Центр Солнца: Ядро
Ядро начинается от центра и простирается наружу, чтобы охватить 25 процентов радиуса солнца. Его температура превышает 15 миллионов градусов Кельвина. В ядре гравитация вытягивает всю массу внутрь и создает интенсивное давление. Давление достаточно высокое, чтобы заставить атомы водорода объединиться в реакции ядерного синтеза - то, что мы пытаемся подражать здесь, на Земле. Два атома водорода объединяются, создавая в несколько этапов гелий-4 и энергию:
- Два протона объединяются в атом дейтерия (атом водорода с одним нейтроном и одним протоном), позитрон (похожий на электрон, но с положительным зарядом) и нейтрино.
- Протон и атом дейтерия объединяются в атом гелия-3 (два протона с одним нейтроном) и гамма-излучение.
- Два атома гелия-3 объединяются в атом гелия-4 (два протона и два нейтрона) и два протона.
На эти реакции приходится 85 процентов энергии Солнца. Остальные 15 процентов приходятся на следующие реакции:
- Атом гелия-3 и атом гелия-4 объединяются в бериллий-7 (четыре протона и три нейтрона) и гамма-лучи.
- Атом бериллия-7 захватывает электрон и становится атомом лития-7 (три протона и четыре нейтрона) и нейтрино.
- В сочетании с протоном литий-7 образует два атома гелия-4.
Атомы гелия-4 менее массивны, чем два атома водорода, с которых начался процесс, поэтому разница в массе преобразуется в энергию, как описано в теории относительности Эйнштейна (E=mc²). Энергия излучается в различных формах света: ультрафиолетовом, рентгеновском, видимом, инфракрасном, микроволновом и радиоволновом.
Солнце также испускает энергетические частицы (нейтрино, протоны), которые составляют солнечный ветер. Эта энергия поражает Землю, где она согревает планету, управляет нашей погодой и дает энергию для жизни. Большая часть радиации или солнечного ветра не наносит нам вреда, потому что атмосфера Земли защищает нас.
Внутренняя часть Солнца: Радиационная и Конвективная зоны
После покрытия ядра, пришло время растянуться наружу в структуре солнца. Далее следуют излучательная и конвективная зоны.
Зона излучения простирается наружу от ядра, составляя 45 процентов радиуса Солнца. В этой зоне энергия из ядра выводится наружу фотонами или световыми единицами. При изготовлении одного фотона он перемещается примерно на 1 микрон (1 миллионная часть метра), прежде чем быть поглощенным газовой молекулой. После поглощения газовая молекула нагревается и снова выпускает другой фотон той же длины волны. Восстановленный фотон пролетает еще один микрон, прежде чем поглотиться другой газовой молекулой, и цикл повторяется; каждое взаимодействие между фотоном и газовой молекулой требует времени. Приблизительно 1025 поглощений и реэмиссий происходят в этой зоне до того, как фотон достигнет поверхности, поэтому между фотоном, сделанным в ядре, и фотоном, достигшим поверхности, существует значительная временная задержка.
В конвективной зоне, которая является конечным 30 процентом радиуса Солнца, преобладают конвективные токи, которые переносят энергию наружу к поверхности. Эти конвекционные потоки - это восходящие движения горячего газа рядом с нисходящими движениями холодного газа, и это выглядит как блеск в кипящем горшочке с водой. Конвекционные токи выносят фотоны на поверхность быстрее, чем передача излучения, происходящая в ядре и зоне излучения. При таком большом количестве взаимодействий, происходящих между фотонами и молекулами газа в радиационной и конвекционной зонах, для достижения поверхности требуется около 100 000 - 200 000 лет.
Солнечная атмосфера
Мы наконец-то добрались до поверхности. Давайте проследим через атмосферу дальше. Как и Земля, Солнце может похвастаться атмосферой. Однако, Солнце состоит из фотосферы, хромосферы и короны.
Фотосфера - это самая низкая область солнечной атмосферы, и это область, которую мы можем видеть. "Поверхность Солнца" обычно относится к фотосфере, по крайней мере, в светских терминах. Она составляет 180-240 миль (300-400 километров в ширину) и имеет среднюю температуру 5,800 градусов по Кельвину. Она выглядит гранулированной или пузырчатой, как поверхность кипящего горшка с водой. Неровности - это верхние поверхности ячеек конвекционного тока под ними; ширина каждой грануляции может достигать 600 миль (1000 километров). При прохождении через фотосферу температура падает, а газы, поскольку они холоднее, не излучают столько световой энергии. Это делает их менее непрозрачными для человеческого глаза. Поэтому внешний край фотосферы выглядит темным, эффект, называемый потемнением конечностей, который объясняет четкий, четкий край поверхности Солнца.
Хромосфера простирается над фотосферой примерно до 1200 миль (2000 километров). Температура в хромосфере повышается с 4500 градусов по Кельвину до 10 000 градусов по Кельвину. Считается, что хромосфера нагревается конвекцией в глубине фотосферы. По мере того, как газы сгорают в фотосфере, они производят ударные волны, которые нагревают окружающий газ и посылают его, проникая через хромосферу в миллионы крошечных шипов горячего газа, называемых спикулами. Каждый пик поднимается приблизительно на 3000 миль (5000 километров) над фотосферой и длится всего несколько минут. Спикулы могут также следовать вдоль линий магнитного поля Солнца, которые создаются движением газов внутри Солнца.
Корона является последним слоем Солнца и простирается на несколько миллионов миль или километров от других сфер. Ее лучше всего видно во время солнечного затмения и на рентгеновских снимках Солнца. Температура короны в среднем составляет 2 миллиона градусов Кельвина. Хотя никто не знает, почему корона такая горячая, считается, что она вызвана магнетизмом Солнца. В короне есть светлые (горячие) и темные области, называемые коронными дырами. Корональные отверстия относительно прохладны и считаются областями, в которых частицы солнечного ветра выходят наружу.
Через изображения телескопа мы можем увидеть несколько интересных особенностей на Солнца, которые могут иметь эффекты здесь на Земле. Рассмотрим три из них: солнечные пятна, солнечные излучения и солнечные вспышки.
