Cíle Vzdělávání
na konci této části, budete moci:
- Vysvětlete, jak složení Slunce se liší od Země,
- Popsat různé vrstvy Slunce a jejich funkce
- Vysvětlit, co se děje v různých částech Sluneční atmosféry
Slunce, stejně jako všechny hvězdy, je obrovská koule extrémně horké, převážně ionizovaný plyn, svítí pod jeho vlastní sílou. A máme na mysli enormní., Slunce by se mohlo vejít do 109 zemin vedle sebe přes jeho průměr a má dostatek objemu (zabírá dostatek místa), aby udrželo asi 1, 3 milionu zemin.
slunce nemá pevný povrch nebo kontinenty jako země, ani nemá pevné jádro (Obrázek 1). Má však hodně struktury a může být diskutována jako řada vrstev, ne na rozdíl od cibule. V této části popisujeme obrovské změny, ke kterým dochází v rozsáhlém interiéru a atmosféře Slunce, a dynamické a násilné erupce, ke kterým dochází denně ve vnějších vrstvách.,
Obrázek 1. Země a Slunce: Tady, Země je zobrazena v měřítku s částí Slunce a obří smyčky horkého plynu tryskající z jeho povrchu. Vložka ukazuje celé Slunce, menší. (kredit: modifikace práce SOHO/EIT/ESA)
některé základní charakteristiky Slunce jsou uvedeny v tabulce 1. I když některé z termínů v této tabulce mohou být neznámé pro vás právě teď, budete poznat je, jak budete číst dál.
| Tabulka 1., Vlastnosti Slunce | ||
|---|---|---|
| Charakteristika | , Jak | Hodnota |
| vzdálenost | Radarový odraz od planety | 1 AU (149,597,892 km) |
| Maximální vzdálenost od Země | 1.521 × 108 km | |
| Minimální vzdálenosti od Země | 1.471 × 108 km | |
| Hmotnost | Oběžné dráhy Země. | 333,400 hmotnosti Země (1.99 × 1030 kg) |
| úhlový průměr | Přímé měření | 3159.,3 |
| Diameter of photosphere | Angular size and distance | 109.3 × Earth diameter (1.39 × 106 km) |
| Mean density | Mass/volume | 1.41 g/cm3
(1400 kg/m3) |
| Gravitational acceleration at photosphere (surface gravity) | GM/R2 | 27.9 × Earth surface gravity = 273 m/s2 |
| Solar constant | Instrument sensitive to radiation at all wavelengths | 1370 W/m2 |
| Luminosity | Solar constant × area of spherical surface 1 AU in radius | 3.,8 × 1026 W |
| Spektrální třídy | Spektra | G2V |
| Efektivní teplota | Odvozené z světelnost a poloměr Slunce. | 5800 K |
| Rotační doba na rovníku | sluneční Skvrny a Dopplerův posun ve spektrech pořízených na okraji Slunce | 24 dní 16 hodin |
| Sklon rovníku k ekliptice | Pohyby skvrn | 7°10.,5 |
Složení Sluneční Atmosféře
Pojďme začít tím, že žádá, co sluneční atmosféry. Jak je vysvětleno v záření a spektrech, můžeme použít spektrum absorpční linie hvězdy k určení, jaké prvky jsou přítomny. Ukazuje se, že Slunce obsahuje stejné prvky jako země, ale ne ve stejných poměrech. Asi 73% hmotnosti Slunce je vodík a dalších 25% je helium., Všechny ostatní chemické prvky (včetně těch, které známe a milujeme v našich vlastních tělech, jako je uhlík, kyslík a dusík) tvoří pouze 2% naší hvězdy. 10 nejhojnějších plynů ve viditelné povrchové vrstvě Slunce je uvedeno v tabulce 1. Prozkoumejte tuto tabulku a všimněte si, že složení vnější vrstvy Slunce je velmi odlišné od zemské kůry, kde žijeme. (V kůře naší planety jsou tři nejhojnější prvky kyslík, křemík a hliník.) I když ne jako naše planeta, make-up Slunce je obecně typický pro hvězdy.,
| Table 1. The Abundance of Elements in the Sun | ||
|---|---|---|
| Element | Percentage by Number of Atoms | Percentage By Mass |
| Hydrogen | 92.0 | 73.4 |
