Photosphereقسمت اصلی جو خورشید است که در آن تشعشع مرئی تشکیل می شود که پیوسته است. بنابراین، تقریباً تمام انرژی خورشیدی که به ما می رسد را ساطع می کند.

فتوسفر لایه نازکی از گاز به طول چند صد کیلومتر است که کاملاً مات است.

فتوسفر هنگام مشاهده مستقیم خورشید در نور سفید به شکل "سطح" ظاهری آن قابل مشاهده است.

فتوسفر به شدت در سراسر طیف پیوسته مرئی تابش ساطع می کند و بنابراین جذب می کند.

برای هر لایه از فوتوسفر که در عمق مشخصی قرار دارد، دمای آن را می توان یافت. دما در فتوسفر با عمق افزایش می یابد و به طور متوسط ​​6000 کلوین است.

طول فتوسفر چند صد کیلومتر است.

چگالی ماده فوتوسفر 7-10 گرم بر سانتی متر مکعب است.

1 سانتی متر مکعب از فوتوسفر حاوی حدود 1016 اتم هیدروژن است. این مربوط به فشار 0.1 اتمسفر است.

در این شرایط همه چیز عناصر شیمیاییبا پتانسیل یونیزاسیون کم، یونیزه می شوند. هیدروژن در حالت خنثی باقی می ماند.

فتوسفر تنها ناحیه هیدروژن خنثی روی خورشید است.

مشاهدات بصری و عکاسی از فوتوسفر، ساختار ظریف آن را نشان می دهد، که یادآور ابرهای کومولوس نزدیک به هم هستند. تشکیلات گرد سبک را گرانول و کل ساختار را دانه بندی می نامند. ابعاد زاویه ای گرانول ها بیش از 1 اینچ قوس نیست که مربوط به 700 کیلومتر است. هر گرانول انفرادی برای 5-10 دقیقه وجود دارد، پس از آن متلاشی می شود و دانه های جدید در جای خود تشکیل می شود. گرانول ها توسط فضاهای تاریک احاطه شده اند. این ماده در دانه ها بالا می رود و در اطراف آنها می افتد. سرعت این حرکات 1-2 کیلومتر بر ثانیه است.

دانه بندی نمودی از ناحیه همرفتی واقع در زیر فتوسفر است. در ناحیه همرفتی، اختلاط ماده در نتیجه بالا و پایین رفتن توده های جداگانه گاز رخ می دهد.

دلیل وقوع همرفت در لایه های بیرونی خورشید دو مورد مهم است. از یک طرف، دمای مستقیم زیر فتوسفر در عمق بسیار سریع افزایش می یابد و تشعشع نمی تواند از انتشار تشعشعات از لایه های داغ عمیق تر اطمینان حاصل کند. بنابراین، انرژی توسط خود ناهمگونی های متحرک منتقل می شود. از سوی دیگر، اگر گاز موجود در آنها به طور کامل یونیزه نشده باشد، این ناهمگنی ها ثابت می شود.

هنگام عبور از لایه‌های زیرین فتوسفر، گاز خنثی می‌شود و قادر به ایجاد ناهمگنی‌های پایدار نیست. بنابراین، در قسمت‌های بالایی ناحیه همرفتی، حرکات همرفتی کند شده و همرفت ناگهان متوقف می‌شود.

نوسانات و اختلالات در فتوسفر امواج صوتی تولید می کنند.

لایه های بیرونی ناحیه همرفتی نوعی تشدید کننده را نشان می دهد که در آن نوسانات 5 دقیقه ای به شکل امواج ایستاده برانگیخته می شود.

17.5 لایه های بیرونی اتمسفر خورشیدی: کروموسفر و تاج. علل و مکانیسم گرم شدن کروموسفر و کرونا.

چگالی ماده در فوتوسفر به سرعت با ارتفاع کاهش می یابد و لایه های بیرونی بسیار کمیاب می شوند. در لایه های بیرونی فوتوسفر، دما به 4500 کلوین می رسد و سپس دوباره شروع به افزایش می کند.

افزایش آهسته دما تا چند ده هزار درجه وجود دارد که با یونیزاسیون هیدروژن و هلیوم همراه است. این قسمت از جو نامیده می شود کروموسفر.

در لایه های بالایی کروموسفر، چگالی ماده به 10-15 گرم بر سانتی متر مکعب می رسد.

1 سانتی متر مکعب از این لایه های کروموسفر حاوی حدود 109 اتم است، اما دما تا یک میلیون درجه افزایش می یابد. این جایی است که بیرونی ترین قسمت جو خورشید به نام تاج خورشیدی آغاز می شود.

