Напоминаем: ни при каких обстоятельствах не смотрите на Солнце без защитных фильтров, так как это может привести к повреждению зрения.
См. также статьи "Ядерный синтез", "Звезды 2".
СОЛНЦЕ 2: СОЛНЕЧНАЯ АКТИВНОСТЬ
На фотографиях солнечной фотосферы, сделанных с высоким разрешением, видно, что она имеет гранулированную, или пятнистую, структуру. Пятна представляют собой конвекционные ячейки шириной примерно 1000 км. Эти конвекционные ячейки являются частью конвекционной зоны, которая, как считается, составляет до 0,3 радиуса Солнца. Каждая гранула существует не более нескольких минут, по мере того как раскаленное вещество поднимается вверх в ее центре, а затем остывает и опускается вниз по краям. Хромосферой называется тонкий слой газа, гораздо менее плотного, чем фотосфера, и находящегося над ней. Температура хромосферы меняется от 4000К на границе фотосферы до более 20 000К на границе хромосферы. Реактивные струи газа, которые называются спикулами, поднимаются с высокой скоростью до высоты 10 000 км и падают, исчезая через 10–20 минут. Спикулы возникают по границам супергранул, которые представляют собой крупные группы гранул неправильной формы. Газовые потоки пересекают фотосферу от центральных регионов супергранулы до ее границ, где газ опускается обратно в ее недра.
Солнечная корона — это оболочка горячего газа, окружающая Солнце и простирающаяся на разные расстояния во всех направлениях от Солнца. Ее плотность составляет около 1 миллионной миллионной плотности фотосферы,[36] а температура достигает почти 2 млн. градусов. На ультрафиолетовых изображениях короны, сделанных космическим зондом SOHO, можно видеть дыры в солнечной короне, которые играют роль выпускных клапанов для солнечного ветра. Во время мощных извержений в короне происходят выбросы солнечного газа в космос на огромные расстояния. Кроме того, из фотосферы вырастают гигантские дуги, состоящие из солнечного вещества и называемые протуберанцами. Протуберанцы продолжаются несколько дней или даже недель, а затем их активность затухает. Солнечные вспышки отличаются еще большей мощностью. При солнечной вспышке из фотосферы происходит выброс огромного количества вещества и излучения, а отдельные участки фотосферы внезапно нагреваются до температур более 5 000 000К.
См. также статью "Солнечный ветер".
СОЛНЦЕ 3: СОЛНЕЧНЫЕ ПЯТНА
Солнечные пятна, возникающие в фотосфере, имеют неправильную форму и варьируют по размеру от 10 000 км и более. Солнечное пятно существует от нескольких часов до нескольких месяцев, а потом исчезает. Часто возникают группы солнечных пятен; каждое пятно имеет свой темный центр с температурой около 4000К. Этот темный участок, который называется тенью, окружен более светлым регионом с температурой около 5000К, называемым полутенью.
Солнечные пятна движутся по солнечному диску, так как Солнце постоянно вращается, совершая полный оборот вокруг своей оси примерно за 4 недели. Чем дальше солнечное пятно расположено от экватора, тем больше времени ему требуется на полный оборот вместе с вращающимся Солнцем. Солнечные пятна вблизи экватора совершают полный оборот примерно за 25 дней, тогда как солнечные пятна около полюсов совершают полный оборот за 35 дней. Причина заключается в том, что Солнце представляет собой шар газообразного материала и скорость его вращения уменьшается вместе с уменьшением широты.
Каждые 11 лет количество солнечных пятен в фотосфере увеличивается до максимального, а затем уменьшается до минимума. Максимальное количество солнечных пятен наблюдалось в 1989 и 2000 году; следующий максимум произойдет в 2011 году. В 1986 году на Солнце было очень мало пятен. В каждом 11 — летнем цикле солнечные пятна сначала появляются в 30° к северу и югу от экватора и постепенно приближаются к экватору. Через 11 лет они оказываются в экваториальной области, перед тем как исчезнуть и вновь появиться в 30° к северу и югу от экватора. Солнечные пятна связаны с магнитным полем Солнца, так как пятна в тыловой зоне, движущиеся группой, имеют противоположный магнитный заряд по сравнению с пятнами во фронтальной группе. Кроме того, магнитная полярность, связанная с солнечными пятнами, испытывает инверсию каждые 11 лет, когда полярность магнитных полюсов Солнца меняется на противоположную.