Mål
Ved slutten av denne delen, vil du være i stand til å:
- Forklare hvordan sammensetningen av Solen skiller seg fra Jorden
- Beskrive de ulike lagene i Solen og deres funksjoner
- Forklare hva som skjer i de ulike delene av Solens atmosfære
The Sun, som alle stjerner, er en enorm ball av ekstremt varme, i stor grad ionisert gass, skinner under sin egen makt. Og vi mener enorm., Solen kunne passe 109 Jordarter side-ved-side over dens diameter, og det har nok volum (tar opp plass nok) til å holde rundt 1,3 millioner Jordarter.
Solen ikke har et fast underlag eller kontinenter som Jorden, og heller ikke har en fast kjerne (Figur 1). Men, det har mye struktur og kan bli vurdert som en serie av lag, ikke ulikt en løk. I dette avsnittet beskriver vi de store endringene som skjer i solas omfattende interiør og atmosfære, og den dynamiske og voldelige utbrudd som skjer daglig i sine ytre lag.,
Figur 1. Jorden og Solen: Her, Jorden er vist i målestokk med en del av Solen, og en gigantisk løkke av varm gass utbrudd fra overflaten. Det innfelte viser hele Sun, mindre. (credit: endring av arbeid av SOHO/EIT/ESA)
Noen av de grunnleggende egenskapene til Solen er oppført i Tabell 1. Selv om noen av vilkårene i denne tabellen kan være ukjente for deg akkurat nå, vil du bli kjent med dem mens du leser videre.
| Tabell 1., Egenskaper av Solen | ||
|---|---|---|
| Karakteristiske | – Hvordan er Funnet | Verdi |
| middelavstand | Radar refleksjon fra planeter | 1 AU (149,597,892 km) |
| Maksimal avstand fra Jorden | 1.521 × 108 km | |
| Minimum avstand fra Jorden | 1.471 × 108 km | |
| Masse | Bane av Jorden | 333,400 jordmassen (1.99 × 1030 kg) |
| Mener kantete diameter | Direkte måle | 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 |
| Spektral klasse | Spektrum | G2V |
| Effektiv temperatur | Avledet fra glød og radius av Solen | 5800 K |
| Rotasjon periode på ekvator | Solflekker og Doppler skift i spektra tatt på kanten av Solen | 24 dager 16 timer |
| Helling av ekvator til ekliptikken | Bevegelser av solflekker | 7°10.,5 |
Sammensetning av Solens Atmosfære
La oss begynne med å spørre hva solens atmosfære er laget av. Som forklart i Stråling og Spektra, kan vi bruke en star ‘ s absorpsjon linje spekter for å avgjøre hvilke elementer er til stede. Det viser seg at Solen inneholder de samme elementene som Jorden, men ikke i samme proporsjoner. Omtrent 73% av Solens masse er hydrogen, og en annen 25% er helium., Alle de andre kjemiske elementer (inkludert de vi kjenner og elsker i vår egen kropp, for eksempel karbon, oksygen og nitrogen) utgjør kun 2% av våre star. De 10 mest tallrike gasser i Solens synlige overflaten lag er oppført i Tabell 1. Undersøke på bordet og legger merke til at sammensetningen av Solens ytre lag er svært forskjellig fra jordskorpen, hvor vi bor. (I jordens skorpe, de tre mest tallrike elementer er oksygen, silisium og aluminium.) Selv om det ikke som vår planet, makeup av Solen er 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., Likevel, som en kvinne, var hun ikke får en formell avtale ved Harvard, hvor hun jobbet, før 1938 og ble ikke utnevnt professor frem til 1956. (credit: Smithsonian Institution)
Det faktum at våre Solen og stjernene alle har lignende komposisjoner, og består av hovedsakelig av hydrogen og helium ble første gang vist på en glimrende avhandling i 1925 av Cecilia Payne-Gaposchkin, den første kvinne til å få en Doktorgrad i astronomi i Usa (Figur 2)., Men ideen om at den enkleste lys gasser—hydrogen og helium—var den mest tallrike elementer i stjernene var så uventet og så sjokkerende at hun antok hennes analyse av data må være feil. På den tiden hun skrev, «Den enorme overflod utledet for disse elementene i fantastisk atmosfære er nesten helt sikkert ikke ekte.»Selv forskere noen ganger finner det vanskelig å akseptere nye ideer som ikke er enig med hva alle «vet» å være rett.