| Helium | 7.8 | 25.0 |
| Carbon | 0.02 | 0.20 |
| Nitrogen | 0.008 | 0.09 |
| Oxygen | 0.06 | 0.80 |
| Neon | 0.,01 | 0.16 |
| Magnesium | 0.003 | 0.06 |
| Silicon | 0.004 | 0.09 |
| Sulfur | 0.002 | 0.05 |
| Iron | 0.003 | 0.14 |
Figure 2. Cecilia Payne-Gaposchkin (1900–1979): Her 1925 doctoral thesis laid the foundations for understanding the composition of the Sun and the stars., Přesto, jako žena, nedostala formální jmenování na Harvardu, kde pracovala, až do roku 1938 a nebyla jmenována profesorem až do roku 1956. (kredit: Smithsonian Instituce)
skutečnost, že naše Slunce a hvězdy všechny mají podobné složení a jsou tvořeny převážně vodík a helium bylo poprvé uvedeno v brilantní práce v roce 1925 Cecilia Payne-Gaposchkin, první žena, aby si Doktorát z astronomie ve Spojených Státech (Obrázek 2)., Nicméně, myšlenka, že nejjednodušší lehkých plynů—vodíku a helia—byly nejhojnější prvky v hvězdy, bylo tak nečekané a šokující, že předpokládala, že její analýza údajů musí být špatně. V té době napsala: „Obrovská hojnost odvozená pro tyto prvky ve hvězdné atmosféře téměř jistě není skutečná.“Dokonce i vědci někdy těžko přijímají nové myšlenky, které nesouhlasí s tím, co každý „ví“, že má pravdu.
před prací Payne-Gaposchkina všichni předpokládali, že složení Slunce a hvězd bude podobně jako složení Země., Bylo to 3 roky po její tezi, že jiné studie dokázaly bezpochyby, že obrovské množství vodíku a helia na slunci je skutečně skutečné. (A jak uvidíme, složení Slunce a hvězd je mnohem typičtější pro make-up vesmíru než lichá koncentrace těžších prvků, které charakterizují naši planetu.)
Většina prvků nalezených v Slunce jsou ve formě atomů, s malým počtem molekul, to vše v podobě plynů: Slunce je tak horký, že bez ohledu na to může přežít jako kapalina nebo pevná látka., Ve skutečnosti je slunce tak horké, že mnoho atomů v něm je ionizováno, tj. Toto odstranění elektronů z jejich atomů znamená, že tam je velké množství volných elektronů a kladně nabité ionty na Slunci, což je elektricky nabité prostředí—zcela odlišné od neutrální, ve kterém čtete tento text. (Vědci nazývají takový horký ionizovaný plyn plazmou.)
v devatenáctém století vědci pozorovali spektrální linii na 530.,3 nanometry ve vnější atmosféře Slunce, nazývané Korona (vrstva, o které budeme diskutovat za minutu.) Tato linie nebyla nikdy předtím vidět, a tak se předpokládalo, že tato linie byla výsledkem nového prvku nalezeného v koroně, rychle pojmenovaného coronium. Až o 60 let později astronomové zjistili, že tato emise byla ve skutečnosti způsobena vysoce ionizovaným železem a 13 jeho elektronů se svléklo. Takto jsme poprvé zjistili, že Sluneční atmosféra měla teplotu více než milion stupňů.,
Vrstvy Slunce pod Viditelný Povrch
Obrázek 3. Části Slunce: Tento obrázek ukazuje různé části Slunce, od horkého jádra, kde energie je generována prostřednictvím regionů, kde je energie transportována ven, nejprve sáláním, tak prouděním, a pak se přes sluneční atmosféry. Části atmosféry jsou také označeny fotosférou, chromosférou a koronou. Jsou zobrazeny některé typické rysy v atmosféře, jako jsou koronální otvory a prominence., (kredit: modifikace práce NASA / Goddard)
obrázek 3 ukazuje, jak by Slunce vypadalo, kdybychom viděli všechny jeho části od středu k jeho vnější atmosféře; termíny na obrázku se vám při čtení seznámí.
