Структура на Слънцето
1 – ядро, 2 – зона на радиационно равновесие, 3 – конвективна зона, 4 – фотосфера, 5 – хромосфера, 6 – корона, 7 – петна, 8 – гранулация, 9 – протуберанец
Вътрешна структура на Слънцето. Ядро
Централната част на Слънцето с радиус около 150 000 km (0,2 - 0,25 слънчеви радиуса), в която протичат термоядрени реакции, се нарича слънчево ядро.
Плътността на веществото в ядрото е приблизително 150 000 kg/m³ (150 пъти по-висока от плътността на водата и ~6,6 пъти по-висока от плътността на най-тежкия метал на Земята – иридий), а температурата в центъра на ядрото е повече от 14 милиона K.
защото Най-високите температури и плътности трябва да са в централните части на Слънцето; ядрените реакции и съпътстващото ги освобождаване на енергия протичат най-интензивно близо до самия център на Слънцето. В ядрото, заедно с протон-протонната реакция, въглеродният цикъл играе важна роля.
Само в резултат на реакцията протон-протон всяка секунда се превръщат в енергия 4,26 милиона тона материя, но тази стойност е незначителна спрямо масата на Слънцето - 2·1027 тона. Вътрешна структура на Слънцето.
Зона на радиационно равновесие
Когато се отдалечите от центъра на Слънцето, температурата и плътността стават по-ниски, освобождаването на енергия поради въглеродния цикъл бързо спира и до разстояние от 0,2–0,3 радиуса температурата става по-ниска от 5 милиона K, и плътността също спада значително. В резултат на това тук практически не се случват ядрени реакции. Тези слоеве предават навън само радиация, която се появява на по-големи дълбочини.
Показателно е, че вместо всеки погълнат квант с висока енергия, частиците, като правило, излъчват няколко кванта с по-ниска енергия в резултат на последователни каскадни преходи. Следователно вместо γ-кванти се появяват рентгенови лъчи, вместо рентгенови лъчи се появяват UV кванти, които от своя страна вече във външните слоеве са „раздробени“ на кванти на видимото и топлинното лъчение, накрая излъчвани от Слънцето .
Тази част от Слънцето, в която освобождаването на енергия поради ядрени реакции е незначително и процесът на пренос на енергия се осъществява само чрез поглъщане на радиация и последващо повторно излъчване, се нарича зона на радиационно равновесие. Заема площ от приблизително 0,3 до 0,7 слънчеви радиуса.
Конвективна зона
Над нивото на радиационното равновесие самото вещество започва да участва в преноса на енергия.
Директно под видимите външни слоеве на Слънцето, над около 0,3 от неговия радиус, се образува конвективна зона, в която енергията се пренася чрез конвекция.
В конвективната зона се получава вихрово смесване на плазмата. Според съвременните данни ролята на конвективната зона във физиката слънчеви процесиТой е изключително голям, тъй като именно в него възникват различни движения на слънчевата материя и магнитни полета.
Структурата на слънчевата атмосфера. Фотосфера
Най-външните слоеве на Слънцето (слънчевата атмосфера) обикновено се разделят на фотосфера, хромосфера и корона.
Фотосферата е тази част от слънчевата атмосфера, в която се образува видима радиация, която има непрекъснат спектър. Така почти цялата слънчева енергия, идваща към нас, се излъчва във фотосферата. Фотосферата се вижда при директно наблюдение на Слънцето в бяла светлина под формата на неговата видима „повърхност“.
Дебелината на фотосферата, т.е. Дължината на слоевете, откъдето идват повече от 90% от радиацията във видимия диапазон, е под 200 км, т.е. около 3·10–4 Р. Както показват изчисленията, когато се наблюдават тангенциално към такива слоеве, тяхната видима дебелина намалява няколко пъти, в резултат на което, близо до самия ръб на слънчевия диск (крайник), най-бързият спад на яркостта се случва за период от по-малко от 10– 4 Р. Поради тази причина ръбът на Слънцето изглежда изключително остър. Концентрацията на частици във фотосферата е 1016-1017 на 1 cm3 (при нормални условия 1 cm3 земна атмосфера съдържа 2,71019 молекули). Налягането във фотосферата е около 0,1 atm, а температурата на фотосферата е 5000 - 7000 K.
При такива условия се йонизират атоми с йонизационни потенциали от няколко волта (Na, K, Ca). Останалите елементи, включително водородът, остават предимно в неутрално състояние.
Фотосферата е единствената област на неутрален водород на Слънцето. Въпреки това, в резултат на незначителна йонизация на водорода и почти пълна йонизация на металите, той все още съдържа свободни електрони. Тези електрони играят изключително важна роля: когато се комбинират с неутрални водородни атоми, те образуват отрицателни водородни йони H -
Отрицателните водородни йони се образуват в незначителни количества: от 100 милиона водородни атома средно само един се превръща в отрицателен йон.
H– йоните имат свойството необичайно силно да абсорбират радиация, особено в инфрачервената и видимата област на спектъра. Следователно, въпреки незначителната си концентрация, отрицателните водородни йони са основната причина, определяща поглъщането на радиация във видимата област на спектъра от фотосферното вещество. Връзката на втория електрон с атома е много слаба и следователно дори инфрачервените фотони могат да разрушат отрицателния водороден йон.
Радиацията възниква, когато електроните се улавят от неутрални атоми. Образува се при улавяне
фотоните определят светенето на фотосферите на Слънцето и звездите, близки до него по температура. По този начин, жълтеникав
Светлината на Слънцето, която обикновено се нарича „бяла“, възниква, когато към водороден атом се добави друг електрон.
Електронният афинитет на неутрален Н атом е 0,75 eV. Когато електрон се добави към Н атома ( д) с енергия, по-голяма от 0,75 eV, нейният излишък се отвежда от електромагнитно излъчване д+H → H– + ħ ω, значителна част от които попада във видимия диапазон.
Наблюденията на фотосферата разкриват нейната фина структура, напомняща на близко разположени купести облаци. Леките кръгли образувания се наричат гранули, а цялата структура се нарича гранулация. Ъгловите размери на гранулите средно са не повече от 1" дъга, което съответства на 725 km на Слънцето. Всяка отделна гранула съществува средно 5-10 минути, след което се разпада и на нейно място се появяват
Гранулите са заобиколени от тъмни пространства, образувайки клетки или пчелни пити. Спектралните линии в гранулите и в пространствата между тях са изместени съответно към синята и червената страна. Това означава, че веществото в гранулите се издига и около тях потъва. Скоростта на тези движения е 1–2 km/s.
