetic field sa coronal hole ay "bukas", i.e. pinalawak nang malayo sa kalawakan, na nagpapahintulot sa gas na makatakas sa korona. Ang mga pagsasaayos ng field na ito ay medyo matatag at maaaring magpatuloy sa mga panahon ng pinakamababang aktibidad ng solar hanggang sa dalawang taon. Ang coronal hole at ang stream na nauugnay dito ay umiikot kasama ang ibabaw ng Araw na may panahon na 27 araw at, kung ang batis ay tumama sa Earth, sa bawat oras na sila ay nagdudulot ng mga geomagnetic na bagyo. Balanse ng enerhiya ng panlabas na kapaligiran ng Araw. Bakit ang Araw ay may napakainit na korona? Hindi pa namin alam yun. Ngunit mayroong isang medyo makatwirang hypothesis na ang enerhiya ay inililipat sa panlabas na kapaligiran sa pamamagitan ng tunog at magnetohydrodynamic (MHD) na mga alon, na nabuo sa pamamagitan ng magulong paggalaw ng gas sa ilalim ng photosphere. Ang pagpasok sa itaas na mga rarefied na layer, ang mga alon na ito ay nagiging shock wave, at ang kanilang enerhiya ay nawawala, pinainit ang gas. Ang mga sound wave ay nagpapainit sa mas mababang chromosphere, at ang mga MHD wave ay nagpapalaganap sa mga linya ng magnetic field sa corona at pinainit ito. Ang bahagi ng init mula sa korona, dahil sa thermal conductivity, ay napupunta sa chromosphere at na-radiated sa kalawakan doon. Ang natitirang init ay nagpapanatili ng coronal radiation sa mga saradong loop at pinabilis ang mga daloy ng solar wind sa mga butas ng korona.
Tingnan din

Ang temperatura ng aming pinakamalapit na bituin ay magkakaiba at malaki ang pagkakaiba-iba. Sa gitna ng araw, ang gravitational attraction ay gumagawa ng napakalaking pressure at temperatura, na maaaring umabot sa 15 milyong degrees Celsius. Ang mga atomo ng hydrogen ay naka-compress at pinagsama-sama, na lumilikha ng helium. Ang prosesong ito ay tinatawag na thermonuclear reaction.
Ang isang thermonuclear reaction ay gumagawa ng napakalaking halaga ng enerhiya. Ang enerhiya ay dumadaloy sa ibabaw ng araw, atmospera at higit pa. Mula sa core, ang enerhiya ay gumagalaw sa radiative zone, kung saan gumugugol ito ng hanggang 1 milyong taon, at pagkatapos ay lumipat sa convective zone, ang itaas na layer ng interior ng Araw. Ang temperatura dito ay bumaba sa ibaba 2 milyong degrees Celsius. Ang malalaking bula ng mainit na plasma ay bumubuo ng isang "sopas" ng mga ionized na atomo at lumilipat paitaas patungo sa photosphere.
Ang temperatura sa photosphere ay halos 5.5 thousand degrees Celsius. Dito nagiging visible light ang solar radiation. Ang mga sunspot sa photosphere ay mas malamig at mas madilim kaysa sa mga nasa paligid. Sa gitna ng malalaking sunspot, maaaring bumaba ang temperatura sa ilang libong degrees Celsius.
Ang chromosphere, ang susunod na layer ng solar atmosphere, ay bahagyang mas malamig sa 4320 degrees. Ayon sa National Solar Observatory, ang chromosphere ay literal na nangangahulugang "sphere of color." Ang nakikitang liwanag mula sa chromosphere ay kadalasang masyadong mahina upang makita laban sa mas maliwanag na photosphere, ngunit sa panahon ng kabuuang solar eclipses, kapag natatakpan ng buwan ang photosphere, ang chromosphere ay makikita bilang isang pulang gilid sa paligid ng Araw.
"Ang chromosphere ay lumilitaw na pula dahil sa napakalaking dami ng hydrogen na nilalaman nito," isinulat ng National Solar Observatory sa website nito.
Malaki ang pagtaas ng temperatura sa corona, na maaari ding makita sa panahon ng eclipse habang dumadaloy ang plasma pataas. Ang korona ay maaaring nakakagulat na mainit kumpara sa katawan ng araw. Ang temperatura dito ay nag-iiba mula 1 milyong digri hanggang 10 milyong digri Celsius.
Habang lumalamig ang korona, nawawala ang init at radiation, ang materyal ay tinatangay ng hangin sa anyo ng solar wind, na kung minsan ay tumatawid sa mga landas sa Earth.
Ang Araw ay ang pinakamalaki at pinakamalaking bagay sa Solar System. Ito ay matatagpuan 149.5 milyong km mula sa Earth. Ang distansyang ito ay tinatawag na astronomical unit at ginagamit upang sukatin ang mga distansya sa buong solar system. Tumatagal ng humigit-kumulang 8 minuto para maabot ng sikat ng araw at init ang ating planeta, kaya may isa pang paraan upang matukoy ang distansya sa Araw - 8 light minutes.

