læringsmål
Ved slutningen af det afsnit, du vil være i stand til at:
- Forklare, hvordan sammensætningen af Sun adskiller sig fra Jorden
- Beskrive de forskellige lag af Solen, og deres funktioner
- Forklare, hvad der sker i de forskellige dele af Solens atmosfære
Den Sun, som alle stjerner, er en enorm kugle af ekstremt varmt, stort set ioniseret gas, der skinner ved egen kraft. Og vi mener enorme., Solen kunne passe 109 jordarter side om side på tværs af dens diameter, og den har nok volumen (optager nok plads) til at holde omkring 1,3 millioner jordarter.
Solen har ikke en fast overflade eller kontinenter som Jorden, og den har heller ikke en fast kerne (Figur 1). Det har dog meget struktur og kan diskuteres som en række lag, ikke i modsætning til en løg. I dette afsnit beskriver vi de enorme ændringer, der sker i Solens omfattende indre og atmosfære, og de dynamiske og voldelige udbrud, der opstår dagligt i dens ydre lag.,
Figur 1. Jorden og solen: her er Jorden vist at skalere med en del af Solen og en kæmpe sløjfe af varm gas, der bryder ud fra dens overflade. Indsatset viser hele solen, mindre. (kredit: ændring af Soho/EIT/ESA ‘ s arbejde)
Nogle af solens grundlæggende egenskaber er anført i tabel 1. Selvom nogle af betingelserne i denne tabel muligvis ikke er kendt for dig lige nu, vil du lære dem at kende, når du læser videre.
| Tabel 1., Karakteristika af de Sol | ||
|---|---|---|
| Beskrivelse | Hvordan Fundet | Værdi |
| middelafstand | Radar refleksion fra planeter | 1 AU (149,597,892 km) |
| Maksimale afstand fra Jorden | 1.521 × 108 km | |
| Mindste afstand fra Jorden | 1.471 × 108 km | |
| Masse | Kredsløb om Jorden | 333,400 Jordens masse (1.99 × 1030 kg) |
| Betyder kantede diameter | Direkte måling | 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 |
| Spektrale klasse | Spektrum | G2V |
| Effektiv temperatur | Afledt af lysstyrke og radius af Solen | 5800 K |
| Rotation periode på ækvator | Solpletter og Doppler skift i spektre taget på kanten af Solen | 24 dage 16 timer |
| Hældning af ækvator til ekliptika | Bevægelser af solpletter | 7°10.,5 |
Sammensætningen af Solens Atmosfære
Lad os begynde med at spørge, hvad solens atmosfære er lavet af. Som forklaret i stråling og spektre kan vi bruge en stjernes absorptionslinjespektrum til at bestemme, hvilke elementer der er til stede. Det viser sig, at solen indeholder de samme elementer som Jorden, men ikke i samme proportioner. 73% af Solens masse er hydrogen, og en anden 25% er helium., Alle de andre kemiske elementer (inklusive dem, vi kender og elsker i vores egne kroppe, såsom kulstof, ilt og nitrogen) udgør kun 2% af vores stjerne. De 10 mest rigelige gasser i Solens synlige overfladelag er anført i tabel 1. Undersøg det bord og bemærk, at sammensætningen af Solens ydre lag er meget forskellig fra jordskorpen, hvor vi bor. (I vores planetens skorpe er de tre mest rigelige elementer ilt, silicium og aluminium.) Selvom det ikke er som vores planet, er solens makeup ganske typisk for stjerner generelt.,
| 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., Men som en kvinde, blev hun ikke givet en formel udnævnelse på Harvard, hvor hun arbejdede, indtil 1938 og blev ikke udnævnt en professor indtil 1956. (credit: Smithsonian Institution)
Det faktum, at Solen og stjernerne alle har lignende kompositioner, og er lavet af det meste af brint og helium blev første gang vist i et strålende speciale i 1925 af Cecilia Payne-Gaposchkin, den første kvinde til at få en PhD i astronomi i de Forenede Stater (Figur 2)., Ideen om, at de enkleste lysgasser—brint og helium—var de mest rigelige elementer i stjerner, var imidlertid så uventet og så chokerende, at hun antog, at hendes analyse af dataene skulle være forkert. På det tidspunkt skrev hun: “den enorme overflod, der stammer fra disse elementer i den stjernelige atmosfære, er næsten helt sikkert ikke reel.”Selv forskere har undertiden svært ved at acceptere nye ideer, der ikke er enige i, hvad alle “ved” at være rigtige.