Før Payne-Gaposchkin arbeid, alle trodde at sammensetningen av Solen og stjernene ville være mye som Jorden., Det var bare 3 år etter hennes avhandling som andre studier bevist utover enhver tvil at enorm overflod av hydrogen og helium i Solen er faktisk ekte. (Og, som vi skal se, er sammensetningen av Solen og stjernene er mye mer typisk for sammensetningen av universet enn odd konsentrasjon av tyngre elementer som karakteriserer vår planet.)
de Fleste av elementene som finnes i det Solen er i form av atomer, med et lite antall molekyler, alle i form av gasser: Solen er så varm at uansett kan overleve som en væske eller en solid., Faktisk, Solen er så varm at mange av atomer i det er ionisert, som er strippet for en eller flere av sine elektroner. Dette fjerning av elektroner fra sine atomer, betyr det at det er en stor mengde av frie elektroner og positivt ladede ioner i Solen, noe som gjør det til et elektrisk ladet miljø—ganske forskjellig fra den nøytrale ene som du leser denne teksten. (Forskere kaller en slik varm ionisert gass og plasma.)
I det nittende århundre, har forskere observert en spektral linje på 530.,3 nanometer i Solens ytre atmosfære, kalt corona (et lag vi vil diskutere i et minutt.) Denne linjen hadde aldri vært sett før, og så ble det antatt at denne linjen var resultatet av et nytt element som finnes i corona, raskt kalt coronium. Det var ikke før 60 år senere at astronomene oppdaget at denne utslipp var faktisk på grunn av sterkt ionisert klimaanlegg—strykejern med 13 av sine elektroner strippet av. Dette er hvordan vi først oppdaget at Solens atmosfære hadde en temperatur på mer enn en million grader.,
Lag av Solen under den Synlige Overflaten
Figur 3. Deler av Solen: Denne illustrasjonen viser de forskjellige delene av Solen, fra den varme kjernen hvor energien er generert gjennom områder der energi er transportert utover, først av stråling, så ved konveksjon, og så ut gjennom solar atmosfære. De delene av atmosfæren er også merket photosphere, chromosphere, og corona. Noen typiske funksjoner i atmosfæren er vist, slik som koronale hull og prominences., (credit: endring av arbeid ved NASA/Goddard)
Figur 3 viser hva som Solen ville se ut som om vi kunne se alle deler av det fra midten til dens ytre atmosfære, vilkårene i figuren vil bli kjent med deg som du lese videre.
Sun ‘ s lag er forskjellige fra hverandre, og hver spiller en rolle i å produsere den energien som Solen til slutt sender ut. Vi vil begynne med kjernen, og fungere vår vei ut gjennom lagene. Solens kjerne er svært tett, og er kilden til all sin energi., Inne i kjernen, kjernefysisk energi blir frigjort (på måter som vi vil diskutere i Solen: En Kjernefysisk Powerhouse). Kjernen er ca 20% av størrelsen på solenergi interiør og er antatt å ha en temperatur på ca 15 millioner K, noe som gjør det den varmeste delen av Solen.
Over kjernen er en region som er kjent som radiative sone—oppkalt etter den primære modus av transport av energi over det. Denne regionen starter på ca 25% av avstanden til solens overflate og strekker seg opp til ca 70% av veien til overflaten., Lyset som genereres i kjernen er transportert gjennom radiative sone veldig sakte, siden den høye tettheten av materie i denne regionen betyr at et foton kan ikke reise langt uten å møte en partikkel, forårsaker den til å endre retning og mister litt energi.
konvektiv sone er det ytterste laget av solens indre. Det er et tykt lag cirka 200.000 kilometer dypt som transporterer energi fra kanten av radiative sonen til overflaten gjennom gigantiske konveksjon celler, lik en gryte med kokende havregryn., Plasma på bunnen av konvektiv sone er ekstremt varmt, og det bobler til overflaten hvor den mister sin varme til rommet. Når en plasma-kjøler, det synker tilbake til bunnen av konvektiv sone.
