Good Mood

Soarele, ca toate stelele, este o imensă minge de extrem de fierbinte, în mare măsură gaz ionizat, strălucind sub propria putere. Și ne referim enorm., Soarele ar putea încăpea 109 pământuri una lângă alta pe diametrul său și are suficient volum (ocupă suficient spațiu) pentru a ține aproximativ 1,3 milioane de pământuri.

soarele nu are o suprafață solidă sau continente ca pământul ,nici nu are un miez solid (Figura 1). Cu toate acestea, are o mulțime de structură și poate fi discutată ca o serie de straturi, nu spre deosebire de o ceapă. În această secțiune, descriem schimbările uriașe care apar în interiorul și atmosfera extinsă a soarelui și erupțiile dinamice și violente care apar zilnic în straturile sale exterioare.,

Figura 1. Pământul și soarele: aici, pământul se arată la scară cu o parte a soarelui și o buclă uriașă de gaz fierbinte erupând de pe suprafața sa. Insetul arată întregul soare, mai mic. (credit: modificarea lucrărilor de către SOHO/EIT / ESA)

unele dintre caracteristicile de bază ale soarelui sunt enumerate în tabelul 1. Deși unii dintre termenii din acest tabel vă pot fi necunoscuți chiar acum, îi veți cunoaște pe măsură ce citiți mai departe.

Compoziția Atmosferei Soarelui

Să începem prin a ne întreba care atmosfera solară este de făcut. Așa cum se explică în radiații și Spectre, putem folosi spectrul liniei de absorbție a unei stele pentru a determina ce elemente sunt prezente. Se pare că Soarele conține aceleași elemente ca și pământul, dar nu în aceleași proporții. Aproximativ 73% din masa Soarelui este hidrogen, iar alte 25% sunt heliu., Toate celelalte elemente chimice (inclusiv cele pe care le cunoaștem și le iubim în propriile noastre corpuri, cum ar fi carbonul, oxigenul și azotul) reprezintă doar 2% din steaua noastră. Cele mai abundente 10 gaze din stratul de suprafață vizibil al Soarelui sunt enumerate în tabelul 1. Examinați acel tabel și observați că compoziția stratului exterior al Soarelui este foarte diferită de crusta pământului, unde trăim. (În crusta planetei noastre, cele mai abundente trei elemente sunt oxigenul, siliciul și aluminiul.) Deși nu este ca planeta noastră, machiajul soarelui este destul de tipic stelelor în general.,

Figure 2. Cecilia Payne-Gaposchkin (1900–1979): Her 1925 doctoral thesis laid the foundations for understanding the composition of the Sun and the stars., Cu toate acestea, fiind femeie, nu a primit o programare oficială la Harvard, unde a lucrat, până în 1938 și nu a fost numită profesor până în 1956. (credit: Smithsonian institution)

faptul că Soarele nostru și toate stelele au compoziții similare și sunt alcătuite în mare parte din hidrogen și heliu a fost prezentat pentru prima dată într-un strălucit doctorat în 1925 de către Cecilia Payne-Gaposchkin, prima femeie pentru a obține un Doctorat în astronomie, în Statele Unite ale americii (Figura 2)., Cu toate acestea, ideea că cele mai simple gaze ușoare—hidrogenul și heliul—au fost cele mai abundente elemente din stele a fost atât de neașteptată și atât de șocantă încât a presupus că analiza datelor trebuie să fie greșită. La acea vreme, ea a scris: „abundența enormă derivată pentru aceste elemente în atmosfera stelară nu este aproape sigur reală.”Chiar și oamenii de știință uneori le este greu să accepte idei noi care nu sunt de acord cu ceea ce toată lumea „știe” să aibă dreptate.înainte de opera lui Payne-Gaposchkin, toată lumea a presupus că compoziția soarelui și a stelelor ar fi asemănătoare cu cea a Pământului., La 3 ani de la teza ei, alte studii au dovedit fără îndoială că abundența enormă de hidrogen și heliu din soare este într-adevăr reală. (Și, după cum vom vedea, compoziția soarelui și a stelelor este mult mai tipică pentru machiajul universului decât concentrația ciudată a elementelor mai grele care caracterizează planeta noastră.majoritatea elementelor găsite la soare sunt sub formă de atomi, cu un număr mic de molecule, toate sub formă de gaze: soarele este atât de fierbinte încât orice materie poate supraviețui ca lichid sau solid., De fapt, soarele este atât de fierbinte încât mulți dintre atomii din el sunt ionizați, adică dezbrăcați de unul sau mai mulți electroni. Această îndepărtare a electronilor din atomii lor înseamnă că există o cantitate mare de electroni liberi și ioni încărcați pozitiv în soare, ceea ce îl face un mediu încărcat electric—destul de diferit de cel neutru în care citiți acest text. (Oamenii de știință numesc un astfel de gaz ionizat fierbinte o plasmă.în secolul al XIX-lea, oamenii de știință au observat o linie spectrală la 530.,3 nanometri în atmosfera exterioară a soarelui, numită corona (un strat pe care îl vom discuta într-un minut.) Această linie nu a mai fost văzută până acum, așa că s-a presupus că această linie a fost rezultatul unui nou element găsit în corona, numit rapid coronium. Abia după 60 de ani, astronomii au descoperit că această emisie se datora, de fapt, fierului puternic ionizat—fierul cu 13 electroni deposedați. Așa am descoperit pentru prima dată că atmosfera Soarelui avea o temperatură de peste un milion de grade.,