før Payne-Gaposchkins arbejde antog alle, at sammensætningen af Solen og stjernerne ville være meget som Jordens., Det var 3 år efter hendes afhandling, at andre undersøgelser viste sig uden tvivl, at den enorme overflod af brint og helium i solen faktisk er reel. (Og som vi vil se, er sammensætningen af Solen og stjernerne meget mere typisk for universets makeup end den ulige koncentration af tungere elementer, der kendetegner vores planet.de fleste af de elementer, der findes i solen, er i form af atomer med et lille antal molekyler, alt sammen i form af gasser: solen er så varm, at ligegyldigt kan overleve som en væske eller et fast stof., Faktisk er solen så varm, at mange af atomerne i den ioniseres, det vil sige strippet af en eller flere af deres elektroner. Denne fjernelse af elektroner fra deres atomer betyder, at der er en stor mængde af frie elektroner og positivt ladede ioner i Solen, hvilket gør det til et elektrisk ladet miljø—helt forskellig fra den neutrale hvor du læser denne tekst. (Forskere kalder en sådan varm ioniseret gas et plasma.)
i det nittende århundrede observerede forskere en spektral linje ved 530.,3 nanometer i Solens ydre atmosfære, kaldet corona (et lag vi vil diskutere om et minut.) Denne linje havde aldrig været set før, og derfor blev det antaget, at denne linje var resultatet af et nyt element fundet i corona, hurtigt navngivet coronium. Det var først 60 år senere, at astronomer opdagede, at denne emission faktisk skyldtes stærkt ioniseret jern—jern med 13 af dets elektroner fjernet. Sådan opdagede vi først, at solens atmosfære havde en temperatur på mere end en million grader.,
solens lag under den synlige overflade
figur 3. Dele af Solen: denne illustration viser de forskellige dele af solen, fra den varme kerne, hvor energien genereres gennem regioner, hvor energi transporteres udad, først ved stråling, derefter ved konvektion og derefter ud gennem solatmosfæren. De dele af atmosfæren er også mærket fotosfæren, kromosfæren, og corona. Nogle typiske træk i atmosfæren er vist, såsom koronale huller og fremtrædelser., (kredit: ændring af arbejde af NASA/Goddard)
figur 3 viser, hvordan Solen ville se ud, hvis vi kunne se alle dele af det fra centrum til dets ydre atmosfære; udtrykkene i figuren bliver kendte for dig, når du læser videre.
solens lag er forskellige fra hinanden, og hver spiller en rolle i at producere den energi, som Solen i sidste ende udsender. Vi begynder med kernen og arbejder os ud gennem lagene. Solens kerne er ekstremt tæt og er kilden til al sin energi., Inde i kernen frigives atomenergi (på måder, vi vil diskutere i solen: et atomkraftværk). Kernen er cirka 20% af størrelsen på Solens indre og menes at have en temperatur på cirka 15 millioner K, hvilket gør det til den varmeste del af solen.
over kernen er en region kendt som strålings zoneonen—opkaldt efter den primære transportform for energi over den. 25% af afstanden til soloverfladen og strækker sig op til omkring 70% af vejen til overfladen., Det lys, der genereres i kernen er transporteret gennem den radiative zone, meget langsomt, da den høje tæthed af sagen i dette område betyder, at en foton kan ikke rejse for langt uden at støde på en partikel, som får den til at ændre retning og mister noget energi.
den konvektive zoneone er det yderste lag af Solens indre. 200.000 kilometer dybt, der transporterer energi fra kanten af strålings zoneonen til overfladen gennem gigantiske konvektionsceller, svarende til en gryde med kogende havregryn., Plasmaet i bunden af den konvektive zoneone er ekstremt varmt, og det bobler til overfladen, hvor det mister sin varme til rummet. Når plasmaet er afkølet, synker det tilbage til bunden af den konvektive .one.
nu hvor vi har givet et hurtigt overblik over hele solens struktur, vil vi i dette afsnit gå i gang med en rejse gennem solens synlige lag, der begynder med fotosfæren—den synlige overflade.