Nå som vi har gitt en kort oversikt over strukturen i det hele Solen i dette avsnittet, vil vi ta fatt på en reise gjennom synlege laga av Solen, som begynner med photosphere—den synlige overflaten.
Solar Photosphere
Figur 4., Solar Photosphere pluss Solflekker: Dette bildet viser photosphere—den synlige overflaten av Solen. Også vist er et forstørret bilde av en gruppe av solflekker; størrelsen på Jorden er vist for sammenligning. Solflekker vises mørkere fordi de er kulere enn sine omgivelser. Den typiske temperatur på midten av en stor solflekk er ca 3800 K, mens photosphere har en temperatur på ca 5800 K. (credit: endring av arbeid ved NASA/SDO)
Jordens luft er generelt gjennomsiktig., Men på en smoggy dag i mange byer, kan det bli uklar, noe som hindrer oss fra å se gjennom den forbi et visst punkt. Noe lignende skjer i Solen. Dens ytre atmosfære er gjennomsiktig, noe som gir oss mulighet til å se en kort avstand gjennom det. Men når vi prøver å se gjennom atmosfæren dypere inn i Solen, vårt syn er blokkert. Den photosphere er lag der Solen blir ugjennomsiktige, og markerer grensen fortiden som vi ikke kan se (Figur 4).,
Som vi så, den energien som kommer fra photosphere ble opprinnelig produsert dypt inne i Solen (mer om dette i Solen: En Kjernefysisk Powerhouse). Dette er energi i form av fotoner, som gjør seg sakte mot solens overflate. Utenfor Solen, kan vi se bare de fotoner som sendes til solenergi photosphere, der tettheten av atomer er tilstrekkelig lav og fotoner kan endelig escape fra Solen uten å kollidere med et annet atom eller ion.,
Som en analogi, forestill deg at du er på en stor campus rally og har funnet en ypperlig beliggenhet i nærheten av sentrum av handlingen. Din venn kommer sent og ringer deg på din mobiltelefon for å be deg om å bli med henne på kanten av publikum. Du bestemmer deg for at vennskap er verdt mer enn en førsteklasses beliggenhet, og så jobb deg vei ut gjennom den tette publikum til å møte henne. Du kan bare flytte et kort stykke før å komme borti noen, skiftende retning, og prøver igjen, gjør din måte sakte til den ytre kanten av publikum., Alt dette mens din innsats er ikke synlig for dine venter venn på kanten. Din venn ikke kan se deg før du får svært nær kanten på grunn av alle organer i veien. Så for fotoner å gjøre sin vei gjennom den Solen blir stadig komme borti atomer, skiftende retning, jobber seg sakte utover, og blir bare synlig når de kommer i atmosfæren til Solen der tettheten av atomer er for lav til å blokkere deres ytre fremgang.,
Astronomer har funnet ut at solens atmosfære endringer fra nesten helt gjennomsiktig til nesten helt ugjennomsiktig med en avstand på litt over 400 kilometer, det er denne tynne regionen som vi kaller photosphere, et ord som kommer fra gresk for «lys sfære.»Når astronomer snakker om «diameter» av Solen, de betyr størrelsen på regionen omgitt av photosphere.
photosphere ser skarpt bare fra en avstand. Hvis du falt inn i Solen, ville du ikke føler noen overflaten, men ville bare mening en gradvis økning i tetthet av gass rundt deg., Det er mye det samme som å falle gjennom en sky mens skydiving. Fra langt unna, skyen ser ut som om det har en skarp overflaten, men du trenger ikke føle en overflate som du faller inn i den. (En stor forskjell mellom disse to scenariene, imidlertid, er temperaturen. Solen er så varm at du ville være fordampet lenge før du har nådd photosphere. Fallskjermhopping i Jordens atmosfære er mye tryggere.)
