івнює швидкості світла, вони стикаються і перевипромінюють так багато разів, що потрібно близько мільйона років, перш ніж окремий фотон зможе досягти верхньої межі променистої зони і покинути її. Щільність плазми при переході від внутрішньої до зовнішньої кордоні променистої зони різко зменшується від 20 г/см3, що приблизно дорівнює щільності золота, до всього лише 0.2 г/см3, що менше, ніж щільність води. Температура на тій же відстані падає від 7000000 градусів до приблизно 2 мільйонів.
Кордон розділу (тахоклін).
Сонячне будова включає тонкий прикордонний шар, що знаходиться між променистої зоною і конвективної зоною і, мабуть грає надзвичайно важливу роль у формуванні сонячного магнітного поля. Є підстави вважати, що саме тут найефективніше працює так званий механізм магнітного динамо. Суть цього механізму в тому, що потоки плазми витягають силові лінії магнітного поля і тим самим збільшують його напруженість. Схоже також, що в цій області відбувається різка зміна хімічного складу плазми.
3) Конвективна зона.
Конвективна зона це самий зовнішній з шарів, складових внутрішню будівлю Сонця. Він починається на глибині близько 200 000 км і тягнеться аж до сонячної поверхні. Температура плазми в підставі конвективної зони все ще досить висока - вона становить близько 2000000 ° C. Але проте цього вже недостатньо для повної іонізації важких атомів (таких як вуглець, азот, кисень, кальцій і залізо). Ці іони з електронами на орбіті ефективно поглинають надходить з глибини Сонця випромінювання і роблять середовище менш прозорою. Поглинаючи випромінювання, речовина внизу конвективної зони нагрівається, і починається процес його кипіння (або конвекції). Конвекція починається, коли градієнт температури (темп з яким температура падає з висотою) стає більше, ніж так званий адіабатичний градієнт (швидкість зменшення температури елемента речовини при переміщенні цього елемента вгору без додаткового нагрівання). Там, де виконується ця умова, обсяги плазми, переміщені вгору, виявляться тепліше, ніж навколишнє середовище і з цієї причини продовжать свій підйом далі вже без додатка зовнішніх сил. Ці конвективні руху плазми дуже швидко переносять тепло з глибини Сонця до його поверхні. При цьому піднімається речовина розширюється і охолоджується. При наближенні до видимої поверхні Сонця температура плазми падає до 5,700 ° K, а її щільність стає дорівнює тільки 0.0000002 г/см? (Близько однієї десятитисячної від щільності повітря на рівні моря). Конвективні руху плазми видно на її поверхні як гранули і супергранули.
4. Атмосфера сонця
Фотосфера.
Фотосфера - випромінюючий шар зоряної атмосфери, в якому формується безперервний спектр випромінювання. Фотосфера дає основну частину випромінювання зірки.
Фотосфера (шар, що випромінює світло) утворює видиму поверхню Сонця. Її товщина відповідає оптичної товщині приблизно в 2/3 одиниць. В абсолютних величинах фотосфера досягає товщини, за різними оцінками, від 100 до 400 км. З фотосфери виходить основна частина оптичного (видимого) випромінювання Сонця, випромінювання ж з глибших шарів до нас вже не доходить. Температура в міру наближення до зовнішнього краю фотосфери зменшується з 6600 К до 4400 К. Так як газ у фотосфері є відносно розрідженим, то швидкість його обертання багато менше швидкості обертання твердих тіл. При цьому газ в екваторіальній і полярних областях, рухається нерівномірно - на екваторі він робить оборот за 24 дні, на полюсах - за 30 днів.
Склад фотосфери:
Водород73,46% Гелій 24,85%
Кіслород0,77% Углерод0,29%
Железо0,16% Сірка 0,12%
Неон0,12% Азот0,09%
Кремній0,07% Магній0,05%
Хромосфера.
Хромосфера- зовнішня оболонка Сонця завтовшки близько 2000 км, навколишнє фотосферу. Походження назви цієї частини сонячної атмосфери пов'язано з її червонуватим кольором, викликаним тим, що у видимому спектрі хромосфери домінує червона H-альфа лінія випромінювання водню із серії Бальмера. Верхня межа хромосфери не має вираженої гладкій поверхні, з неї постійно відбуваються гарячі викиди, звані спікулами. Число спикул, спостережуваних одночасно, складає в середньому 60-70 тис.
Щільність хромосфери невелика, тому яскравість недостатня для спостереження в звичайних умовах. Але при повному сонячному затемненні, коли Місяць закриває яскраву фотосферу, розташована над нею хромосфера стає видимою і світиться червоним кольором. Її можна також спостерігати в будь-який час за допомогою спеціальних вузькосмугових оптичних фільтрів. Крім вже згаданої лінії H-альфа з довжиною хвилі 656,3 нм, фільтр також мо...