دلیل گرم شدن بیرونی ترین لایه های جو خورشید انرژی امواج صوتی است که در فوتوسفر بوجود می آیند. این امواج با انتشار به سمت بالا در لایه های با چگالی کمتر، دامنه خود را تا چندین کیلومتر افزایش می دهند و به امواج ضربه ای تبدیل می شوند. در نتیجه وقوع امواج ضربه ای، اتلاف موج رخ می دهد که سرعت های آشفته حرکت ذرات را افزایش می دهد و افزایش دما رخ می دهد.

روشنایی یکپارچه کروموسفر صدها برابر کمتر از روشنایی فوتوسفر است. بنابراین برای مشاهده کروموسفر باید از آن استفاده کرد روش های خاص، این امکان را فراهم می کند که تابش ضعیف آن را از شار قدرتمند تابش فتوسفر جدا کنید.

راحت ترین روش ها، مشاهدات در طول ماه گرفتگی است.

طول کروموسفر 12 تا 15000 کیلومتر است.

هنگام مطالعه عکس های کروموسفر، ناهمگنی ها قابل مشاهده است، کوچکترین آنها نامیده می شود. اسپیکول ها. اسپیکول ها به شکل مستطیلی و در جهت شعاعی کشیده شده اند. طول آنها چندین هزار کیلومتر، ضخامت حدود 1000 کیلومتر است. با سرعت چند ده کیلومتر بر ثانیه، اسپیکول ها از کروموسفر به تاج می آیند و در آن حل می شوند. از طریق اسپیکول ها، ماده کروموسفر با تاج پوشاننده مبادله می شود. اسپیکول‌ها ساختار بزرگ‌تری به نام شبکه کروموسفری را تشکیل می‌دهند که توسط حرکت‌های موجی ناشی از عناصر بسیار بزرگ‌تر و عمیق‌تر ناحیه همرفتی زیرفتوسفری نسبت به گرانول‌ها ایجاد می‌شود.

تاج پادشاهیروشنایی بسیار کمی دارد، بنابراین فقط در طول فاز کل خورشید گرفتگی قابل مشاهده است. در خارج از ماه گرفتگی، با استفاده از تاج نگاری مشاهده می شود. تاج خطوط تیز ندارد و دارد شکل نامنظم، در طول زمان به شدت تغییر می کند.

درخشان ترین قسمت تاج که از اندام بیش از 0.2 - 0.3 شعاع خورشید برداشته می شود، معمولاً تاج درونی نامیده می شود و قسمت باقی مانده و بسیار گسترده تاج بیرونی نامیده می شود.

ویژگی مهم تاج، ساختار درخشان آن است. پرتوها در طول های مختلف، تا یک دوجین یا بیشتر شعاع خورشیدی می آیند.

تاج داخلی غنی است تشکل های ساختاری، شبیه کمان، کلاه ایمنی، ابرهای فردی است.

تشعشعات کرونا نور پراکنده شده از فوتوسفر است. این نور به شدت قطبی شده است. چنین قطبش فقط می تواند توسط الکترون های آزاد ایجاد شود.

1 سانتی متر مکعب از ماده تاج حاوی حدود 108 الکترون آزاد است. ظهور چنین تعداد الکترون آزاد باید در اثر یونیزاسیون ایجاد شود. این بدان معنی است که 1 سانتی متر مکعب از تاج حدوداً 108 یون دارد. غلظت کل ماده باید 2 باشد . 10 8 .

تاج خورشیدی پلاسمای کمیاب با دمای حدود یک میلیون کلوین است. پیامد دمای بالا، وسعت زیاد کرونا است. طول تاج صدها برابر بیشتر از ضخامت فتوسفر است و به صدها هزار کیلومتر می رسد.

18. ساختار درونی خورشید.

> خورشید از چه چیزی ساخته شده است؟

دریابید، خورشید از چه ساخته شده است: شرح ساختار و ترکیب ستاره، فهرست عناصر شیمیایی، تعداد و مشخصات لایه ها با عکس، نمودار.

از زمین، خورشید به صورت یک توپ آتشین صاف ظاهر می‌شود و قبل از کشف لکه‌های خورشیدی توسط فضاپیمای گالیله، بسیاری از ستاره‌شناسان معتقد بودند که شکل آن کاملاً بدون نقص است. حالا ما این را می دانیم خورشید تشکیل شده استاز چندین لایه مانند زمین که هر کدام عملکرد خاص خود را انجام می دهند. این ساختار عظیم کوره مانند خورشید تامین کننده تمام انرژی روی زمین است که برای حیات زمینی مورد نیاز است.