Гранулацията е проява на конвективната зона, разположена под фотосферата, наблюдавана във фотосферата. В конвективната зона се извършва активно смесване на материята в резултат на издигане и падане на отделни газови маси (конвекционни елементи). След като са изминали път, приблизително равен на техния размер, те сякаш се разтварят в околната среда, пораждайки нови хетерогенности. Във външните, по-студени слоеве,
размерите на тези хетерогенности са по-малки
Хромосфера
Във външните слоеве на фотосферата, където плътността намалява до 3×10-8 g/cm3, температурата достига стойности под 4200 K. Тази стойност на температурата се оказва минималната за цялата слънчева атмосфера. В по-високите слоеве температурата започва отново да се повишава. Първо, има бавно повишаване на температурата до няколко десетки хиляди келвина, придружено от йонизация на водород и след това на хелий. Тази част от слънчевата атмосфера се нарича хромосфера.
Причината за такова силно нагряване на най-външните слоеве на слънчевата атмосфера е енергията на акустичните (звукови) вълни, които възникват във фотосферата в резултат на движението на конвекционните елементи.
В най-горните слоеве на конвективната зона, непосредствено под фотосферата, конвективните движения рязко се забавят и конвекцията внезапно спира. По този начин фотосферата отдолу е постоянно, сякаш „бомбардирана“ от конвективни елементи. От тези въздействия в него възникват смущения, наблюдавани под формата на гранули, и самият той влиза в трептящо движениес период, съответстващ на честотата на собствените трептения на фотосферата (около 5 минути). Тези вибрации и смущения, които възникват във фотосферата, генерират вълни в нея, които са близки по природа до звуковите вълни във въздуха. При разпространение нагоре, т.е. в слоеве с по-ниска плътност, тези вълни увеличават амплитудата си до няколко километра и се превръщат в
ударни вълни.
Дължината на хромосферата е няколко хиляди километра. Хромосферата има емисионен спектър, състоящ се от ярки линии. Този спектър е много подобен на спектъра на Слънцето, в който всички абсорбционни линии са заменени с емисионни линии и почти няма непрекъснат спектър. В спектъра на хромосферата обаче линиите на йонизираните елементи са по-силни, отколкото в спектъра на фотосферата. По-специално, хелиевите линии са много силни в спектъра на хромосферата, докато в спектъра на Фраунхофер те са практически невидими. Тези спектрални характеристики потвърждават повишаване на температурата в хромосферата.
При изучаване на изображения на хромосферата първото нещо, което привлича вниманието, е нейната нехомогенна структура, която е много по-изразена от гранулацията във фотосферата.
Най-малките структурни образувания в хромосферата се наричат спикули. Имат продълговата форма, като са удължени предимно в радиална посока. Дължината им е няколко хиляди километра, а дебелината им е около 1000 километра. При скорости от няколко десетки km/s спикулите се издигат от хромосферата в короната и се разтварят в нея.
Чрез спикулите веществото на хромосферата се обменя с надлежащата корона.
На Слънцето съществуват стотици хиляди спикули едновременно.
Спикулите от своя страна образуват по-голяма структура, наречена хромосферна мрежа, генерирана от вълнови движения, причинени от много по-големи и по-дълбоки елементи
субфотосферна конвективна зона, отколкото гранули.
Хромосферната мрежа се вижда най-добре в изображения със силни линии в далечната UV област на спектъра,
например в резонансната линия 304 Å на йонизиран хелий.
Хромосферната мрежа се състои от отделни клетки с размери от 30 до 60 хиляди км.
Корона
В горните слоеве на хромосферата, където плътността на газа е само 10–15 g/cm3, настъпва друго необичайно рязко повишаване на температурата до около милион келвина. Тук започва най-външната и тънка част от слънчевата атмосфера, наречена слънчева корона.
Яркостта на слънчевата корона е милион пъти по-малка от фотосферата и не надвишава яркостта на Луната при пълнолуние. Следователно слънчевата корона може да се наблюдава по време на пълната фаза на слънчевите затъмнения, а извън затъмненията - с помощта на специални телескопи (коронографи), в които се организира изкуствено слънчево затъмнение.
Короната няма остри очертания и има неправилна форма, променяйки се значително с времето. Това може да се прецени чрез сравняване на неговите изображения, получени по време на различни затъмнения. Най-ярката част от короната, разположена на не повече от 0,2-0,3 слънчеви радиуса от крайника, обикновено се нарича вътрешна корона, а останалата, много удължена част, е външната корона. Важна характеристикаКороната е неговата лъчиста структура. Лъчите идват с различни дължини до дузина или повече слънчеви радиуси. В основата лъчите обикновено се удебеляват, някои от тях се огъват към съседните.
Спектърът на короната има редица важни характеристики. Базира се на слаб непрекъснат фон с енергийно разпределение, което повтаря енергийното разпределение в непрекъснатия спектър на Слънцето. На този фон
непрекъснат спектър, във вътрешната корона се наблюдават ярки емисионни линии, чийто интензитет намалява с отдалечаване от Слънцето. Повечето от тези линии не могат да бъдат получени в лабораторни спектри. Във външната корона се наблюдават Фраунхоферови линии на слънчевия спектър, които се различават от фотосферните линии по относително по-високия си остатъчен интензитет.
Коронното лъчение е поляризирано и на разстояние около 0,5 Рот ръба на Слънцето поляризацията нараства до приблизително 50%, а на по-големи разстояния отново намалява.__
Коронното лъчение е разсеяна светлина от фотосферата и поляризацията на това лъчение позволява да се установи природата на частиците, върху които се получава разсейване - това са свободни електрони.
Появата на тези свободни електрони може да бъде причинена само от йонизацията на веществото. Като цяло обаче йонизираният газ (плазма) трябва да бъде неутрален. Следователно концентрацията на йони в короната също трябва да съответства на концентрацията на електрони.
Емисионните линии на слънчевата корона принадлежат на обикновени химични елементи, но в много високи степени на йонизация. Най-интензивната - зелена коронална линия с дължина на вълната 5303 Å - се излъчва от йона Fe XIV, т.е. железен атом без 13 електрона. Друга интензивна - червената коронална линия (6374 Å) - принадлежи на атомите на деветкратно йонизираното желязо Fe X. Останалите емисионни линии се идентифицират с йоните Fe XI, Fe XIII, Ni XIII, Ni XV, Ni XVI, Ca XII , Ca XV, Ar X и др.
Така слънчевата корона е разредена плазма с температура около милион келвина.
Зодиакална светлина и противоизлъчване
Сияние, подобно на „фалшивата корона“, може да се наблюдава и на големи разстояния от Слънцето
форма на зодиакална светлина.