Den Sol Fotosfæren
Figur 4., Solfotosfæren plus solpletter: dette fotografi viser fotosfæren-solens synlige overflade. Også vist er et forstørret billede af en gruppe af solpletter; størrelsen af jorden er vist til sammenligning. Solpletter synes mørkere, fordi de er køligere end deres omgivelser. 3800 K, mens fotosfæren har en temperatur på omkring 5800 K. (kredit: ændring af arbejde af NASA/SDO)
jordens luft er generelt gennemsigtig., Men på en smoggy dag i mange byer kan det blive uigennemsigtigt, hvilket forhindrer os i at se igennem det forbi et bestemt punkt. Noget lignende sker i solen. Dens ydre atmosfære er gennemsigtig, så vi kan se en kort afstand gennem den. Men når vi forsøger at se gennem atmosfæren dybere ind i solen, er vores syn blokeret. Fotosfæren er det lag, hvor solen bliver uigennemsigtig og markerer grænsen forbi, som vi ikke kan se (figur 4).,
som vi så, blev energien, der kommer fra fotosfæren, oprindeligt genereret dybt inde i solen (mere om dette i solen: et atomkraftværk). Denne energi er i form af fotoner, som gør deres vej langsomt mod soloverfladen. Uden for solen kan vi kun observere de fotoner, der udsendes i solfotosfæren, hvor atomernes tæthed er tilstrækkelig lav, og fotonerne endelig kan flygte fra solen uden at kollidere med et andet atom eller ion.,
forestil dig som en analogi, at du deltager i et stort campus-rally og har fundet et førsteklasses sted nær midten af handlingen. Din ven ankommer sent og ringer til dig på din mobiltelefon for at bede dig om at slutte sig til hende i udkanten af mængden. Du beslutter, at venskab er mere værd end et førsteklasses sted, og så arbejder du dig ud gennem den tætte Skare for at møde hende. Du kan kun bevæge dig en kort afstand, før du støder på nogen, ændrer retning, og prøver igen, gør din vej langsomt til yderkanten af mængden., Alt dette mens din indsats ikke er synlig for din ventende ven ved kanten. Din ven kan ikke se dig, før du kommer meget tæt på kanten på grund af alle kroppe i vejen. Så også fotoner, der gør deres vej gennem solen, støder konstant ind i atomer, ændrer retning, arbejder sig langsomt udad og bliver kun synlige, når de når solens atmosfære, hvor atomernes tæthed er for lav til at blokere deres ydre fremskridt.,
har Astronomerne fundet ud af, at solens atmosfære ændringer fra næsten helt gennemsigtig til næsten helt uigennemsigtig i en afstand af lidt over 400 kilometer; det er denne tynde regionen, som vi kalder fotosfæren, et ord, der stammer fra det græske “lys-sfære.”Når astronomer taler om Solens” diameter”, betyder De størrelsen på regionen omgivet af fotosfæren.
fotosfæren ser kun skarp ud fra en afstand. Hvis I faldt i solen, ville I ikke føle nogen overflade, men ville bare fornemme en gradvis stigning i tætheden af gassen omkring jer., Det er stort set det samme som at falde gennem en sky, mens skydiving. Fra langt væk ser skyen ud som om den har en skarp overflade, men du føler ikke en overflade, når du falder ind i den. (En stor forskel mellem disse to scenarier er imidlertid temperatur. Solen er så varm, at du ville blive fordampet længe før du nåede fotosfæren. Faldskærmsudspring i Jordens atmosfære er meget sikrere.)