Figur 5., Korning Mønster: overflaten merking av konveksjon celler opprette en korning mønster på dette dramatiske bildet (til venstre) som er tatt fra den Japanske Hinode romskip. Du kan se det samme mønsteret når du varme opp miso suppe. Det høyre bildet viser en uregelmessig formet solflekk og granulater på Solens overflate, sett med svenske Solenergi Teleskop på August 22, 2003., (kreditt venstre: endring av arbeid med Hinode JAXA/NASA/PPARC; kreditt høyre: ISP/SST/Oddbjorn Engvold, Jun Elin Wiik, Luc Rouppe van der Voort)
Vi kan oppmerksom på at atmosfæren til Solen er ikke en veldig tett lag i forhold til luften i rommet der du leser denne teksten. På en typisk punkt i photosphere, trykket er mindre enn 10% av Jordens trykket ved havets nivå, og tettheten er ca en ti-tusen av Jordens atmosfæriske tetthet ved havet.,
Observasjoner med teleskop viser at photosphere har et marmorert utseende, likner korn av ris sølt på en mørk duk eller en gryte med kokende havregryn. Denne strukturen av photosphere kalles korning (se Figur 5) Granulat, som er typisk 700 til 1000 kilometer i diameter (om bredden av Texas), fremstår som lyse områder som er omgitt av de trange, mørkere (kaldere) – regioner. Levetiden til en individuell granule er bare 5 til 10 minutter., Enda større er supergranules, som er ca 35.000 kilometer over (omtrent på størrelse med to Jordarter) og varer i ca 24 timer.
bevegelser av granulater kan bli studert ved å undersøke Doppler skift i spektra av gasser like over dem (se Doppler-Effekten). De lyse granulater er kolonner av varmere gasser stiger opp i hastigheter på 2 til 3 kilometer per sekund fra under photosphere. Som denne stigende gass når det photosphere, det sprer seg ut, blir avkjølt, og synker ned igjen i de mørkere områdene mellom granulater., Målinger viser at sentre for granulater er varmere enn intergranular regioner med 50 til 100 K.
Chromosphere
Figur 6., Solens Atmosfære: Sammensatt bilde som viser de tre delene av solens atmosfære: photosphere eller overflaten av Solen er tatt i vanlig lys; chromosphere, avbildes i lys av den sterke røde spektral linje av hydrogen (H-alfa); og corona sett med X-stråler. (credit: endring av arbeid ved NASA)
Solens ytre gasser strekker seg langt utover photosphere (Figur 6). Fordi de er gjennomsiktig for de fleste synlig stråling og avgir bare en liten mengde av lys, disse ytre lag er vanskelig å observere., Den delen av Solens atmosfære som ligger umiddelbart over photosphere kalles chromosphere. Frem til dette århundre, chromosphere var bare synlig når photosphere ble skjult av Månen under en total solformørkelse (se kapittel på Jorden, Månen, og Himmelen). I det syttende århundre, flere observatører beskrevet hva som kom til dem som en smal rød «strek» eller «fringe» rundt kanten av Månen i løpet av et kort øyeblikk etter at Solen er photosphere hadde vært dekket. Navnet chromosphere, fra gresk for «farget kule,» ble gitt til denne røde strek.,
Observasjoner gjort under formørkelser viser at chromosphere er på 2000 til 3000 kilometer tykke, og dens spektrum består av lyse utslipp linjer, som indikerer at dette lag som er sammensatt av varme gasser avgir lys i diskrete bølgelengder. Den rødlige fargen på chromosphere oppstår fra en av de sterkeste utslipp linjer i den synlige delen av dens spektrum—lys rød linje forårsaket av hydrogen, element, som vi allerede har sett, dominerer sammensetningen av Solen.,
I 1868, observasjoner av chromospheric spektrum åpenbart en gul utslipp linje som ikke svarer til noen tidligere kjent element på Jorden. Forskere innså raskt at de hadde funnet et nytt element og kalte det helium (etter helios, det greske ordet for «Sol»). Det tok før 1895 for helium for å bli oppdaget på vår planet. I dag, elevene er trolig mest kjent med det som lyset gass brukt til å blåse opp ballonger, selv om det viser seg å være den nest mest vanlige element i universet.
temperaturen på chromosphere er ca 10 000 K., Dette betyr at chromosphere er varmere enn photosphere, som skal virke overraskende. I alle situasjoner vi er kjent med, temperaturer faller som en beveger seg vekk fra varmekilden, og chromosphere er lenger fra sentrum av Solen enn photosphere er.