Straturile de Soare sub Suprafața Vizibilă

Figura 3. Părți ale soarelui: această ilustrație arată diferitele părți ale soarelui, din miezul fierbinte unde energia este generată prin regiuni în care energia este transportată spre exterior, mai întâi prin radiație, apoi prin convecție și apoi prin atmosfera solară. Părțile atmosferei sunt, de asemenea, etichetate fotosfera, cromosfera și corona. Sunt prezentate unele caracteristici tipice din atmosferă, cum ar fi găurile coronale și proeminențele., (credit: modification of work by NASA/Goddard)

Figura 3 arată cum ar arăta Soarele dacă am putea vedea toate părțile sale de la centru la atmosfera sa exterioară; termenii din figură vă vor deveni familiari pe măsură ce citiți mai departe.straturile soarelui sunt diferite unele de altele și fiecare joacă un rol în producerea energiei pe care soarele o emite în cele din urmă. Vom începe cu miezul și vom ieși prin straturi. Miezul soarelui este extrem de dens și este sursa întregii sale energii., În interiorul nucleului, energia nucleară este eliberată (în moduri pe care le vom discuta la soare: o centrală nucleară). Miezul este de aproximativ 20% din dimensiunea interiorului solar și se crede că are o temperatură de aproximativ 15 milioane K, ceea ce îl face cea mai tare parte a soarelui.

deasupra miezului este o regiune cunoscută sub numele de zona radiativă—numită pentru modul principal de transport al energiei peste ea. Această regiune începe de la aproximativ 25% din Distanța față de suprafața solară și se extinde până la aproximativ 70% din calea către suprafață., Lumina generată în miez este transportată foarte încet prin zona radiativă, deoarece densitatea mare a materiei din această regiune înseamnă că un foton nu poate călători prea departe fără a întâlni o particulă, determinând-o să schimbe direcția și să piardă o anumită energie.zona convectivă este stratul exterior al interiorului solar. Este un strat gros de aproximativ 200.000 de kilometri adâncime care transportă energie de la marginea zonei radiative la suprafață prin celule gigantice de convecție, similar cu o oală de fulgi de ovăz fierbinte., Plasma din partea inferioară a zonei convective este extrem de fierbinte și bulează la suprafață unde își pierde căldura în spațiu. Odată ce plasma se răcește, se scufundă înapoi în partea de jos a zonei convective.acum că am oferit o imagine de ansamblu rapidă asupra structurii întregului soare, în această secțiune, vom porni într—o călătorie prin straturile vizibile ale soarelui, începând cu fotosfera-suprafața vizibilă.

Fotosfera Solară

Figura 4., Fotosfera solară plus petele solare: această fotografie arată fotosfera-suprafața vizibilă a soarelui. De asemenea, este prezentată o imagine mărită a unui grup de pete solare; dimensiunea Pământului este prezentată pentru comparație. Petele solare apar mai întunecate, deoarece sunt mai reci decât împrejurimile lor. Temperatura tipică din centrul unei pete solare mari este de aproximativ 3800 K, în timp ce fotosfera are o temperatură de aproximativ 5800 K. (credit: modificarea muncii de către NASA/SDO)