Зодиакалната светлина се наблюдава в тъмни безлунни нощи през пролетта и есента в южните ширини скоро
след залез слънце или малко преди изгрев слънце. По това време еклиптиката се издига високо над хоризонта и светла ивица, минаваща по нея, става забележима. Когато се приближи до Слънцето, което е под хоризонта, сиянието се засилва и ивицата се разширява, образувайки триъгълник. Яркостта му постепенно намалява с увеличаване на разстоянието от Слънцето.
В областта на небето, противоположна на Слънцето, яркостта на зодиакалната светлина се увеличава леко, образувайки елипсовидно мъгляво петно с диаметър около 10º, което се нарича антирадианс. Контра-блясък
причинени от отразяването на слънчевата светлина от космическия прах.
слънчев вятър
Слънчевата корона има динамично продължение далеч отвъд орбитата на Земята до разстояния от порядъка на 100 AU.
Има постоянно изтичане на плазма от слънчевата корона със скорост, която постепенно нараства с отдалечаване от Слънцето. Това разширяване на слънчевата корона в междупланетното пространство се нарича слънчев вятър.
Поради слънчевия вятър Слънцето губи около 1 милион тона материя всяка секунда. Слънчевият вятър се състои основно от електрони, протони и хелиеви ядра (алфа частици); ядрата на други елементи и неутралните частици се съдържат в много малки количества.
Слънчевият вятър (потокът от частици – протони, електрони и др.) често се бърка с ефекта на налягането на слънчевата светлина (потокът от фотони). Налягането на слънчевата светлина в момента е няколко хиляди пъти по-голямо от налягането на слънчевия вятър. Опашките на кометите винаги са насочени към противоположната странаот Слънцето, също се образуват поради натиска на светлината, а не поради слънчевия вятър.
38. Активни образувания в слънчевата атмосфера: петна, факули, флокули, хромосферни факели, протуберанци. Цикличност слънчева активност.
Активни образувания в слънчевата атмосфера
От време на време в слънчевата атмосфера се появяват бързо променящи се активни образувания, рязко различни от околните необезпокоявани области, чиито свойства и структура не се променят изобщо или почти напълно с времето. Във фотосферата, хромосферата и короната проявите на слънчевата активност са много различни. Всички те обаче са свързани с обща причина. Тази причина винаги е магнитното поле
присъства в активни региони.
Произходът и причината за промените в магнитните полета на Слънцето не са напълно изяснени. Магнитните полета могат да бъдат концентрирани във всеки слой на Слънцето (например в основата на конвективната зона), а периодичните увеличения на магнитните полета могат да бъдат причинени от допълнителни възбуждания на токове в слънчевата плазма.
Най-честите прояви на слънчевата активност са петна, факули, флокули и изпъкналости.
Слънчеви петна
Най-известното проявление на слънчевата активност са слънчевите петна, които обикновено се появяват в цели групи.
Слънчевото петно изглежда като малка пора, едва различима от тъмните пространства между гранулите. След един ден пората се развива в кръгло тъмно петно с рязка граница, чийто диаметър постепенно се увеличава до размер от няколко десетки хиляди км. Това явление е придружено от постепенно нарастване на напрежението магнитно поле, който в центъра на големи петна достига няколко хиляди ерстеда. Големината на магнитното поле се определя от Зеемановото разделяне на спектралните линии.
Понякога се появяват няколко малки петна в рамките на малка площ, удължена успоредно на екватора - група от петна. Отделни петна се появяват предимно в западните и източните краища на ареала, където дъното на петното - водещото (западното) и опашката (източното) - се развиват по-силно от останалите. Магнитните полета както на основните слънчеви петна, така и на малките, съседни на тях, винаги имат противоположна полярност и затова такава група слънчеви петна се нарича биполярна
3-4 дни след появата на големи петна около тях се появява по-малко тъмна полусянка с характерна радиална структура. Полусянката заобикаля централната част на слънчевото петно, наречена умбра.
С течение на времето площта, заета от група петна, постепенно се увеличава, достигайки своя максимум
стойности приблизително на десетия ден. След това петната започват постепенно да намаляват и изчезват, първо най-малките от тях, след това опашката (разпаднала се преди това на няколко петна) и накрая водещата.
Като цяло целият този процес продължава около два месеца, но много групи слънчеви петна нямат време за това
преминават през всички описани етапи и изчезват по-рано.
Централната част на петното изглежда само черна поради високата яркост на фотосферата. Всъщност в центъра
Яркостта на петната е само с порядък по-малка, а яркостта на полусянката е приблизително 3/4 от яркостта на фотосферата. Въз основа на закона на Стефан-Болцман това означава, че температурата в слънчевото петно е с 2–2,5 хиляди K по-ниска от тази във фотосферата.
Намаляването на температурата в слънчевото петно се обяснява с влиянието на магнитното поле върху конвекцията. Силното магнитно поле възпрепятства движението на материята през силовите линии. Следователно в конвективната зона под слънчевото петно циркулацията на газовете, която пренася значителна част от енергията от дълбините навън, е отслабена. В резултат на това температурата на петното се оказва по-ниска, отколкото в необезпокояваната фотосфера.
Голямата концентрация на магнитното поле в сянката на водещите и опашните слънчеви петна предполага, че основната част от магнитния поток на активната област на Слънцето се съдържа в гигантска тръба от линии на полето, излизащи от сянката на слънчевото петно със северна полярност и навлизайки обратно в слънчевото петно с южната полярност.
Въпреки това, поради високата проводимост на слънчевата плазма и феномена на самоиндукция, магнитни полета със сила от няколко хиляди ерстеда не могат нито да възникнат, нито да изчезнат в рамките на няколко дни, съответстващи на времето на появата и разпадането на група слънчеви петна.
По този начин може да се предположи, че магнитните тръби се намират някъде в конвективната зона и появата на групи слънчеви петна е свързана с плаването на такива тръби.
факли
В необезпокояваните области на фотосферата има само общо магнитно поле на Слънцето, чиято сила е около 1 О. В активните области силата на магнитното поле се увеличава стотици и дори хиляди пъти.
Леко увеличаване на магнитното поле до десетки и стотици Oe се придружава от появата във фотосферата на по-ярка област, наречена факла. Общо факулите могат да заемат значителна част от цялата видима повърхност на Слънцето. Имат характерна фина структура и се състоят от многобройни жилки, светли точки и нодули - факелни гранули.
Най-добре се виждат факулите по ръба на слънчевия диск (тук контрастът им с фотосферата е около 10%), докато в центъра са почти напълно невидими. Това означава, че на някакво ниво във фотосферата шлейфът е по-горещ от съседния ненарушен регион с 200–300 K и като цяло леко изпъква над нивото
необезпокоявана фотосфера.