خورشید از چه عناصری تشکیل شده است؟

اگر بتوانید ستاره را جدا کنید و عناصر تشکیل دهنده آن را با هم مقایسه کنید، متوجه می‌شوید که ترکیب آن 74 درصد هیدروژن و 24 درصد هلیوم است. همچنین خورشید از 1% اکسیژن تشکیل شده است و 1% باقیمانده عناصر شیمیایی جدول تناوبی مانند کروم، کلسیم، نئون، کربن، منیزیم، گوگرد، سیلیکون، نیکل، آهن است. ستاره شناسان بر این باورند که عنصری سنگین تر از هلیوم یک فلز است.

همه این عناصر خورشید چگونه به وجود آمدند؟ انفجار بزرگ هیدروژن و هلیوم تولید کرد. در آغاز شکل گیری کیهان، اولین عنصر، هیدروژن، از آن پدید آمد ذرات بنیادی. به دلیل دما و فشار بالا، شرایط در کیهان شبیه به شرایط موجود در هسته یک ستاره بود. بعدها، هیدروژن به هلیوم ذوب شد در حالی که جهان دارای دمای بالایی بود که برای انجام واکنش همجوشی لازم بود. نسبت‌های موجود هیدروژن و هلیوم که در کیهان هستند، اکنون پس از انفجار بزرگ ایجاد شده‌اند و تغییری نکرده‌اند.

عناصر باقی مانده از خورشید در ستاره های دیگر ایجاد می شوند. در هسته ستارگان، فرآیند سنتز هیدروژن به هلیوم به طور مداوم اتفاق می افتد. پس از تولید تمام اکسیژن در هسته، آنها به همجوشی هسته ای عناصر سنگین تر مانند لیتیوم، اکسیژن، هلیوم روی می آورند. بسیاری از فلزات سنگین موجود در خورشید در اواخر عمرشان در سایر ستارگان شکل گرفت.

سنگين ترين عناصر، طلا و اورانيوم، هنگام انفجار ستارگاني به وجود آمدند كه چند برابر بزرگتر از خورشيد ما منفجر شدند. در کسری از ثانیه شکل گیری سیاهچاله، عناصر با سرعت زیاد با هم برخورد کردند و سنگین ترین عناصر تشکیل شدند. انفجار این عناصر را در سراسر جهان پراکنده کرد، جایی که آنها به شکل گیری ستاره های جدید کمک کردند.

خورشید ما عناصر ایجاد شده توسط بیگ بنگ، عناصر ستارگان در حال مرگ و ذرات ایجاد شده در نتیجه انفجار ستاره های جدید را جمع آوری کرده است.

خورشید از چه لایه هایی تشکیل شده است؟

در نگاه اول، خورشید فقط یک توپ است که از هلیوم و هیدروژن ساخته شده است، اما با مطالعه عمیق تر مشخص می شود که از لایه های مختلفی تشکیل شده است. هنگام حرکت به سمت هسته، دما و فشار افزایش می یابد، در نتیجه لایه هایی ایجاد می شود، زیرا در شرایط مختلف هیدروژن و هلیوم ویژگی های متفاوتی دارند.

هسته خورشیدی

بیایید حرکت خود را از طریق لایه ها از هسته تا لایه بیرونی ترکیب خورشید آغاز کنیم. در لایه داخلی خورشید - هسته، دما و فشار بسیار بالا است، که وقوع آن را تسهیل می کند. سوخت هسته ای. خورشید از هیدروژن اتم های هلیوم ایجاد می کند که در نتیجه این واکنش نور و گرما به وجود می آید که می رسد. به طور کلی پذیرفته شده است که دمای خورشید حدود 13600000 درجه کلوین است و چگالی هسته 150 برابر بیشتر از چگالی آب است.

دانشمندان و ستاره شناسان بر این باورند که هسته خورشید به حدود 20 درصد طول شعاع خورشیدی می رسد. و در داخل هسته، دما و فشار بالا باعث می شود اتم های هیدروژن به پروتون، نوترون و الکترون تجزیه شوند. خورشید آنها را با وجود حالت شناور آزاد به اتم های هلیوم تبدیل می کند.

این واکنش گرمازا نامیده می شود. هنگامی که این واکنش رخ می دهد، آن را آزاد می کند تعداد زیادی ازگرما برابر با 389 x 10 31 J. در هر ثانیه

منطقه تابش خورشید

این ناحیه از مرز هسته (20 درصد شعاع خورشیدی) سرچشمه می گیرد و طول آن تا 70 درصد شعاع خورشیدی می رسد. در داخل این ناحیه ماده خورشیدی وجود دارد که در ترکیب آن کاملاً متراکم و داغ است، بنابراین تابش حرارتی بدون از دست دادن گرما از آن عبور می کند.