vrstvy Slunce se od sebe liší a každá z nich hraje roli při výrobě energie, kterou slunce nakonec vydává. Začneme s jádrem a propracujeme se přes vrstvy. Sluneční jádro je extrémně husté a je zdrojem veškeré Jeho energie., Uvnitř jádra se uvolňuje jaderná energie (způsoby, jak budeme diskutovat na slunci: jaderná elektrárna). Jádro je přibližně 20% velikosti solárního interiéru a předpokládá se, že má teplotu přibližně 15 milionů K, což z něj činí nejžhavější část Slunce.
nad jádrem je oblast známá jako radiativní zóna—pojmenovaná pro primární způsob transportu energie přes ni. Tato oblast začíná asi na 25% vzdálenosti od slunečního povrchu a rozkládá se až na asi 70% cesty k povrchu., Světlo vyrobené v jádru je transportován přes radiativní zóna velmi pomalu, protože vysoká hustota hmoty v této oblasti znamená, že foton nemůže cestovat příliš daleko, aniž by se setkávat částice, což způsobuje to, změnit směr a ztratí energii.
konvektivní zóna je nejvzdálenější vrstvou solárního interiéru. Je to silná vrstva přibližně 200 000 kilometrů hluboká, která přenáší energii z okraje radiativní zóny na povrch obřími konvekčními buňkami, podobně jako hrnec vroucí ovesné vločky., Plazma ve spodní části konvektivní zóny je extrémně horká a bublá na povrch, kde ztrácí teplo do vesmíru. Jakmile se plazma ochladí, klesá zpět na dno konvektivní zóny.
Nyní, že jsme dali rychlý přehled o struktuře celé Slunce, v této části jsme se vydat na cestu přes viditelné vrstvy Slunce, začíná s fotosféra—viditelný povrch.
sluneční Fotosféra
obrázek 4., Sluneční Fotosféra plus sluneční skvrny: tato fotografie ukazuje fotosféru-viditelný povrch Slunce. Také je zobrazen zvětšený obraz skupiny slunečních skvrn; velikost Země je zobrazena pro srovnání. Sluneční skvrny vypadají tmavší, protože jsou chladnější než jejich okolí. Typická teplota ve středu velké sluneční skvrny je asi 3800 K, zatímco fotosféra má teplotu asi 5800 k. (kredit: modifikace práce NASA/SDO)
zemský vzduch je obecně průhledný., Ale za smoggyho dne v mnoha městech se může stát neprůhledným, což nám brání vidět přes něj přes určitý bod. Něco podobného se děje na slunci. Jeho vnější atmosféra je průhledná, což nám umožňuje podívat se na krátkou vzdálenost. Ale když se snažíme nahlédnout do atmosféry hlouběji do slunce, náš pohled je zablokován. Fotosféra je vrstva, kde se slunce stává neprůhledným a označuje hraniční minulost, kterou nemůžeme vidět (obrázek 4).,
jak jsme viděli, energie, která vychází z fotosféry, byla původně generována hluboko uvnitř Slunce (více o tom na slunci: jaderná elektrárna). Tato energie je ve formě fotonů, které se pomalu dostávají k slunečnímu povrchu. Mimo Slunce, můžeme pozorovat pouze ty fotony, které jsou emitovány do sluneční fotosféry, kde je hustota atomů je dostatečně nízká a fotony můžete konečně uniknout ze Slunce, aniž by se srazil s další atom nebo ion.,