Появата на факла е свързана с важно свойство на магнитното поле - предотвратява движението на йонизирана материя, възникващо през силовите линии. Ако магнитното поле има достатъчно висока енергия, то „позволява“ движението на материята само по силовите линии.
Слабото магнитно поле в областта на шлейфа не може да спре относително мощни конвективни движения. Въпреки това може да им придаде по-правилен характер. Обикновено всеки елемент на конвекция, в допълнение към общото издигане или спадане във вертикала, прави малки произволни движения в хоризонталната равнина. Тези движения, които водят до триене между отделните елементи на конвекция, се възпрепятстват от магнитното поле, присъстващо в областта на шлейфа, което улеснява конвекцията и позволява на горещите газове да се издигнат на по-голяма височина и да пренесат по-голям поток от енергия. По този начин появата на струята е свързана с повишена конвекция, причинена от слабо магнитно поле.
Факлите са относително стабилни образувания. Те могат да съществуват няколко седмици или дори месеци без особена промяна.
Флокули
Хромосферата над слънчевите петна и факулите увеличава своята яркост, а контрастът между нарушената и ненарушената хромосфера се увеличава с височината. Тези по-ярки области на хромосферата се наричат флокули. Увеличаването на яркостта на флокула в сравнение със заобикалящата ненарушена хромосфера не дава основание за определяне на нейната температура, тъй като в разредена и много прозрачна хромосфера за непрекъснат спектър връзката между температура и радиация не се подчинява на Планк и Стефан- Закони на Болцман.
Увеличаването на яркостта на флокулата в централните части може да се обясни с увеличаване на плътността на материята в хромосферата 3–5 пъти при почти постоянна стойност на температурата или с леко увеличение. Слънчеви изригвания
В хромосферата и короната, най-често в малък регион между развиващите се слънчеви петна, особено близо до границата на полярността на силните магнитни полета, се наблюдават най-мощните и бързо развиващи се прояви на слънчева активност, наречени слънчеви изригвания.
В началото на пламъка яркостта на един от светлите възли на флокулуса внезапно се увеличава. Често за по-малко от минута силна радиация се разпространява по дълго въже или наводнява цяла територия с дължина десетки хиляди километри.
Във видимата област на спектъра увеличаването на луминесценцията се проявява главно в спектралните линии на водород, йонизиран калций и други метали. Нивото на непрекъснатия спектър също се увеличава, понякога толкова много, че светкавицата става видима в бяла светлина на фона на фотосферата. Едновременно с видимата радиация силно нараства интензитетът на ултравиолетовите и рентгеновите лъчи, както и мощността на слънчевото радиоизлъчване.
По време на изригвания се наблюдават най-късите дължини на вълната (т.е. „най-твърдите“) рентгенови спектрални линии и дори, в някои случаи, γ-лъчи. Избухването на всички тези видове радиация става за няколко минути. След достигане на максимума нивото на радиация постепенно отслабва в продължение на няколко десетки минути.
всичко изброените явлениясе обясняват с освобождаването на голямо количество енергия от нестабилна плазма, разположена в областта на много нехомогенно магнитно поле. В резултат на взаимодействието на магнитното поле и плазмата значителна част от енергията на магнитното поле се превръща в топлина, нагрявайки газа до температура от десетки милиони келвини, а също така отива за ускоряване на плазмени облаци.
Едновременно с ускоряването на макроскопичните плазмени облаци, относителните движения на плазмата и магнитните полета водят до ускоряване на отделни частици до високи енергии: електрони до десетки keV и протони до десетки MeV.
Потокът от такива слънчеви частици оказва значително влияние върху горните слоеве на земната атмосфера и нейното магнитно поле.
Изпъкналости
Активните образувания, наблюдавани в короната, са изпъкналости. В сравнение със заобикалящата плазма, това са по-плътни и „по-студени“ облаци, светещи в приблизително същите спектрални линии като хромосферата.
Изпъкналостите се предлагат в много различни форми и размери. Най-често това са дълги, много плоски образувания, разположени почти перпендикулярно на повърхността на Слънцето. Следователно, когато се проектират върху слънчевия диск, издатините изглеждат като извити нишки.
Протуберанциите са най-големите образувания в слънчевата атмосфера, чиято дължина достига стотици хиляди км, но ширината им не надвишава 6000–10 000 км. Долните им части се сливат с хромосферата, а горните им се простират на десетки хиляди км. Има обаче изпъкналости с много по-големи размери.
Обменът на материя между хромосферата и короната непрекъснато се извършва чрез изпъкналостите. Това се доказва от често наблюдаваните движения както на самите протуберанци, така и на отделните им части, протичащи със скорости от десетки и стотици km/s.
Появата, развитието и движението на изпъкналости е тясно свързано с еволюцията на групите слънчеви петна. В първите етапи на развитие на активната област се образуват краткотрайни и бързо променящи се слънчеви петна.
изпъкналости в близост до слънчеви петна. На по-късните етапи се появяват стабилни тихи изпъкналости, които съществуват без забележими промени в продължение на няколко седмици и дори месеци, след което внезапно може да настъпи етап на активиране на изпъкналостта, изразяващ се в появата на силни движения, изхвърляне на материя в короната и появата на на бързо движещи се еруптивни издатини.
Еруптивните или еруптивните приличат на огромни фонтани на външен вид, достигащи височини до 1,7 милиона км над повърхността на Слънцето. Движенията на съсиреците на материята в тях се случват бързо; изригват със скорост стотици km/s и променят формата си доста бързо. С увеличаване на надморската височина, изпъкналостта отслабва и се разсейва. В някои издатини се наблюдават резки промени в скоростта на движение на отделни бучки. Еруптивните изпъкналости са краткотрайни.
Слънчева активност
Всички разглеждани активни образувания в слънчевата атмосфера са тясно свързани помежду си.
Появата на пламъци и флокули винаги предшества появата на петна.
Избухванията се появяват по време на най бърз растежгрупи от петна или в резултат на силни промени, настъпващи в тях.
В същото време се появяват издатини, които често продължават да съществуват дълго време след колапса на активния регион.
Съвкупността от всички прояви на слънчева активност, свързани с дадена част от атмосферата и развиващи се за определено време, се нарича център на слънчевата активност.
Броят на слънчевите петна и други свързани прояви на слънчевата активност се променя периодично. Ерата, когато броят на центровете на активност е най-голям, се нарича максимум на слънчевата активност, а когато липсват или почти липсват, се нарича минимум.
Като мярка за степента на слънчева активност, т.нар. Числата на Вълк, пропорционални на сумата общ бройпетна fи десет пъти броя на техните групи ж: У= к(f+ 10ж).