Figur 5., Granuleringsmønster: konvektionscellernes overflademarkeringer skaber et granuleringsmønster på dette dramatiske billede (til venstre) taget fra Det Japanske Hinode-rumfartøj. Du kan se det samme mønster, når du opvarmer misosuppe. Det rigtige billede viser et uregelmæssigt formet solflekk og granulat på Solens overflade, set med det svenske Solteleskop den 22. August 2003., (kredit venstre: modifikation af arbejdet med Hinode REJSEMÅL/NASA/PPARC; kredit til højre: ISP/SST/Oddbjorn Engvold, Jun Elin Wiik, Luc Rouppe van der Voort)
Vi kan bemærke, at den atmosfære af Solen er ikke meget tætte lag i forhold til luften i rummet, hvor du læser denne tekst. På et typisk punkt i fotosfæren er trykket mindre end 10% af jordens tryk ved havoverfladen, og densiteten er omkring en ti tusindedel af jordens atmosfæriske densitet ved havoverfladen.,
observationer med teleskoper viser, at fotosfæren har et flettet udseende, der ligner riskorn spildt på en mørk dug eller en gryde med kogende havregryn. Denne struktur af fotosfæren er kaldet granulationsvæv (se Figur 5) Granulat, som er typisk 700 til 1000 kilometer i diameter (bredde af Texas), der vises som lyse områder omgivet af smalle, mørkere (køligere) regioner. Levetiden for en individuel granulat er kun 5 til 10 minutter., Endnu større er supergranuler, som er omkring 35.000 kilometer på tværs (ca.størrelsen af to jordarter) og varer cirka 24 timer.
granulernes bevægelser kan studeres ved at undersøge Doppler-forskydningerne i spektre af gasser lige over dem (se Doppler-effekten). De lyse granulater er søjler med varmere gasser, der stiger med hastigheder på 2 til 3 kilometer i sekundet under fotosfæren. Da denne stigende gas når fotosfæren, spredes den ud, afkøles og synker igen ned i de mørkere områder mellem granulaterne., Målinger viser, at centrene af granulat er varmere end interkrystallinsk regioner med 50 til 100 K.
Den Chromosphere
Figur 6., Solens Atmosfære: Sammensat billede, der viser de tre komponenter af solens atmosfære: fotosfæren, eller overfladen af Solen taget i almindeligt lys; den chromosphere, afbildes i lyset af den stærke røde spektral-linje af brint (H-alpha); og corona, som set med X-stråler. (kredit: ændring af arbejde fra NASA)
Solens ydre gasser strækker sig langt ud over fotosfæren (figur 6). Fordi de er gennemsigtige for mest synlig stråling og kun udsender en lille mængde lys, er disse ydre lag vanskelige at observere., Regionen af solens atmosfære, der ligger umiddelbart over fotosfæren kaldes kromosfæren. Indtil dette århundrede var kromosfæren kun synlig, når fotosfæren blev skjult af Månen under en total solformørkelse (se kapitlet om Jorden, Månen og himlen). I det syttende århundrede beskrev flere observatører, hvad der syntes for dem som en smal rød “stribe” eller “frynse” rundt om Månens kant i et kort øjeblik efter, at solens fotosfære var blevet dækket. Navnet chromosphere, fra græsk for “farvet kugle”, blev givet til denne røde stribe.,
observationer foretaget under formørkelser viser, at kromosfæren er omkring 2000 til 3000 kilometer tyk, og dens spektrum består af lyse emissionslinjer, hvilket indikerer, at dette lag er sammensat af varme gasser, der udsender lys ved diskrete bølgelængder. Kromosfærens rødlige farve stammer fra en af de stærkeste emissionslinjer i den synlige del af dets spektrum—den lyserøde linje forårsaget af brint, det element, som vi allerede har set, dominerer solens sammensætning.,
i 1868 afslørede observationer af det kromosfæriske spektrum en gul emissionslinje, der ikke svarede til noget tidligere kendt element på jorden. Forskere indså hurtigt, at de havde fundet et nyt element og navngivet det helium (efter helios, det græske ord for “sol”). Det tog indtil 1895 for helium at blive opdaget på vores planet. I dag er eleverne nok mest bekendt med det som den lette gas, der bruges til at blæse balloner, selv om det viser sig at være det næststørste element i universet.
temperaturen af kromosfæren er omkring 10.000 K., Dette betyder, at kromosfæren er varmere end fotosfæren, hvilket burde virke overraskende. I alle de situationer, vi er bekendt med, falder temperaturerne, når man bevæger sig væk fra varmekilden, og kromosfæren er længere fra Solens centrum end fotosfæren er.