aerul Pământului este în general transparent., Dar într-o zi smoggy în multe orașe, ea poate deveni opacă, ceea ce ne împiedică să vedem prin ea trecut un anumit punct. Ceva similar se întâmplă la soare. Atmosfera sa exterioară este transparentă, permițându-ne să privim o distanță scurtă prin ea. Dar când încercăm să privim atmosfera mai adânc în soare, vederea noastră este blocată. Fotosfera este stratul în care soarele devine opac și marchează limita trecută pe care nu o putem vedea (Figura 4).,după cum am văzut, energia care iese din fotosferă a fost inițial generată adânc în interiorul Soarelui (mai multe despre aceasta în soare: o centrală nucleară). Această energie este sub formă de fotoni, care se îndreaptă încet spre suprafața solară. În afara soarelui, putem observa doar acei fotoni care sunt emise în fotosfera solară, unde densitatea atomilor este suficient de scăzută și fotonii pot scăpa în cele din urmă de soare fără a se ciocni cu un alt atom sau ion.,ca o analogie, imaginați-vă că participați la un miting mare de campus și ați găsit un loc prim în apropierea centrului acțiunii. Prietenul tău ajunge târziu și te sună pe telefonul tău mobil pentru a-ți cere să te alături la marginea mulțimii. Tu decizi că prietenia este în valoare de mai mult decât un loc prim, și astfel încât să lucreze drum prin mulțimea densă să o întâlnească. Puteți muta doar o distanță scurtă înainte de bumping în cineva, schimbarea direcției, și încearcă din nou, făcându-ți de drum încet la marginea exterioară a mulțimii., În tot acest timp, eforturile tale nu sunt vizibile pentru prietenul tău de așteptare la margine. Prietenul tău nu te poate vedea până când nu te apropii foarte mult de margine din cauza tuturor cadavrelor din cale. De asemenea, fotonii care își croiesc drum prin soare se lovesc constant de atomi, își schimbă direcția, își croiesc drum încet spre exterior și devin vizibili doar când ajung în atmosfera Soarelui, unde densitatea atomilor este prea mică pentru a le bloca progresul spre exterior.,astronomii au descoperit că atmosfera solară se schimbă de la aproape perfect transparentă la aproape complet opacă pe o distanță de puțin peste 400 de kilometri; este această regiune subțire pe care o numim fotosferă, un cuvânt care vine din greacă pentru „sfera luminii.”Când astronomii vorbesc despre” diametrul ” Soarelui, înseamnă dimensiunea regiunii înconjurate de fotosferă.fotosfera arată ascuțită doar de la distanță. Dacă ați cădea în soare, nu ați simți nicio suprafață, ci doar ați simți o creștere treptată a densității gazului care vă înconjoară., Este la fel ca care se încadrează printr-un nor în timp ce parașutism. De departe, norul arată ca și cum ar avea o suprafață ascuțită, dar nu simțiți o suprafață în timp ce cădeți în ea. (O mare diferență între aceste două scenarii, cu toate acestea, este temperatura. Soarele este atât de fierbinte încât vei fi vaporizat cu mult înainte de a ajunge în fotosferă. Parașutismul în atmosfera Pământului este mult mai sigur.)

Figura 5., Modelul de granulare: marcajele de suprafață ale celulelor de convecție creează un model de granulare pe această imagine dramatică (stânga) preluată de la nava spațială japoneză Hinode. Puteți vedea același model atunci când încălziți supa miso. Imaginea din dreapta arată o pată solară în formă neregulată și granule pe suprafața Soarelui, văzută cu telescopul solar suedez pe 22 August 2003., (credit: modificarea de muncă de către Hinode JAXA/NASA/PPARC; credit dreapta: ISP/SST/Oddbjorn Engvold, Jun Elin Wilk, Luc Rouppe van der Voort)