Фактор на пропорционалност кзависи от мощността на използвания инструмент. Обикновено числата на Wolf са осреднени (например за месеци или години) и графика на зависимостта на слънчевата активност от
Кривата на слънчевата активност показва, че максимумите и минимумите се редуват средно на всеки 11 години, въпреки че интервалите от време между отделните последователни максимуми може
варират от 7 до 17 години.
По време на минималния период обикновено няма петна на Слънцето за известно време. След това започват да се появяват далеч от екватора, на приблизително ±35° ширина. Впоследствие зоната на петнообразуване постепенно се спуска към екватора. Въпреки това, в райони на по-малко от 8° от екватора петната са много редки.
Важна характеристика на цикъла на слънчевата активност е законът за промените в магнитната полярност на слънчевите петна. По време на всеки 11-годишен цикъл всички водещи петна на биполярни групи имат известна полярност в северното полукълбо и противоположна в южното полукълбо. Същото важи и за опашните петна, в които полярността винаги е обратна на тази на водещото петно. В следващия цикъл полярността на водещите и опашните петна се обръща. В същото време се променя полярността на общото магнитно поле на Слънцето, чиито полюси са разположени близо до полюсите на въртене.
Много други характеристики също имат единадесетгодишна цикличност: делът на площта на Слънцето, заета от факули и флокули, честотата на изригванията, броят на изпъкналостите, както и формата на короната и
слънчева вятърна енергия.
Цикличността на слънчевата активност е един от най-важните проблеми съвременна физика Sun, все още не е напълно решен.
Да опозная вътрешна структураСлънце, нека сега направим едно въображаемо пътуване от центъра на звездата до нейната повърхност. Но как ще определим температурата и плътността на слънчевото кълбо на различни дълбочини? Как можем да разберем какви процеси протичат вътре в Слънцето?
Оказва се, че повечето от физическите параметри на звездите (нашето Слънце също е звезда!) не се измерват, а се изчисляват теоретично с помощта на компютри. Отправните точки за такива изчисления са само няколко Основни характеристикизвезди, например неговата маса, радиус, както и физическите условия, преобладаващи на повърхността му: температура, размер и плътност на атмосферата и други подобни. Химическият състав на звездата (по-специално Слънцето) се определя спектрално. И въз основа на тези данни един теоретичен астрофизик ще създаде математически модел на Слънцето. Ако такъв модел съответства на резултатите от наблюденията, тогава той може да се счита за доста добро приближение към реалността. И ние, разчитайки на такъв модел, ще се опитаме да си представим всички екзотични дълбини на великата звезда.
Централната част на Слънцето се нарича негово ядро. Материята вътре в слънчевото ядро е изключително компресирана. Радиусът му е приблизително 1/4 от радиуса на Слънцето, а обемът му е 1/45 (малко повече от 2%) от общия обем на Слънцето. Въпреки това, почти половината от слънчевата маса е събрана в ядрото на звездата. Това стана възможно благодарение на много високата степен на йонизация на слънчевата материя. Условията там са точно такива, каквито трябва за работа. термоядрен реакторЯдрото е гигантска контролирана електроцентрала, където се генерира слънчева енергия.
Премествайки се от центъра на Слънцето до приблизително 1/4 от неговия радиус, ние навлизаме в така наречената зона за пренос на енергия на радиация. Тази най-обширна вътрешна област на Слънцето може да си представим като стените на ядрен котел, през който слънчевата енергия бавно изтича. Но колкото по-близо до повърхността на Слънцето, толкова по-ниски са температурата и налягането. В резултат на това се получава вихрово смесване на веществото и преносът на енергия се извършва предимно от самото вещество. Този метод на пренос на енергия се нарича конвекция, а подповърхностният слой на Слънцето, където се случва, се нарича конвективна зона. Слънчевите изследователи смятат, че неговата роля във физиката на слънчевите процеси е изключително голяма. В края на краищата тук възникват различни движения на слънчевата материя и магнитни полета.
Най-накрая сме на видимата повърхност на Слънцето. Тъй като нашето Слънце е звезда, гореща плазмена топка, то, за разлика от Земята, Луната, Марс и подобни планети, не може да има реална повърхност, разбирана в пълния смисъл на думата. И ако говорим за повърхността на Слънцето, тогава тази концепция е условна.
Видимата светеща повърхност на Слънцето, разположена точно над конвективната зона, се нарича фотосфера, което се превежда от гръцки като „сфера от светлина“.
Фотосферата е 300-километров слой. Тук идва и при нас слънчева радиация. И когато гледаме Слънцето от Земята, фотосферата е именно слоят, който прониква в нашето зрение. Радиацията от по-дълбоките слоеве вече не достига до нас и е невъзможно да ги видим.
Температурата във фотосферата нараства с дълбочина и се оценява средно на 5800 K.
По-голямата част от оптичната (видима) радиация на Слънцето идва от фотосферата. Тук средна плътностгазът е по-малък от 1/1000 от плътността на въздуха, който дишаме, а температурата намалява до 4800 К, когато се приближим до външния ръб на фотосферата.Водородът при такива условия остава почти напълно неутрален.
Астрофизиците приемат основата на фотосферата за повърхността на голямата звезда. Те смятат самата фотосфера за най-долния (вътрешен) слой на слънчевата атмосфера. Над него има още два слоя, които образуват външните слоеве на слънчевата атмосфера - хромосферата и короната. И въпреки че между тези три слоя няма резки граници, нека се запознаем с основните им отличителни черти.
Жълто-бялата светлина на фотосферата има непрекъснат спектър, т.е. изглежда като непрекъсната дъгова ивица с постепенен преход на цветовете от червено към виолетово. Но в долните слоеве на разредената хромосфера, в областта на така наречения температурен минимум, където температурата пада до 4200 K, слънчева светлинаизпитва абсорбция, поради което в спектъра на Слънцето се образуват тесни абсорбционни линии. Те се наричат линии на Фраунхофер, кръстени на немския оптик Йозеф Фрау и Гофер, който внимателно измерва дължините на вълните на 754 линии през 1816 г.
Към днешна дата в спектъра на Слънцето са регистрирани над 26 хиляди тъмни линии с различна интензивност, възникващи поради поглъщането на светлина от „студени“ атоми. И тъй като всеки химичен елемент има свой собствен характерен набор от линии на поглъщане, това дава възможност да се определи присъствието му във външните слоеве на слънчевата атмосфера.