Den Overgang Region
Figur 7. Temperaturer i solatmosfæren: på denne graf vises temperaturen stigende opad, og højden over fotosfæren vises stigende til højre., Bemærk den meget hurtige stigning i temperaturen over en meget kort afstand i overgangsregionen mellem kromosfæren og koronaen.
temperaturstigningen stopper ikke med kromosfæren. Over det er en region i solatmosfæren, hvor temperaturen ændres fra 10.000 K (typisk for kromosfæren) til næsten en million grader. Den varmeste del af solatmosfæren, som har en temperatur på en million grader eller mere, kaldes corona. På passende måde kaldes den del af Solen, hvor den hurtige temperaturstigning opstår, overgangsregionen., Det er sandsynligvis kun et par titusinder af kilometer tykt. Figur 7 opsummerer, hvordan temperaturen i solatmosfæren ændres fra fotosfæren udad.
i 2013 lancerede NASA Interface Region Imaging Spectrograph (IRIS) for at studere overgangsregionen for bedre at forstå, hvordan og hvorfor denne skarpe temperaturstigning opstår. IRIS er den første rummission, der er i stand til at opnå billeder med høj rumlig opløsning af de forskellige funktioner, der produceres over dette brede temperaturområde, og se, hvordan de ændrer sig med tid og placering (figur 8).,figur 3 og den røde graf i Figur 7 får solen til at virke som en løg med glatte sfæriske skaller, hver med en anden temperatur. I lang tid tænkte astronomer faktisk på solen på denne måde. Imidlertid, vi ved nu, at selvom denne ID.om lag—fotosfære, kromosfære, overgangsregion, corona—beskriver det store billede ganske godt, solens atmosfære er virkelig mere kompliceret, med varme og kølige regioner blandet., For eksempel er der nu fundet skyer af kuliltegas med temperaturer koldere end 4000 K i samme højde over fotosfæren som den meget varmere gas i kromosfæren.
Figur 8. Et billede af en del af koronaens overgangsområde, der viser en filament eller båndlignende struktur bestående af mange individuelle tråde
koronaen
den yderste del af solens atmosfære kaldes koronaen. Ligesom kromosfæren blev koronaen først observeret under samlede formørkelser (figur 9)., I modsætning til kromosfæren har koronaen været kendt i mange århundreder: den blev omtalt af den romerske historiker Plutarch og blev diskuteret i detaljer af Kepler.
Figur 9. Koronagraph:dette billede af Solen blev taget 2. Marts 2016. Den større mørke cirkel i midten er disken blokerer solens blænding, så vi kan se koronaen. Den mindre indre cirkel er, hvor Solen ville være, hvis den var synlig i dette billede., (kredit: ændring af arbejde fra NASA/SOHO)
koronaen strækker sig millioner af kilometer over fotosfæren og udsender cirka halvdelen så meget lys som fuldmåne. Årsagen til, at vi ikke ser dette lys, før der opstår en formørkelse, er fotosfærens overvældende glans. Ligesom lyse bylys gør det vanskeligt at se svagt stjernelys, skjuler det intense lys fra fotosfæren også det svage lys fra koronaen. Mens det bedste tidspunkt at se koronaen fra jorden er under en total solformørkelse, kan den let observeres fra kredsende rumfartøjer., Dens lysere dele kan nu fotograferes med et specielt instrument—en koronagraf—der fjerner solens blænding fra billedet med en okkult disk (et cirkulært stykke materiale holdt så det er lige foran Solen).
undersøgelser af dets spektrum viser, at koronaen er meget lav i densitet. 109 atomer pr. kubikcentimeter sammenlignet med omkring 1016 atomer pr.kubikcentimeter i den øvre fotosfære og 1019 molekyler pr. kubikcentimeter ved havoverfladen i Jordens atmosfære., Koronaen tynder meget hurtigt ud i større højder, hvor den svarer til et højt vakuum efter Jordlaboratoriestandarder. Koronaen strækker sig så langt ud i rummet-langt forbi Jorden-at vi her på vores planet teknisk set lever i solens atmosfære.