Overgangen Regionen
Figur 7. Temperaturer i Solens Atmosfære: På denne grafen, temperaturen er vist økende oppover, og høyde over photosphere er vist økende til høyre., Merk svært rask økning i temperatur over et svært kort avstand i overgangen området mellom chromosphere og corona.
økningen i temperatur stopper ikke med chromosphere. Ovenfor er det en region i solens atmosfære hvor temperaturen endres fra 10 000 K (typisk for chromosphere) til nesten en million grader. Den varmeste delen av solens atmosfære, som har en temperatur på over en million grader eller mer, kalles koronaen. Riktig, den er en del av Solen, der den raske temperaturstigningen oppstår kalles overgangen regionen., Det er trolig bare et par titalls kilometer tykk. Figur 7 viser hvordan temperaturen av solens atmosfære endringer fra photosphere utover.
I 2013, NASA lansert Interface Region Imaging Spektrograf (IRIS) for å studere overgangen regionen for å forstå bedre hvordan og hvorfor denne skarpe temperaturøkningen skjer. IRIS er den første plassen oppdrag som er i stand til å oppnå høy romlig oppløsning bilder av de forskjellige funksjoner produsert gjennom denne bredt temperaturområde, og å se hvordan de endrer seg med tid og sted (Figur 8).,
Figur 3 og den røde grafen i Figur 7 er Solen synes snarere som en løk, med glatt sfærisk skall, hver og en med en annen temperatur. For en lang tid, astronomer gjorde faktisk tror på Solen på denne måten. Men vi vet nå at mens denne ideen om lag photosphere, chromosphere, overgang regionen, corona—beskriver det store bildet ganske godt, Solens atmosfære er egentlig mer komplisert, med varme og kjølige områder innblandet., For eksempel, skyer av karbonmonoksid-gass, med temperaturer kaldere enn 4000 K har nå blitt funnet på samme høyde over photosphere som mye varmere gass av chromosphere.
Figur 8. Et bilde av en del av overgangen regionen i corona, som viser et filament, eller bånd-lignende struktur består av mange individuelle tråder
Corona
Den ytterste delen av Solens atmosfære kalles koronaen. Som chromosphere, corona ble først observert i løpet av totale formørkelser (Figur 9)., I motsetning til den chromosphere, corona har vært kjent i mange hundre år: det ble referert til av den Romerske historikeren Plutark og ble diskutert i detalj av Kepler.
Figur 9. Coronagraph: Dette bildet av Solen ble tatt 2 Mars 2016. De større mørke sirkelen i midten er harddisken blokkene Solens gjenskinn, noe som gir oss mulighet til å se corona. De mindre indre sirkel er der hvor Solen ville være hvis det var synlig i dette bildet., (credit: endring av arbeid ved NASA/SOHO)
corona strekker seg millioner av kilometer over photosphere og slipper ut om lag halvparten så mye lys som fullmånen. Grunnen til at vi ikke ser dette lyset til en eclipse oppstår er den overveldende glansen av den photosphere. Bare så lyst city-lys gjør det vanskelig å se svake starlight, så altfor gjør det intense lyset fra photosphere skjule det svake lyset fra corona. Mens den beste tiden å se corona fra Jorden er under en total solformørkelse, kan det sees lett fra bane rundt romskipet., Dens lysere delene kan nå bli fotografert med et spesielt instrument—en coronagraph—som fjerner Solens gjenskinn fra bildet med en occulting disk (en sirkulær stykke materiale holdt, så det er bare foran Solen).
Studier av dens spektrum vis corona til å være svært lav tetthet. Nederst i corona, det er bare ca 109 atomer per kubikk centimeter, sammenlignet med om 1016 atomer per kubikk centimeter i øvre photosphere og 1019 molekyler per kubikk centimeter på havet i Jordens atmosfære., Corona tynner ut svært raskt ved større høyder, hvor det tilsvarer et høyt vakuum av Jorden laboratory standards. Corona strekker seg så langt ut i verdensrommet—langt forbi Jorden—som her på vår planet, vi er teknisk bor i Solens atmosfære.
solvinden
En av de mest bemerkelsesverdige funn om Solens atmosfære, er at det produserer en strøm av ladde partikler (hovedsakelig protoner og elektroner) som vi kaller solar wind., Disse partiklene flyt utover fra Solen i solsystemet med en hastighet på ca 400 kilometer per sekund (nesten 1 million miles per hour)! Solvinden eksisterer fordi gassene i corona er så varmt og beveger seg så raskt at de ikke kan bli holdt tilbake av solens tyngdekraft. (Dette vinden var faktisk oppdaget av dens virkninger på de ladete hale av kometer, i en forstand, kan vi se kometen hale slag i solar bris vei vinden sokker på en flyplass eller gardiner i et åpent vindu flagre på Jorden.)