Химическият състав на слънчевата атмосфера е подобен на този на повечето звезди, образувани през последните няколко милиарда години (наречени звезди от второ поколение). В сравнение със старите небесни тела (звезди от първо поколение), те съдържат десетки пъти повече тежки елементи, тоест елементи, които са по-тежки от хелия. Астрофизиците смятат, че тежките елементи са се появили за първи път в резултат на ядрени реакции, възникнали по време на експлозии на звезди и може би дори по време на експлозии на галактики. По време на формирането на Слънцето междузвездната среда вече е доста добре обогатена с тежки елементи (самото Слънце все още не произвежда елементи, по-тежки от хелий). Но нашата Земя и други планети са кондензирани, очевидно, от същия облак газ и прах като Слънцето. Следователно е възможно, докато изучаваме химичния състав на нашата дневна светлина, да изучаваме и състава на първичната протопланетна материя.
Тъй като температурата в слънчевата атмосфера варира в зависимост от надморската височина, различни ниваабсорбционните линии се създават от атоми на различни химични елементи. Това дава възможност да се изследват различните атмосферни слоеве на голямата звезда и да се определи техният обхват.
Над фотосферата има по-рядка сричка! атмосферата на Слънцето, която се нарича хромосфера, което означава "цветна сфера". Яркостта му е многократно по-малка от яркостта на фотосферата, така че хромосферата се вижда само по време на кратки минути на пълно слънчево затъмнение, като розов пръстен около тъмния диск на Луната. Червеникавият цвят на хромосферата се дължи на водородното лъчение. Този газ има най-интензивната спектрална линия - Ha - в червената област на спектъра и има особено много водород в хромосферата.
От спектрите, получени по време на слънчеви затъмнения, става ясно, че червената линия на водорода изчезва на надморска височина от приблизително 12 хиляди километра над фотосферата, а линиите на йонизиран калций престават да се виждат на височина от 14 хиляди километра. Тази височина се счита за горната граница на хромосферата. С повишаването на температурата температурата се повишава, като в горните слоеве на хромосферата достига 50 000 K. С повишаване на температурата се увеличава йонизацията на водорода и след това на хелия.
Повишаването на температурата в хромосферата е съвсем разбираемо. Както е известно, плътността на слънчевата атмосфера бързо намалява с височината и разредената среда излъчва по-малко енергия от плътната. Следователно енергията, идваща от Слънцето, нагрява горната хромосфера и короната, разположена над нея.
В момента хелиофизиците с помощта на специални инструменти наблюдават хромосферата не само по време на слънчеви затъмнения, но и във всеки ясен ден. По време на пълно слънчево затъмнение можете да видите най-външния слой на слънчевата атмосфера - короната - деликатно перлено-сребристо сияние, простиращо се около затъмненото Слънце. Общата яркост на короната е около една милионна от светлината на Слънцето или половината от светлината на пълната Луна.
Слънчевата корона е силно разредена плазма с температура близка до 2 милиона K. Плътността на коронарната материя е стотици милиарди пъти по-малка от плътността на въздуха близо до повърхността на Земята. При такива условия атомите на химичните елементи не могат да бъдат в неутрално състояние: тяхната скорост е толкова висока, че по време на взаимни сблъсъци те губят почти всичките си електрони и многократно се йонизират. Ето защо слънчевата корона се състои главно от протони (водородни атомни ядра), хелиеви ядра и свободни електрони.
Изключително високата температура на короната кара нейното вещество да се превърне в мощен източник на ултравиолетови лъчи и рентгеново лъчение. За наблюдения в тези диапазони на електромагнитния спектър, както е известно, се използват специални ултравиолетови и рентгенови телескопи, инсталирани на космически кораби и орбитални научни станции.
Използвайки радио методи (слънчевата корона интензивно излъчва дециметрови и метрови радиовълни), коронарните лъчи се „гледат“ до разстояния от 30 слънчеви радиуса от ръба на слънчевия диск. С отдалечаване от Слънцето плътността на короната намалява много бавно и най-горният й слой изтича в открития космос. Така се образува слънчевият вятър.
Само поради изпаряването на корпускулите, масата на Слънцето намалява всяка секунда с не по-малко от 400 хиляди тона.
Слънчевият вятър духа в цялото пространство на нашата планетна система. Тогава първоначалната скорост достига повече от 1000 km/s, но след това бавно намалява. Близо до земната орбита Средната скоростветровете са около 400 км/с. Ом помита по пътя си всички газове, излъчвани от планети и комети, най-малките метеорни прахови частици и дори частици от нискоенергийни галактически космически лъчи, пренасяйки целия този „боклук“ в покрайнините на планетарната система. Образно казано, сякаш се къпем в короната на голяма звезда...
слънчева активност фотосфера вятър
Фотосферата (слоят, който излъчва светлина) образува видимата повърхност на Слънцето. Дебелината му съответства на оптична дебелина от приблизително 2/3 единици. В абсолютно изражение фотосферата достига дебелина, според различни оценки, от 100 до 400 km. Основната част от оптичната (видима) радиация на Слънцето идва от фотосферата, но радиацията от по-дълбоките слоеве вече не достига до нея. Температурата, когато се приближи до външния ръб на фотосферата, намалява от 6600 K до 4400 K. Ефективната температура на фотосферата като цяло е 5778 K. Тя може да се изчисли съгласно закона на Стефан-Болцман, според който мощността на излъчване на абсолютно черно тяло е право пропорционална на четвъртата степен на температурата на тялото.
Хромосфера (от старогръцки чспмб - цвят, уцбЯсб - топка, сфера) е външната обвивка на Слънцето с дебелина около 2000 km, обграждаща фотосферата. Произходът на името на тази част от слънчевата атмосфера се свързва с нейния червеникав цвят, причинен от факта, че червената Н-алфа емисионна линия на водород от серията Балмер доминира във видимия спектър на хромосферата. Горната граница на хромосферата няма отчетлива гладка повърхност, от нея постоянно се появяват горещи емисии, наречени спикули. Броят на спикулите, наблюдавани едновременно, е средно 60-70 хил. Поради това в края на 19 век италианският астроном Секи, наблюдавайки хромосферата през телескоп, я сравнява с горящи прерии. Температурата на хромосферата се повишава с надморска височина от 4000 до 20 000 K (температурният диапазон над 10 000 K е относително малък).
Плътността на хромосферата е ниска, така че яркостта е недостатъчна за наблюдение при нормални условия. Но по време на пълно слънчево затъмнение, когато Луната покрива ярката фотосфера, хромосферата, разположена над нея, става видима и свети в червено. Също така може да се наблюдава по всяко време с помощта на специални теснолентови оптични филтри. В допълнение към вече споменатата H-алфа линия с дължина на вълната 656,3 nm, филтърът може да бъде настроен и към линиите Ca II K (393,4 nm) и Ca II H (396,8 nm).