solvinden
en af de mest bemærkelsesværdige opdagelser om solens atmosfære er, at den producerer en strøm af ladede partikler (hovedsageligt protoner og elektroner), som vi kalder solvinden., Disse partikler strømmer udad fra solen ind i solsystemet med en hastighed på cirka 400 kilometer i sekundet (næsten 1 million miles i timen)! Solvinden eksisterer, fordi gasserne i koronaen er så varme og bevæger sig så hurtigt, at de ikke kan holdes tilbage af solens tyngdekraft. (Denne vind blev faktisk opdaget af dens virkninger på kometernes ladede haler; på en måde kan vi se komethalerne blæse i solbrisen, som vinden sokker i en lufthavn eller gardiner i et åbent vindue flagrer på jorden.)
selvom solvindmaterialet er meget, meget sjældent (dvs.,, ekstremt lav densitet), har solen et enormt overfladeareal. Astronomer anslår, at solen mister omkring 10 millioner tons materiale hvert år gennem denne vind. Mens denne mængde tabt masse virker stor efter Jordstandarder, er den fuldstændig ubetydelig for solen.
Figur 10. Coronal Hole: det mørke område, der er synligt nær solens sydpol på dette Solar Dynamics Observer rumfartøjsbillede, er et koronalt hul. (kredit: ændring af arbejde fra NASA/SDO)
hvorfra i solen kommer solvinden frem?, På synlige fotografier forekommer solkoronaen ret ensartet og glat. Røntgenbilleder og ekstreme ultraviolette billeder viser imidlertid, at koronaen har sløjfer, Plumer og både lyse og mørke områder. Store mørke områder af koronaen, der er relativt kølige og stille, kaldes koronale huller (Figur 10). I disse områder strækker magnetfeltlinjer sig langt ud i rummet væk fra solen i stedet for at løbe tilbage til overfladen. Solvinden kommer overvejende fra koronale huller, hvor gas kan strømme væk fra solen i rummet uhindret af magnetfelter., Varm koronal gas er på den anden side hovedsageligt til stede, hvor magnetfelter har fanget og koncentreret den.
på jordens overflade er vi til en vis grad beskyttet mod solvinden af vores atmosfære og Jordens magnetfelt (se Jorden som en Planet). Imidlertid kommer magnetfeltlinjerne ind i jorden ved de nordlige og sydlige magnetiske poler. Her kan ladede partikler accelereret af solvinden følge marken ned i vores atmosfære., Da partiklerne slå molekyler i luften, de forårsager dem til at gløde, og fremstiller smukke gardiner af lys, kaldet nordlys, eller den nordlige og sydlige lys (Figur 11)
Figur 11. Aurora: den farverige glød på himlen er resultatet af ladede partikler i en solvind, der interagerer med jordens magnetfelter. Den fantastiske skærm, der er fanget her, fandt sted over Jokulsarlon-søen på Island i 2013., (kredit: Moyan Brenn)
nøglekoncepter og resum.
Solen, vores stjerne, har flere lag under den synlige overflade: kernen, strålings zoneonen og konvektiv zoneone. Disse er igen omgivet af en række lag, der udgør solatmosfæren., I rækkefølge efter stigende afstand fra centrum af Solen, de er fotosfæren, med en temperatur, der varierer fra 4500 K til omkring 6800 K; de chromosphere, med en typisk temperatur på 104 K; overgangen region, en zone, der kan være kun et par kilometer tyk, hvor temperaturen stiger hurtigt, fra 104 K til 106 K; og corona, med temperaturer på et par millioner K. Solens overflade er marmoreret med upwelling konvektionsstrømme set som varme, lyse granulat. Solvind partikler strømmer ud i solsystemet gennem koronale huller., Når sådanne partikler når jordens nærhed, producerer de auroras, som er stærkest nær jordens magnetiske poler. Hydrogen og helium udgør sammen 98% af Solens masse, hvis sammensætning er meget mere karakteristisk for universet som helhed end jordens sammensætning.,den er produceret af upwelling strømme af gas, der er lidt varmere, og derfor er lysere, end de omkringliggende regioner, som flyder ned i Solen
fotosfæren: regionen af sol (eller stjernernes) atmosfære, hvorfra kontinuerlig stråling undslipper ud i rummet
plasma: en varm ioniseret gas
solar wind: en strøm af varmt, ladede partikler, der forlader Sun
overgang region: regionen i Solens atmosfære, hvor temperaturen stiger meget hurtigt fra de relativt lave temperaturer, der kendetegner chromosphere til de høje temperaturer i corona