Selv om solvinden materialet er veldig, veldig rarified (dvs., ekstremt lav tetthet), Solen har en enorm overflate. Astronomene anslår at Solen er å miste om lag 10 millioner tonn med materiale hvert år gjennom denne vinden. Mens denne mengden av tapt masse virker stort av Jorden standarder, det er helt uvesentlig for Solen.
Figur 10. Koronal Hull: Det mørke området synlig i nærheten av Solens sydpolen på denne Solar Dynamics Observatør romfartøy bildet er en koronal hull. (credit: endring av arbeid ved NASA/SDO)
Fra hvor i Solen er solvinden dukke opp?, I synlige bilder, solenergi corona vises ganske jevn og glatt. X-ray og ekstrem ultrafiolett bilder, men viser at corona har looper, fjær, og både lyse og mørke områder. Store mørke områder av corona som er relativt kjølig og rolig kalles koronal hull (Figur 10). I disse regionene, magnetiske feltlinjer strekke seg langt ut i verdensrommet vekk fra Solen, snarere enn looping tilbake til overflaten. Solvinden kommer hovedsakelig fra koronal hull, hvor gass kan strømme vekk fra Solen inn i rommet uten å være hindret av magnetiske felt., Hot koronal gass, på den annen side, er til stede i hovedsak hvor magnetiske felt har fanget og konsentrert den.
Ved overflaten av Jorden, vi er beskyttet til en viss grad fra solvinden av våre atmosfæren og jordas magnetfelt (se Jorden som en Planet). Imidlertid, den magnetiske feltlinjer komme til Jorden i nord-og sør-magnetiske polene. Her ladede partikler akselerert av solvinden kan følge felt ned i vår atmosfære., Som partikler strike molekylene i luften, de føre dem til å gløde, og produserer vakre gardiner av lys kalles auroras, eller den nordlige og sørlige lys (Figur 11)
Figur 11. Aurora: Den fargerike glød i himmelen resultater fra ladde partikler i solvinden samspill med Jordens magnetiske felt. Det imponerende bildet som er tatt her, var over Jokulsarlon Lake på Island i 2013., (credit: Moyan Brenn)
sentrale Begreper og Oppsummering
Sun, vår stjerne, har flere lag under den synlige overflaten: core, radiative sone, og konvektiv sone. Disse, i sin tur, er omgitt av et antall lag som gjør opp solens atmosfære., I rekkefølge av økende avstand fra sentrum av Solen, de er photosphere, med en temperatur som varierer fra 4500 K til ca 6800 K; den chromosphere, med en typisk temperatur på 104 K; overgangen regionen, en sone som kan være bare et par kilometer tykk, der temperaturen øker raskt fra 104 K til 106 K; og corona, med temperaturer på et par millioner K. Solens overflate er spettet med oppstrømning konveksjon strømmer sett på som varme, lyse granulater. Solvinden partikler strømme ut i solsystemet gjennom koronal hull., Når slike partikler nå nærheten av Jorden, de produserer auroras, som er sterkest nær Jordens magnetiske poler. Hydrogen og helium til sammen utgjør 98% av massen til Solen, hvis sammensetning er mye mer preget av universet i stor enn det som er sammensetningen av Jorden.,på produseres av oppvelling strømmer av gass som er litt varmere, og derfor lysere enn omkringliggende regioner, som flyter nedover i Solen
photosphere: regionen av solenergi (eller stellar) atmosfære som kontinuerlig stråling slipper ut i verdensrommet
plasma: en varm ionisert gass
solar wind: en strøm av varme, ladde partikler forlater Solen
overgangen regionen: regionen i Solens atmosfære hvor temperaturen stiger svært raskt fra den relativt lave temperaturer som karakteriserer chromosphere til høye temperaturer på corona