Am putea nota că atmosfera de la Soare nu este un strat foarte dens, comparativ cu aerul din cameră, în cazul în care sunteți de lectură acest text. La un punct tipic din fotosferă, presiunea este mai mică de 10% din presiunea Pământului la nivelul mării, iar densitatea este de aproximativ o zecime din densitatea atmosferică a Pământului la nivelul mării.,observațiile cu telescoape arată că fotosfera are un aspect pestriț, asemănător cu boabele de orez vărsate pe o față de masă întunecată sau o oală cu fulgi de ovăz fierbinte. Această structură a fotosferei se numește granulare (vezi Figura 5) granulele, care au de obicei 700 până la 1000 de kilometri în diametru (aproximativ lățimea Texasului), apar ca zone luminoase înconjurate de regiuni înguste, mai întunecate (mai reci). Durata de viață a unei granule individuale este de numai 5 până la 10 minute., Chiar mai mari sunt supergranulele, care au aproximativ 35.000 de kilometri (aproximativ dimensiunea a două pământuri) și durează aproximativ 24 de ore.mișcările granulelor pot fi studiate prin examinarea schimbărilor Doppler în spectrele gazelor chiar deasupra lor (vezi efectul Doppler). Granulele strălucitoare sunt coloane de gaze mai fierbinți care se ridică la viteze de 2 până la 3 kilometri pe secundă de sub fotosferă. Pe măsură ce acest gaz în creștere ajunge în fotosferă, se răspândește, se răcește și se scufundă din nou în regiunile mai întunecate dintre granule., Măsurătorile arată că centrele granulelor sunt mai fierbinți decât regiunile intergranulare cu 50 până la 100 K.

Cromosfera

Figura 6., Atmosfera Soarelui: imagine compusă care prezintă cele trei componente ale atmosferei solare: fotosfera sau suprafața Soarelui luate în lumină obișnuită; cromosfera, imaginată în lumina liniei spectrale roșii puternice a hidrogenului (h-Alfa); și corona așa cum se vede cu raze X. (credit: modificarea lucrărilor de către NASA)

gazele exterioare ale soarelui se extind mult dincolo de fotosferă (Figura 6). Deoarece sunt transparente pentru majoritatea radiațiilor vizibile și emit doar o cantitate mică de lumină, aceste straturi exterioare sunt dificil de observat., Regiunea atmosferei soarelui care se află imediat deasupra fotosferei se numește cromosferă. Până în acest secol, cromosfera a fost vizibilă numai atunci când fotosfera a fost ascunsă de lună în timpul unei eclipse totale de soare (vezi capitolul despre Pământ, Lună și cer). În secolul al XVII-lea, mai mulți observatori au descris ceea ce le-a apărut ca o „dungă” roșie îngustă sau „franjuri” în jurul marginii Lunii într-o scurtă clipă după ce fotosfera soarelui a fost acoperită. Numele chromosphere, din greacă pentru „sferă colorată”, a fost dat acestei dungi roșii.,observațiile făcute în timpul eclipselor arată că cromosfera are o grosime de aproximativ 2000 până la 3000 de kilometri, iar spectrul său este format din linii de emisie luminoase, indicând faptul că acest strat este compus din gaze fierbinți care emit lumină la lungimi de undă discrete. Culoarea roșiatică a cromosferei provine dintr—una dintre cele mai puternice linii de emisie din partea vizibilă a spectrului său-linia roșie aprinsă cauzată de hidrogen, elementul care, așa cum am văzut deja, domină compoziția soarelui.,în 1868, observațiile spectrului cromosferic au evidențiat o linie de emisie galbenă care nu corespundea niciunui element cunoscut anterior pe Pământ. Oamenii de știință și-au dat seama repede că au găsit un element nou și l-au numit heliu (după helios, cuvântul grecesc pentru „soare”). A durat până în 1895 ca heliul să fie descoperit pe planeta noastră. Astăzi, studenții sunt probabil cei mai familiarizați cu acesta ca gazul ușor folosit pentru a umfla baloane, deși se dovedește a fi al doilea element cel mai abundent din univers.temperatura cromosferei este de aproximativ 10.000 K., Aceasta înseamnă că cromosfera este mai fierbinte decât fotosfera, ceea ce ar trebui să pară surprinzător. În toate situațiile cu care suntem familiarizați, temperaturile scad pe măsură ce se îndepărtează de sursa de căldură, iar cromosfera este mai departe de centrul Soarelui decât este fotosfera.