jako analogii si představte, že se účastníte velké kampusové rally a našli jste hlavní místo poblíž centra akce. Váš přítel přijde pozdě a zavolá vám na váš mobilní telefon a požádá vás, abyste se k ní připojili na okraji davu. Rozhodnete se, že přátelství stojí víc než hlavní místo, a tak se vydáte přes hustý dav, abyste se s ní setkali. Můžete se pohybovat pouze na krátké vzdálenosti, než by narážela do někoho, změna směru, a zkuste to znovu, aby si cestu pomalu na vnější okraj davu., To vše, vaše úsilí není viditelné pro vašeho čekajícího přítele na okraji. Váš přítel vás nemůže vidět, dokud se nedostanete velmi blízko k okraji kvůli všem tělům v cestě. Takže taky fotony, aby jejich cestu přes Slunce se neustále narážet do atomů, změna směru, pracovní cestě pomalu směrem ven, a stávají viditelné pouze tehdy, když se dostanou do atmosféry Slunce, kde hustota atomů je příliš nízká, aby blokovat jejich pokrok směrem ven.,
Astronomové zjistili, že sluneční atmosféra se mění od téměř dokonale průhledné, téměř zcela neprůhledné, ve vzdálenosti jen něco přes 400 kilometrů, to je to tenký regionu, který nazýváme fotosféra, slovo, které pochází z řeckého „světelné koule.“Když astronomové mluví o“ průměru “ Slunce, znamenají velikost oblasti obklopené fotosférou.
fotosféra vypadá ostře pouze z dálky. Pokud byste padali na slunce, necítili byste žádný povrch, ale cítili byste postupné zvyšování hustoty plynu, který vás obklopuje., Je to stejné, jako když padáte mrakem při parašutismu. Z dálky vypadá oblak, jako by měl ostrý povrch, ale při pádu do něj necítíte povrch. (Jeden velký rozdíl mezi těmito dvěma scénáři je však teplota. Slunce je tak horké, že byste byli odpařeni dlouho předtím, než jste dosáhli fotosféry. Parašutismus v zemské atmosféře je mnohem bezpečnější.)
obrázek 5., Granulační vzor: povrchové značení konvekčních buněk vytváří granulační vzor na tomto dramatickém obrazu (vlevo) převzatém z japonské kosmické lodi Hinode. Můžete vidět stejný vzor, když zahřejete miso polévku. Na pravém obrázku je nepravidelný sluneční skvrna a granule na povrchu Slunce, viděné švédským solárním dalekohledem 22. srpna 2003., (kredit: úprava práce Hinode JAXA/NASA/PPARC; kreditní právo: ISP/SST/Oddbjorn Engvold, Jun Elin Wiik, Luc Rouppe van der Voort)
možná Jsme na vědomí, že atmosféra Slunce není velmi hustá vrstva oproti vzduchu v místnosti, kde čtete tento text. V typickém bodě fotosféry je tlak menší než 10% zemského tlaku na hladině moře a hustota je asi deset tisícina zemské atmosférické hustoty na hladině moře.,
pozorování s dalekohledy ukazují, že fotosféra má skvrnitý vzhled, připomínající zrna rýže rozlité na tmavém ubrusu nebo hrnci vroucí ovesné vločky. Tuto strukturu fotosféry, se nazývá granulace (viz Obrázek 5) Granule, které jsou obvykle 700 až 1000 kilometrů v průměru (o šířce Texas), se objeví jako světlé oblasti, je obklopen úzkými, tmavší (chladnější) oblasti. Životnost jednotlivých granulí je pouze 5 až 10 minut., Ještě větší jsou supergranuly, které jsou asi 35 000 kilometrů napříč (asi o velikosti dvou zemin) a trvají asi 24 hodin.
pohyby granulí lze studovat zkoumáním Dopplerových posunů ve spektrech plynů těsně nad nimi (viz Dopplerův efekt). Jasné granule jsou sloupy teplejších plynů stoupajících rychlostí 2 až 3 kilometry za sekundu pod fotosférou. Jak tento stoupající plyn dosáhne fotosféry, šíří se, ochlazuje a znovu klesá do tmavších oblastí mezi granulemi., Měření ukazují, že centra granule jsou žhavější než mezikrystalové regionů o 50 až 100 K.