Короната е последната външна обвивка на Слънцето. Короната се състои главно от изпъкналости и енергийни изригвания, които излъчват и изригват на няколкостотин хиляди и дори повече от милион километра в космоса, образувайки слънчевия вятър. Средната коронарна температура е от 1 000 000 до 2 000 000 K, а максималната в някои райони е от 8 000 000 до 20 000 000 K. Въпреки такава висока температура, тя се вижда с невъоръжено око само по време на пълна слънчево затъмнение, тъй като плътността на материята в короната е ниска и следователно нейната яркост е ниска. Необичайно интензивното нагряване на този слой очевидно се дължи на ефекта на магнитното закрепване и влиянието на ударните вълни. Формата на короната се променя в зависимост от фазата на цикъла на слънчевата активност: в периоди на максимална активност тя има кръгла форма, а при минимум е удължена по слънчевия екватор. Тъй като температурата на короната е много висока, тя излъчва интензивно лъчение в ултравиолетовия и рентгеновия диапазон. Тези лъчения не преминават през земната атмосфера, но наскоро стана възможно да се изучават с помощта на космически кораб. Радиацията в различни области на короната се появява неравномерно. Има горещи активни и тихи области, както и коронални дупки със сравнително ниска температура от 600 000 K, от които линиите на магнитното поле излизат в космоса. Тази („отворена“) магнитна конфигурация позволява на частиците да избягат безпрепятствено от Слънцето, така че слънчевият вятър се излъчва предимно от короналните дупки.
Слънчев вятър. Слънчевият вятър протича от външната част на слънчевата корона - поток от йонизирани частици (главно протони, електрони и b-частици), разпространявайки се с постепенно намаляване на плътността си до границите на хелиосферата. Слънчевият вятър се разделя на два компонента - бавен слънчев вятър и бърз слънчев вятър. Бавният слънчев вятър има скорост от около 400 km/s и температура от 1,4 -1,6·10 6 K и е много подобен по състав на короната. Бързият слънчев вятър има скорост около 750 km/s, температура 8·10 5 K и е подобен по състав на веществото на фотосферата. Бавният слънчев вятър е два пъти по-плътен и по-малко постоянен от бързия. Бавният слънчев вятър има повече сложна структурас региони на турбулентност.
Наблюденията и теориите ни позволяват да изградим следния модел на Слънцето (фиг. 5.3).
Най-вътрешният слой се нарича слънчев слой сърцевина . В този слой близо до центъра на Слънцето температурата достига 15 милиона ДА СЕ, налягането е стотици милиарди атмосфери, а плътността на веществото е около 150 g/cm3.При тези условия отделните атоми се движат с огромни скорости, достигащи например стотици километри в секунда за водорода. Тъй като плътността на материята е много висока, атомните сблъсъци се случват много често. Някои от тези сблъсъци водят до близко сближаване атомни ядранеобходими за появата ядрени реакции.
Ориз. 5.3.Схематичен разрез на Слънцето и неговата атмосфера.
Две ядрени реакции играят важна роля във вътрешността на Слънцето. В резултат на една от тях, схематично показана на фиг. 5.4, от четири водородни атома се образува един хелиев атом. В междинните етапи на реакцията се образуват ядра от тежък водород (деутерий) и ядра от изотоп He 3. Тази реакция се нарича протон-протон.
Друга реакция при слънчеви условия играе много по-малка роля. В крайна сметка това също води до образуването на хелиево ядро от четири протона. Процесът е по-сложен и може да се случи само в присъствието на въглерод, чиито ядра влизат в реакцията в първите етапи и се освобождават в последните. Така въглеродът е катализатор, поради което цялата реакция се нарича въглероден цикъл.
При обикновени сблъсъци приближаването на еднакво заредени частици се предотвратява чрез електростатично отблъскване (кулонова бариера). Именно за да го преодолеят, частиците трябва да имат огромни енергии, т.е. температурата на веществото трябва да е много висока. Следователно описаните ядрени реакции се наричат термоядрен. Термоядрени реакцииса източник на енергия, излъчвана от Слънцето в космоса.
Тъй като най-високите температури и налягания се създават в най-дълбоките слоеве на Слънцето, ядрените реакции и съпътстващото ги освобождаване на енергия протичат най-интензивно в самия център на Слънцето. Само тук, заедно с протон-протонната реакция, въглеродният цикъл играе важна роля. Когато се отдалечите от центъра на Слънцето, температурата и налягането стават по-ниски, освобождаването на енергия поради въглеродния цикъл бързо спира и до разстояние от около 0,2-0,3
Ориз. 5.4.Схема на основната версия на реакцията протон-протон: 6 H 1 ® 2 D 2 + 2 H 1 ® 2 He 3 ® He 4 + 2 H 1; тук H 1 е протон, D 2 е ядро на деутерий, He 3 и He 4 са изотопи на хелий, e + е позитрон, н- неутрино.
радиус от центъра, само реакцията протон-протон остава значима. При разстояние от центъра, по-голямо от 0,3 радиуса, температурата става под 5 милиона ДА СЕ, плътността също спада значително. При тези условия ядрените реакции практически не протичат. Тези слоеве предават само радиация, освободена на по-голяма дълбочина под формата на гама лъчи, които се абсорбират и повторно излъчват от отделни атоми.
Тази част от Слънцето, в която освобождаването на енергия поради ядрени реакции е незначително и процесът на пренос на енергия се осъществява чрез поглъщане на радиация и последващо повторно излъчване, се нарича зона на радиационно равновесие или зона за пренос на радиационна енергия . Заема площ от приблизително 0,3 до 0,7 r¤ от центъра на Слънцето. Над това ниво при трансфер на енергия
самата материя започва да участва и директно под видимите външни слоеве на Слънцето, над около 0,3 от неговия радиус, се образува конвективна зона , при които енергията се пренася чрез конвекция.
Накрая се наричат най-външните слоеве на Слънцето, радиацията от които може да се наблюдава слънчева атмосфера;основно се състои от три слоя, т.нар фотосфера, хромосфераИ корона
Фотосфераса тези слоеве на слънчевата атмосфера, в които се образува видима радиация, която има непрекъснат спектър. Така той излъчва почти цялата слънчева енергия, която идва до нас. Фотосферата се вижда при директно наблюдение на Слънцето в бяла светлина под формата на видимата му повърхност. Първото нещо, което хваща окото ви по време на такива наблюдения, е постепенното потъмняване на слънчевия диск към ръба.
Дебелината на фотосферата е около 300 км. Плътността на материята на долната граница на фотосферата е 5∙10 –7 g/cm3, докато на горната граница е хиляда пъти по-малко.