Regiunea De Tranziție

Figura 7. Temperaturile din atmosfera solară: în acest grafic, temperatura este arătată crescând în sus, iar înălțimea deasupra fotosferei este arătată crescând spre dreapta., Rețineți creșterea foarte rapidă a temperaturii pe o distanță foarte scurtă în regiunea de tranziție dintre cromosferă și coroană.creșterea temperaturii nu se oprește cu cromosfera. Deasupra este o regiune din atmosfera solară unde temperatura se schimbă de la 10.000 K (tipic cromosferei) la aproape un milion de grade. Cea mai tare parte a atmosferei solare, care are o temperatură de un milion de grade sau mai mult, se numește corona. În mod corespunzător, partea Soarelui în care are loc creșterea rapidă a temperaturii se numește regiunea de tranziție., Probabil are doar câteva zeci de kilometri grosime. Figura 7 rezumă modul în care temperatura atmosferei solare se schimbă din fotosferă spre exterior.în 2013, NASA a lansat spectrograful Interface Region Imaging (IRIS) pentru a studia regiunea de tranziție pentru a înțelege mai bine cum și de ce apare această creștere accentuată a temperaturii. IRIS este prima misiune spațială care este capabilă să obțină imagini de înaltă rezoluție spațială ale diferitelor caracteristici produse în acest interval larg de temperatură și să vadă cum se schimbă în timp și locație (figura 8).,figura 3 și graficul roșu din Figura 7 fac ca soarele să pară mai degrabă ca o ceapă, cu cochilii sferice netede, fiecare cu o temperatură diferită. Multă vreme, astronomii s-au gândit într-adevăr la soare în acest fel. Cu toate acestea, știm acum că în timp ce această idee de straturi—fotosferă, cromosferă, regiune de tranziție, corona—descrie imaginea de ansamblu destul de bine, atmosfera Soarelui este într-adevăr mai complicată, cu regiuni calde și reci amestecate., De exemplu, nori de gaz de monoxid de carbon cu temperaturi mai reci decât 4000 K au fost acum găsiți la aceeași înălțime deasupra fotosferei ca gazul mult mai fierbinte al cromosferei.

Figura 8. O imagine a unei porțiuni a regiunii de tranziție a coroanei, care prezintă un filament sau o structură asemănătoare panglicii formată din multe fire individuale

Corona

partea exterioară a atmosferei soarelui se numește corona. Ca și cromosfera, corona a fost observată pentru prima dată în timpul eclipselor totale (Figura 9)., Spre deosebire de cromosferă, coroana este cunoscută de mai multe secole: a fost menționată de istoricul Roman Plutarh și a fost discutată în detaliu de Kepler.

Figura 9. Coronagraph: această imagine a soarelui a fost făcută pe 2 martie 2016. Cercul întunecat mai mare din centru este discul care blochează strălucirea soarelui, permițându-ne să vedem corona. Cercul interior mai mic este locul unde ar fi Soarele dacă ar fi vizibil în această imagine., (credit: modificarea lucrărilor de către NASA/SOHO)

corona se extinde la milioane de kilometri deasupra fotosferei și emite aproximativ jumătate din lumină ca luna plină. Motivul pentru care nu vedem această lumină până când nu apare o eclipsă este strălucirea copleșitoare a fotosferei. La fel cum luminile strălucitoare ale orașului fac dificilă observarea luminii slabe a stelelor, la fel și lumina intensă din fotosferă ascunde lumina slabă din coroană. În timp ce cel mai bun moment pentru a vedea corona de pe Pământ este în timpul unei eclipse totale de soare, ea poate fi observată cu ușurință de la navele spațiale care orbitează., Sa mai luminos părți pot fi acum fotografiat cu un instrument special—un coronagraph—care elimină strălucirea Soarelui din imagine cu un mascarea disc (o bucată circulară de material a avut loc pentru că este în fața Soarelui).studiile spectrului său arată că corona are o densitate foarte scăzută. În partea de jos a coroanei, există doar aproximativ 109 atomi pe centimetru cub, comparativ cu aproximativ 1016 atomi pe centimetru cub în fotosfera superioară și 1019 molecule pe centimetru cub la nivelul mării în atmosfera Pământului., Corona se subțiază foarte rapid la înălțimi mai mari, unde corespunde unui vid ridicat conform standardelor de laborator ale Pământului. Corona se extinde atât de departe în spațiu—departe de pământ—încât aici, pe planeta noastră, trăim din punct de vedere tehnic în atmosfera Soarelui.una dintre cele mai remarcabile descoperiri despre atmosfera Soarelui este că produce un flux de particule încărcate (în principal protoni și electroni) pe care îl numim vântul solar., Aceste particule curg spre exterior de la soare în sistemul solar cu o viteză de aproximativ 400 de kilometri pe secundă (aproape 1 milion de mile pe oră)! Vântul solar există deoarece gazele din corona sunt atât de fierbinți și se mișcă atât de rapid încât nu pot fi reținute de gravitația solară. (Acest vânt a fost de fapt descoperit de efectele sale asupra cozilor încărcate ale cometelor; într-un anumit sens, putem vedea cozile cometei suflând în briza solară așa cum șosete de vânt la un aeroport sau perdele într-o fereastră deschisă flutter pe Pământ.)