chromosféra
obrázek 6., Sluneční Atmosféře: Kompozitní obrázek ukazuje tři složky sluneční atmosféra: fotosféra nebo povrchu Slunce pořízené v běžném světle, chromosféra, nasvícené světlo silné červené spektrální čáře vodíku (H-alfa); a corona, jak je vidět s X-paprsky. (kredit: modifikace práce NASA)
vnější plyny slunce sahají daleko za fotosféru (obrázek 6). Protože jsou průhledné vůči nejviditelnějšímu záření a emitují pouze malé množství světla, je obtížné tyto vnější vrstvy pozorovat., Oblast sluneční atmosféry, která leží bezprostředně nad fotosférou, se nazývá chromosféra. Až do tohoto století byla chromosféra viditelná pouze tehdy, když byla fotosféra skryta měsícem během úplného zatmění Slunce (viz kapitola o Zemi, měsíci a obloze). V sedmnáctém století, několik pozorovatelů popsal, co se jim zjevil jako úzké červené „série“ nebo „okrajový“ kolem okraje Měsíce během krátkého okamžiku po Sluneční fotosféry byla pokryta. Název chromosféra, z řečtiny pro „barevnou kouli“, byl dán tomuto červenému pruhu.,
Připomínky během zatmění ukazují, že chromosféra je o 2000 až 3000 kilometrů silná, a jeho spektrum se skládá z jasných emisních čar, což naznačuje, že tato vrstva se skládá z horké plyny vyzařují světlo na diskrétních vlnových délkách. Načervenalou barvu chromosféra vzniká z jedné z nejsilnější emisní čáry ve viditelné části svého spektra—jasně červené linky způsobené vodíkem, prvkem, který, jak jsme již viděli, dominuje složení Slunce.,
v roce 1868 pozorování chromosférického spektra odhalila žlutou emisní čáru, která neodpovídala žádnému dříve známému prvku na Zemi. Vědci si rychle uvědomili, že našli nový prvek a pojmenovali ho helium (po Heliosovi, řeckém slově „slunce“). Trvalo až do roku 1895, než bylo na naší planetě objeveno helium. Dnes jsou studenti pravděpodobně nejvíce obeznámeni s tím, jak lehký plyn používaný k nafouknutí balónků, i když se ukazuje, že je druhým nejhojnějším prvkem ve vesmíru.
teplota chromosféry je asi 10 000 K., To znamená, že chromosféra je teplejší než fotosféra, což by se mělo zdát překvapivé. Ve všech situacích jsme obeznámeni s, teploty klesají jako jeden se pohybuje směrem od zdroje tepla, a chromosféra je dál od středu Slunce, než fotosféra je.
přechodová oblast
Obrázek 7. Teploty ve Sluneční Atmosféře: Na tomto grafu, teplota je zobrazena rostoucí směrem nahoru, a výška nad fotosféry je prokázáno, zvyšující se doprava., Všimněte si velmi rychlého zvýšení teploty na velmi krátkou vzdálenost v přechodové oblasti mezi chromosférou a koronou.
zvýšení teploty se chromosférou nezastaví. Nad ním je oblast ve sluneční atmosféře, kde se teplota mění z 10 000 K (typické pro chromosféru) na téměř milion stupňů. Nejteplejší část sluneční atmosféry, která má teplotu milion stupňů nebo více, se nazývá Korona. Vhodně se část Slunce, kde dochází k rychlému nárůstu teploty, nazývá přechodová oblast., Je pravděpodobně jen několik desítek kilometrů tlustý. Obrázek 7 shrnuje, jak se teplota sluneční atmosféry mění z fotosféry směrem ven.