Dati, naglathala kami ng artikulong "" kung saan isinulat namin na " Dahil sa matagal na tagtuyot sa lalawigan ng La Rioja sa Espanya, ang mga labi ng lungsod ng Mansilla de la Sierra, na binaha 58 taon na ang nakalilipas dahil sa paglikha ng isang reservoir, ay nagsimulang lumitaw mula sa ilalim ng tubig. Noong 1959..."

Maaari ka ring maging interesado sa artikulong "", kung saan malalaman mo na " Sa madaling araw ng Marso 14, 2018, ang sikat na siyentipiko at popularizer ng agham, si Propesor Stephen William Hawking, ay pumanaw sa Cambridge. Sa komunidad na pang-agham siya ay..."

At siyempre, huwag palampasin ang "", dito mo lang malalaman na " Mahigit dalawang metro ng snow ang bumagsak sa South Tyrol, Italy, na nagdulot ng libu-libong pagkawala ng kuryente sa rehiyon at halos imposible ang paglalakbay sa kalsada. Ang sitwasyon ay..."

Ang temperatura sa ibabaw ng Araw ay natutukoy sa pamamagitan ng pagsusuri sa solar spectrum. Ito ay kilala na ito ang pinagmumulan ng enerhiya para sa lahat ng mga natural na proseso sa Earth, samakatuwid, natukoy ng mga siyentipiko ang dami ng halaga ng pag-init ng iba't ibang bahagi ng ating bituin.

Ang intensity ng radiation sa mga indibidwal na bahagi ng kulay ng spectrum ay tumutugma sa temperatura na 6000 degrees. Ito ang temperatura ng ibabaw ng Araw o photosphere.

Sa mga panlabas na layer ng solar na kapaligiran - sa chromosphere at sa corona - mas mataas na temperatura ay sinusunod. Sa korona ito ay humigit-kumulang isa hanggang dalawang milyong digri. Sa mga lugar ng malalakas na paglaganap, ang temperatura sa maikling panahon ay maaaring umabot ng kahit limampung milyon. Dahil sa mataas na pag-init sa corona sa itaas ng flare, ang intensity ng X-ray at radio emissions ay lubhang tumataas.

Mga kalkulasyon ng pag-init ng aming bituin

Ang pinakamahalagang proseso na nagaganap sa Araw ay ang conversion ng hydrogen sa helium. Ang prosesong ito ang pinagmumulan ng lahat ng enerhiya ng Araw.
Ang solar core ay napakasiksik at napakainit. Madalas na nangyayari ang marahas na banggaan ng mga electron, proton at iba pang nuclei. Minsan ang mga banggaan ng mga proton ay napakabilis na sila, na nagtagumpay sa puwersa ng de-koryenteng pagtanggi, ay lumalapit sa isa't isa sa loob ng distansya ng kanilang diameter. Sa distansya na ito, ang puwersang nuklear ay nagsisimulang kumilos, bilang isang resulta kung saan ang mga proton ay pinagsama at naglalabas ng enerhiya.

Apat na proton ang unti-unting nagsasama-sama upang bumuo ng isang helium nucleus, na may dalawang proton na nagiging neutron, dalawang positibong singil ang inilabas sa anyo ng mga positron, at dalawang hindi mahahalata na neutral na mga particle - neutrino - na lumilitaw. Kapag nakatagpo sila ng mga electron, ang parehong mga positron ay nagiging gamma ray photon (pagkawasak).

Ang natitirang enerhiya ng isang helium atom ay mas mababa kaysa sa natitirang enerhiya ng apat na hydrogen atoms.

Ang pagkakaiba sa masa ay nagiging gamma photon at neutrino. Ang kabuuang enerhiya ng lahat ng nabuong gamma photon at dalawang neutrino ay 28 MeV. Nakuha ng mga siyentipiko paglabas ng mga photon.
Ito ang dami ng enerhiya na inilalabas ng Araw sa isang segundo. Ang halagang ito ay kumakatawan sa kapangyarihan ng solar radiation.