deși materialul eolian solar este foarte, foarte rarificat (adică.,, densitate extrem de scăzută), Soarele are o suprafață enormă. Astronomii estimează că Soarele pierde aproximativ 10 milioane de tone de material în fiecare an prin acest vânt. În timp ce această cantitate de masă pierdută pare mare după standardele Pământului, este complet nesemnificativă pentru soare.

Figura 10. Gaura coronală: zona întunecată vizibilă în apropierea Polului Sud al Soarelui pe această imagine a navei spațiale Solar Dynamics Observer este o gaură coronală. (credit: modificarea lucrărilor de către NASA/SDO)

de unde apare vântul solar?, În fotografiile vizibile, coroana solară pare destul de uniformă și netedă. Cu toate acestea, imaginile cu raze X și ultraviolete extreme arată că corona are bucle, pene și regiuni luminoase și întunecate. Regiunile întunecate mari ale coroanei, care sunt relativ reci și liniștite, se numesc găuri coronale (Figura 10). În aceste regiuni, liniile de câmp magnetic se întind departe în spațiu, departe de soare, mai degrabă decât să se întoarcă la suprafață. Vântul solar provine predominant din găurile coronale, unde gazul poate curge departe de soare în spațiu nestingherit de câmpurile magnetice., Gazul coronal fierbinte, pe de altă parte, este prezent în principal acolo unde câmpurile magnetice l-au prins și l-au concentrat.la suprafața Pământului, suntem protejați într-o oarecare măsură de vântul solar de atmosfera noastră și de câmpul magnetic al Pământului (vezi Pământul ca planetă). Cu toate acestea, liniile câmpului magnetic intră pe Pământ la polii magnetici Nord și Sud. Aici, particulele încărcate accelerat de vântul solar poate urmări câmpul în jos în atmosfera noastră., Ca particule strike moleculele de aer, provoacă-le să strălucească, producătoare de frumoase perdele de lumină numit aurora boreală sau luminile nordului și sudului (Figura 11)

Figura 11. Aurora: strălucirea colorată a cerului rezultă din particulele încărcate într-un vânt solar care interacționează cu câmpurile magnetice ale Pământului. Ecranul uimitor capturat aici a avut loc peste Lacul Jokulsarlon din Islanda în 2013., (credit: Moyan Brenn)

acest videoclip NASA explică și demonstrează natura aurorelor și relația lor cu câmpul magnetic al Pământului.

concepte cheie și rezumat

soarele, steaua noastră, are mai multe straturi sub suprafața vizibilă: miezul, zona radiativă și zona convectivă. Acestea, la rândul lor, sunt înconjurate de o serie de straturi care alcătuiesc atmosfera solară., În scopul de a crește distanța de la centrul Soarelui, ele sunt fotosfera, cu o temperatură care variază de la 4500 K la aproximativ 6800 K; cromosferă, cu un tipic temperatura de 104 K; – zona de tranziție, o zonă care ar putea fi la doar câțiva kilometri de gros, în cazul în care temperatura crește rapid de la 104 K la 106 K; și corona, cu temperaturi de câteva milioane de K. suprafața Soarelui este pestrițe, cu mișcări curenți de convecție văzut la fel de cald, luminos granule. Particulele de vânt Solar curg în sistemul solar prin găuri coronale., Când astfel de particule ajung în vecinătatea pământului, ele produc Aurore, care sunt cele mai puternice în apropierea polilor magnetici ai Pământului. Hidrogenul și heliul reprezintă împreună 98% din masa Soarelui, a cărei compoziție este mult mai caracteristică universului în general decât compoziția pământului.,fotosfera: Regiunea atmosferei solare (sau stelare) din care radiația continuă scapă în spațiu plasma: un gaz ionizat fierbinte

vânt solar: un flux de particule fierbinți, încărcate, care părăsesc soarele

regiune de tranziție: regiunea din atmosfera Soarelui unde temperatura crește foarte rapid de la temperaturile relativ scăzute care caracterizează cromosfera la cele mai înalte temperaturi ale planetei. temperaturile ridicate ale coroanei