V roce 2013, NASA vypustil Interface Region Imaging Spectrograph (IRIS) pro studium přechodové oblasti, aby lépe pochopit, jak a proč tento prudký nárůst teploty nastane. IRIS je první vesmírná mise, která je schopna získat obrázky s vysokým prostorovým rozlišením různých funkcí vytvořených v tomto širokém teplotním rozsahu a vidět, jak se mění s časem a umístěním (Obrázek 8).,
Obrázek 3 a červené graf na Obrázku 7 se Slunce zdá spíše jako cibule, s hladké kulovité skořápky, každý s jinou teplotou. Astronomové po dlouhou dobu skutečně mysleli na slunce tímto způsobem. Nicméně, my nyní víme, že když se tento nápad vrstev—fotosféře, chromosféře, přechodové oblasti, corona—popisuje obraz poměrně dobře, Sluneční atmosféra je opravdu složitější, s teplé a chladné oblasti smíšené., Například, mraky oxidu uhelnatého plynu s teplotou chladnější než 4000 K byly nyní nalezeny ve stejné výšce nad fotosféry jako mnohem teplejší plyn chromosféře.
Obrázek 8. Obraz část přechodové oblasti corona, ukazuje žárovky, nebo pásky-jako struktura se skládá z mnoha jednotlivých vláken,
Corona
nejvzdálenější část Sluneční atmosféry se nazývá koróna. Stejně jako chromosféra byla Korona poprvé pozorována během úplných zatmění (obrázek 9)., Na rozdíl od chromosféry je Korona známá po mnoho staletí: odkazoval se na ni římský historik Plutarch a Kepler ji podrobně diskutoval.
obrázek 9. Coronagraph: tento obraz Slunce byl pořízen 2. března 2016. Větší tmavý kruh ve středu je disk, který blokuje sluneční záři, což nám umožňuje vidět koronu. Menší vnitřní kruh je místo, kde by Slunce bylo, kdyby bylo vidět na tomto obrázku., (kredit: modifikace práce NASA/Soho)
Korona se rozprostírá miliony kilometrů nad fotosférou a vydává asi polovinu světla jako úplněk. Důvod, proč nevidíme toto světlo, dokud nedojde k zatmění, je ohromující lesk fotosféry. Stejně jako jasná městská světla ztěžují vidění slabého hvězdného světla, tak i intenzivní světlo z fotosféry skrývá slabé světlo z korony. Zatímco nejlepší čas vidět corona od Země je během úplného zatmění slunce lze pozorovat snadno z obíhající kosmické lodi., Jeho světlejší části mohou nyní být fotografoval s speciální nástroj—coronagraph—odstraňuje Sluneční odlesky od obrazu s occulting disk (kruhový kus materiálu konat tak, to je jen v přední části Slunce).
studie jeho spektra ukazují, že Korona má velmi nízkou hustotu. Ve spodní části koróny, tam jsou jen asi 109 atomů na krychlový centimetr, ve srovnání s asi 1016 atomů na krychlový centimetr v horní fotosféry a 1019 molekul na krychlový centimetr na úrovni moře v Zemské atmosféře., Korona se velmi rychle rozpadá ve větších výškách, kde odpovídá vysokému vakuu podle laboratorních standardů země. Korona sahá tak daleko do vesmíru-daleko za Zemí-že zde na naší planetě technicky žijeme v atmosféře Slunce.
Sluneční Vítr
Jeden z nejvíce pozoruhodných objevů o Sluneční atmosféře je, že to vytváří proud nabitých částic (hlavně protonů a elektronů), který nazýváme sluneční vítr., Tyto částice proudí ven ze slunce do sluneční soustavy rychlostí asi 400 kilometrů za sekundu (téměř 1 milion mil za hodinu)! Sluneční vítr existuje, protože plyny v koroně jsou tak horké a pohybují se tak rychle, že je nelze zadržet sluneční gravitací. (Ten vítr byl vlastně objeven jeho vliv na účtovány ocasy komet; v jistém smyslu, můžeme vidět, komety ocasy ránu v sluneční vítr jak vítr ponožky na letišti nebo záclony v otevřeném okně flutter na Zemi.)