Има много детайли, които можете да видите на повърхността на Слънцето. Цялата фотосфера на Слънцето се състои от светлинни зърна и мехурчета. Тези зърна се наричат гранули . Размерите на гранулите са малки, 1000–2000 км, разстоянието между тях е 300–600 км. Около милион гранули се наблюдават едновременно на Слънцето. Всяка гранула съществува няколко минути. Гранулите са заобиколени от тъмни пространства, като пчелни пити. Веществото се издига в гранулите и пада около тях. Гранулиране - проява на конвекция в по-дълбоките слоеве на Слънцето.
Гранулите създават общ фон, на който могат да се наблюдават много по-големи образувания, като напр факлиИ слънчеви петна.
Галилей за пръв път наблюдава слънчеви петна през телескоп през 1610 г. Петна на Слънцето е очевиден знак за неговата активност (фиг. 5.5). Това са по-студените области на фотосферата. Температурата на петната е около 3500 K, така че на светлия фон на фотосферата (с температура около 6000 K) те изглеждат по-тъмни. Образуването на слънчеви петна е свързано с магнитното поле на Слънцето. Малките петна са с диаметър няколко хиляди километра. Размерът на големите петна достига 100 000 km; Такива петна съществуват около месец. Слънчевите петна имат вътрешна структура: по-тъмна централна част - сърцевина - и около нея полусянка . Слънчевите петна често образуват групи, които могат да заемат значителна площ на слънчевия диск.
Слънчевите петна често са заобиколени от ярки зони, т.нар факли . Те са по-горещи от атмосферата с около 2000 K и имат клетъчна структура (размерът на всяка клетка е около 30 хиляди километра). Често има пламнали полета без петна вътре.
Хромосфера Слънцето (фиг. 5.6) се вижда само по време на пълно слънчево затъмнение. Луната напълно покрива фотосферата, а хромосферата пламва като малък пръстен с яркочервен цвят, заобиколен от перлено бяла корона. Хромосферата е получила името си именно поради това явление (на гръцки: „цветна сфера“).
Размерите на хромосферата са 10–15 хиляди километра, а плътността на материята е стотици хиляди пъти по-малка,
отколкото във фотосферата. Температурата в хромосферата расте бързо, достигайки десетки хиляди градуси в горните й слоеве. Повишаването на температурата се обяснява с влиянието на магнитни полета и вълни, проникващи в хромосферата от зоната на конвективни движения. Тук нагряването става като в микровълнова фурна, само че с гигантски размери.
На ръба на хромосферата се наблюдават стърчащи пламъци - хромосферни спикули , които представляват продълговати колони от уплътнен газ. Температурата на тези струи е по-висока от температурата на фотосферата.
Често, особено когато на Слънцето има големи групи от слънчеви петна, мига . Приличат на огромни експлозии, които продължават само няколко минути. За няколко минути на малка площ се отделя енергия от порядъка на 100 000 милиарда kW/час: същото количество топлина идва от Слънцето към Земята годишно! В този случай радиацията рязко се увеличава не само във видимата област на спектъра, но и в ултравиолетовата и в рентгеновата област на спектъра и потокът от космически лъчи се увеличава. Изригванията причиняват промени в магнитното поле на Земята и дори могат да повредят енергийните системи. Причините за огнищата все още са слабо разбрани; Очевидно те са причинени от рязка промяна в магнитното поле в хромосферата.
Най-външната, най-тънката и най-горещата част от слънчевата атмосфера ¾ корона . Може да се проследи от слънчевия лимб до разстояния от десетки слънчеви радиуси. Въпреки силното гравитационно поле на Слънцето, това е възможно благодарение на огромните скорости на движение на частиците, които изграждат короната. Короната има температура около милион градуса и се състои от силно йонизиран газ. Може би причината е тази висока температураса повърхностни емисии на слънчева материя под формата на бримки и арки. Милиони колосални фонтани пренасят материята, нагрята в дълбоките слоеве на Слънцето, в короната.
Яркостта на короната е милиони пъти по-малка от тази на фотосферата, така че короната може да се види само по време на пълно слънчево затъмнение или с помощта на коронограф. Най-ярката му част обикновено се нарича вътрешна корона . Той се отстранява от повърхността на Слънцето на разстояние не повече от един радиус. Външна корона Слънцето има разширени граници.
Важна характеристика на короната е нейната лъчиста структура. Коронални лъчи имат най-разнообразни форми (фиг. 5.7). През ерата на минимална слънчева активност короната има закръглена форма, сякаш е „сресана“. По време на максималната епоха коронарните лъчи се разпространяват във всички посоки.
Най-грандиозните слънчеви образувания са изпъкналости ¾ емисии на слънчева материя. Плътността и температурата на изпъкналостите са същите като веществата на хромосферата, но на фона на горещата корона изпъкналостите са студени и плътни образувания. Температурата на протуберанциите е около 20 000 K. Някои от тях съществуват в короната няколко месеца, други, появявайки се до петната, се движат бързо със скорости около 100 km/s и съществуват няколко седмици. Размерите на издатините могат да бъдат различни. Типичното изпъкналост е около 40 000 km високо и около 200 000 km широко. Регистрирани са и рекордьори сред протуберанциите, чиито размери надхвърлят 3 000 000 км.
След седемнадесет години наблюдения Хайнрих Швабе установява, че броят на петната на Слънцето се променя с времето. В години на минимум може изобщо да няма петна по повърхността на Слънцето, а в години на максимум техният брой се измерва в десетки. Максимуми и минимуми се редуват средно на всеки 11 години (от 7 до 17 години), последният максимум на слънчевата активност е през 2000 г. Може би има и по-дълги цикли на слънчева активност . В началото на ХХ век Д. Хейл открива, че магнитните полярности на първите, водещи, слънчеви петна и опашни петна в северното и южното полукълбо на Слънцето са противоположни и сменят полюсите си във всеки нов цикъл. Следователно, пълен цикъл на слънчева активност се случва в рамките на 22 години.
Цикълът на активността на слънчевите петна е пряко свързан с климата на Земята. Някои дървета имат единадесетгодишен цикъл на дебелина на пръстените. В края на 17-ти и началото на 18-ти век, когато практически нямаше петна, времето в Европа беше много студено.
В началото на 20 век Александър Чижевски след много години статистически изследваниядоказа зависимостта на броя на събитията в социалния живот на Земята от активността на Слънцето. Оказа се, че в годините на максимална слънчева активност на Земята се увеличава броят на революциите и войните, а политическата активност на населението се засилва. Максималната слънчева активност също провокира развитието на много заболявания: по-специално се увеличава вероятността от епидемии.
