Корона во внутренней части представляет собой чрезвычайно разреженное облако легких частичек, главным образом частичек электричества – электронов, выделяющихся из нижележащих слоев. Все они быстро движутся в разных направлениях, но преимущественно в сторону от Солнца. Скорость их так же велика, как у газа при температуре до миллиона градусов. Во внешней части короны к ним примешаны и частички пыли, которая носится в межпланетном пространстве.

2. Строение Солнца

2.1. Внутренние слои Солнца

В центральной части Солнца находится источник его энергии, или, говоря образным языком, та "печка", которая нагревает его и не дает ему остыть. Эта область называется ядром. Под тяжестью внешних слоев вещество внутри Солнца сжато, причем, чем глубже, тем сильнее. Плотность его увеличивается к центру вместе с ростом давления и температуры. В ядре, где температура достигает 15 млн. кельвинов, происходит выделение энергии.

Ядро имеет радиус не более четверти общего радиуса Солнца. Однако в его объеме сосредоточена половина солнечной массы и выделяется практически вся энергия, которая поддерживает свечение Солнца.

Существуют различные способы передачи энергии в зависимости от физических условий среды, а именно: лучистый перенос, конвекция и теплопроводность. Теплопроводность не играет большой роли в энергетических процессах на Солнце и звездах, тогда как лучистый и конвективный переносы очень важны.

Сразу вокруг ядра начинается зона лучистой передачи энергии, где она распространяется через поглощение и излучение веществом порций света – квантов.

Плотность, температура и давление уменьшаются по мере удаления от ядра, и в этом же направлении идет поток энергии. В целом процесс этот крайне медленный. Чтобы квантам добраться от центра Солнца до фотосферы, необходимы многие тысячи лет: ведь, переизлучаясь, кванты все время меняют направление, почти столь же часто двигаясь назад, как и вперед. Но когда они, в конце концов, выберутся наружу, это будут уже совсем другие кванты. Что же с ними произошло?

В центре Солнца рождаются гамма-кванты. Их энергия в миллионы раз больше, чем энергия квантов видимого света, а длина волны очень мала. По дороге кванты претерпевают удивительные превращения. Отдельный квант сначала поглощается каким-нибудь атомом, но тут же снова переизлучается; чаще всего при этом возникает не один прежний квант, а два или даже несколько. По закону сохранения энергии их общая энергия сохраняется, а потому энергия каждого из них уменьшается. Так возникают кванты все меньших и меньших энергий. Мощные гамма-кванты как бы дробятся на менее энергичные кванты – сначала рентгеновских, потом ультрафиолетовых и, наконец, видимых и инфракрасных лучей. В итоге наибольшее количество энергии Солнце излучает в видимом свете, и не случайно наши глаза чувствительны именно к нему.

Как мы уже говорили, кванту требуется очень много времени, чтобы просочиться через плотное солнечное вещество наружу. Так что если бы "печка" внутри Солнца вдруг погасла, то мы узнали бы об этом только миллионы лет спустя.

На своем пути через внутренние солнечные слои поток энергии встречает такую область, где непрозрачность газа сильно возрастает. Это конвективная зона Солнца. Здесь энергия передается уже не излучением, а конвекцией.

Суть конвекции состоит в том, что огромные потоки горячего газа поднимаются вверх, где отдают свое тепло окружающей среде, а охлажденный солнечный газ опускается вниз. Похоже, что солнечное вещество кипит и перемешивается, как вязкая рисовая каша на огне.

Конвективная зона начинается примерно на расстоянии 0,7 радиуса от центра и простирается практически до самой видимой поверхности Солнца (фотосферы), где перенос основного потока энергии вновь становится лучистым. Однако по инерции сюда все же проникают горячие потоки из более глубоких конвективных слоев. Xорошо известная наблюдателям картина грануляции на поверхности Солнца является видимым проявлением конвекции.

2.2. Атмосфера Солнца

2.2.1. Фотосфера

Атмосфера Солнца начинается на 200-300 глубже видимого края солнечного диска называют фотосферой. Поскольку их толщина составляет не более одной трехтысячной доли солнечного радиуса, фотосферу иногда условно называют поверхностью Солнца.

Плотность газов в фотосфере примерно такая же, как в земной стратосфере, и в сотни раз меньше чем у поверхности Земли. Температура фотосферы уменьшается от 8000 К на глубине 300 км до 4000 К в самых верхних слоях. Температура же того среднего слоя, излучение которого мы воспринимаем около 6000 К.

При таких условиях почти все молекулы газа распадаются на отдельные атомы. Лишь в самых верхних слоях фотосферы сохраняется относительно немного простейших молекул и радикалов типа Н2, ОН, СН.

Особую роль в солнечной атмосфере играет не встречающийся в земной природе отрицательный ион водорода, который представляет собой протон с двумя электронами. Это необычное соединение возникает в тонком внешнем, наиболее «холодном» слое фотосферы при «налипании» на нейтральные атомы водорода отрицательно заряженных свободных электронов, которые поставляются легко ионизируемыми атомами кальция, натрия, магния, железа и других металлов. При возникновении отрицательные ионы водорода излучают большую часть видимого света. Этот же свет ионы жадно поглощают, из-за чего непрозрачность атмосферы с глубиной быстро растет. Поэтому видимый край Солнца и кажется нам очень резким.

Почти все наши знания о Солнце основаны на излучении его спектра.

В телескоп с большим увеличением можно наблюдать тонкие детали фотосферы: вся она кажется усыпанной мелкими яркими зернышками – гранулами, разделенными сетью узких темных дорожек. Грануляция является результатом перемешивания всплывающих более теплых потоков газа и опускающихся более холодных. Разность температур между ними в наружных слоях значительно невелика (200-300 К), но глубже, в конвективной зоне, она больше, и перемешивание происходит значительно интенсивнее. Конвекция во внешних слоях Солнца играет огромную роль, определяя общую структуру атмосферы. В конечном счете именно конвекция в результате сложного взаимодействия с солнечными магнитными полями является причиной всех многообразных проявлений солнечной активности.

Магнитные поля участвую во всех процессах на Солнце. Временами в небольшой области солнечной атмосферы возникают концентрированные магнитные поля, в несколько тысяч раз более сильные чем на Земле. Ионизированная плазма – хороший проводник, она не может перемещаться поперек линий магнитной индукции сильного магнитного поля. Поэтому в таких местах перемешивание и подъем горячих газов с низу тормозится, и возникает темная область – солнечное пятно. На фоне ослепительной фотосферы оно кажется совсем черным, хотя в действительности яркость его слабее раз в десять.

С течением времени величина и форма пятен сильно меняются. Возникнув в виде едва заметной точки – поры, пятно постепенно увеличивает свои размеры до десятков тысяч километров. Крупные пятна, как правило, состоят из темной части (ядра) и менее темной – полутени, структура которой придает пятну вид вихря. Пятна бывают окружены более яркими участками фотосферы, называемыми факелами или факельными полями.