i když je materiál slunečního větru velmi, velmi rarifikovaný (tj.,, extrémně nízká hustota), Slunce má obrovskou plochu povrchu. Astronomové odhadují, že Slunce každým rokem tímto větrem ztrácí asi 10 milionů tun materiálu. Zatímco toto množství ztracené hmoty se zdá být podle zemských standardů velké, je pro Slunce zcela nevýznamné.
obrázek 10. Koronální díra: temná oblast viditelná poblíž jižního pólu slunce na tomto snímku kosmické lodi Solar Dynamics Observer je koronální díra. (kredit: modifikace práce NASA/SDO)
odkud se na slunci objevuje sluneční vítr?, Na viditelných fotografiích se sluneční korona jeví jako poměrně jednotná a hladká. Rentgenové a extrémní ultrafialové snímky však ukazují, že Korona má smyčky, plumy a světlé i tmavé oblasti. Velké tmavé oblasti korony, které jsou relativně chladné a tiché, se nazývají koronální otvory (obrázek 10). V těchto oblastech se linie magnetického pole natáhnou daleko do vesmíru daleko od Slunce, než aby se smyčkovaly zpět na povrch. Sluneční vítr pochází převážně z koronálních děr, kde plyn může proudit od Slunce do vesmíru neomezeně magnetickými poli., Horký koronální plyn je naopak přítomen hlavně tam, kde ho magnetická pole zachytila a koncentrovala.
na povrchu země jsme do jisté míry chráněni před slunečním větrem naší atmosférou a magnetickým polem Země (viz země jako planeta). Linky magnetického pole však přicházejí na zemi na severním a jižním magnetickém pólu. Zde nabité částice zrychlené slunečním větrem mohou sledovat pole dolů do naší atmosféry., Jako částice strike molekuly vzduchu, které způsobují jim, aby záře, vyrábějící krásné záclony světla, tzv. polární záře, nebo severní a jižní světla (Obrázek 11)
Obrázek 11. Aurora: barevná záře na obloze je výsledkem nabitých částic ve slunečním větru, které interagují s magnetickými poli Země. Ohromující displej zachycený zde se objevil nad jezerem Jokulsarlon na Islandu v roce 2013., (kredit: Moyan Brenn)
Klíčové Pojmy a Shrnutí
Slunce, naše hvězda, má několik vrstev pod viditelný povrch: jádro, zóna zářivé a konvektivní zóny. Ty jsou zase obklopeny řadou vrstev, které tvoří sluneční atmosféru., V pořadí rostoucí vzdálenosti od středu Slunce, jsou fotosféry, s teplotou, která se pohybuje od 4500 k do asi 6800 K, chromosféra, s typickou teplotě 104 K; přechodové oblasti, zónu, která může být jen několik kilometrů tlusté, kde se teplota rychle zvyšuje od 104 k až 106 K; a corona, s teplotou několika milionů K povrchu Slunce je strakaté s upwelling konvekční proudy neviděl tak horké, světlé granule. Částice slunečního větru proudí do sluneční soustavy koronálními otvory., Když se takové částice dostanou do blízkosti země, produkují polární záře, které jsou nejsilnější v blízkosti magnetických pólů Země. Vodík a helium spolu tvoří až 98% hmotnosti Slunce, jehož složení je mnohem více vlastností vesmíru na svobodě, než je složení Země.,je produkován vyvěrající proudy plynu, které jsou o něco teplejší, a proto jasnější, než okolní regiony, která proudí směrem dolů do Slunce
fotosféry: oblast solar (nebo stellar) atmosféru, z níž kontinuální záření uniká do prostoru.
plazmové: horký ionizovaný plyn,
sluneční vítr: proud horké, nabité částice opouštějící Slunce,
přechod kraj: oblasti ve Sluneční atmosféře, kde teplota stoupá velmi rychle od relativně nízkých teplotách, které charakterizují chromosféra vysoké teploty koróny