واکنش همجوشی هسته ای در داخل هسته خورشیدی رخ می دهد - ایجاد اتم های هلیوم در نتیجه همجوشی پروتون ها. این واکنش مقدار زیادی تابش گاما تولید می کند. در این فرآیند فوتون های انرژی گسیل می شوند، سپس در ناحیه تابش جذب می شوند و دوباره توسط ذرات مختلف ساطع می شوند.

مسیر حرکت فوتون را معمولاً «راه رفتن تصادفی» می نامند. فوتون به جای حرکت در مسیر مستقیم به سمت سطح خورشید، به صورت زیگزاگی حرکت می کند. در نتیجه، هر فوتون تقریباً 200000 سال طول می کشد تا بر منطقه تابشی خورشید غلبه کند. هنگام حرکت از یک ذره به ذره دیگر، فوتون انرژی خود را از دست می دهد. این برای زمین خوب است، زیرا ما فقط می‌توانیم تشعشعات گاما را از خورشید دریافت کنیم. یک فوتون که وارد فضا می شود به ۸ دقیقه زمان نیاز دارد تا به زمین سفر کند.

تعداد زیادی از ستاره ها دارای مناطق تابشی هستند و اندازه آنها مستقیماً به مقیاس ستاره بستگی دارد. هر چه ستاره کوچکتر باشد، مناطق کوچکتر خواهند بود که بیشتر آنها توسط ناحیه همرفتی اشغال می شود. کوچکترین ستارگان ممکن است فاقد مناطق تابشی باشند و ناحیه همرفتی به فاصله تا هسته خواهد رسید. حداکثر ستاره های بزرگوضعیت برعکس است، منطقه تابش به سطح گسترش می یابد.

منطقه همرفتی

ناحیه همرفتی خارج از ناحیه تابشی است، جایی که گرمای داخلی خورشید از میان ستون‌های گاز داغ جریان می‌یابد.

تقریباً همه ستاره ها چنین منطقه ای دارند. برای خورشید ما، از 70 درصد شعاع خورشید تا سطح (فتوسفر) امتداد دارد. گاز موجود در اعماق ستاره، نزدیک به هسته، گرم می شود و مانند حباب های موم در یک لامپ به سطح می رسد. پس از رسیدن به سطح ستاره، اتلاف گرما رخ می دهد؛ با سرد شدن، گاز به سمت مرکز فرو می رود و انرژی حرارتی را بازیابی می کند. به عنوان مثال، می توانید یک ظرف آب جوش را روی آتش بیاورید.

سطح خورشید مانند خاک سست است. این بی نظمی ها ستون هایی از گاز داغ هستند که گرما را به سطح خورشید می برند. عرض آنها به 1000 کیلومتر می رسد و زمان پراکندگی به 8-20 دقیقه می رسد.

ستاره شناسان بر این باورند که ستارگان کم جرم، مانند کوتوله های سرخ، تنها دارای یک ناحیه همرفتی هستند که تا هسته امتداد دارد. آنها هیچ منطقه تابشی ندارند، که نمی توان در مورد خورشید گفت.

Photosphere

تنها لایه ای از خورشید که از زمین قابل مشاهده است . در زیر این لایه، خورشید مات می شود و ستاره شناسان از روش های دیگری برای مطالعه فضای داخلی ستاره ما استفاده می کنند. دمای سطح به 6000 کلوین می رسد و به رنگ زرد مایل به سفید می درخشد که از زمین قابل مشاهده است.

جو خورشید در پشت فتوسفر قرار دارد. بخشی از خورشید که در هنگام خورشید گرفتگی قابل مشاهده است نامیده می شود.

ساختار خورشید در نمودار

ناسا به طور ویژه برای نیازهای آموزشینمایش شماتیک ساختار و ترکیب خورشید که دمای هر لایه را نشان می دهد:

• (اشعه مرئی، IR و UV) - اینها پرتوهای مرئی، اشعه مادون قرمز و اشعه ماوراء بنفش هستند. تابش مرئی نوری است که ما می بینیم که از خورشید می آید. تابش مادون قرمز گرمایی است که ما احساس می کنیم. اشعه ماوراء بنفش تابشی است که به ما برنزه می دهد. خورشید این تشعشعات را به طور همزمان تولید می کند.
• (Photosphere 6000 K) - فوتوسفر لایه بالایی خورشید، سطح آن است. دمای 6000 کلوین برابر با 5700 درجه سانتیگراد است.
• انتشارات رادیویی (ترجمه انتشارات رادیویی) - علاوه بر تشعشعات مرئی، اشعه مادون قرمزو اشعه ماوراء بنفش، خورشید گسیل های رادیویی را که ستاره شناسان با استفاده از تلسکوپ رادیویی شناسایی کرده اند، ارسال می کند. بسته به تعداد لکه های خورشیدی، این انتشار افزایش و کاهش می یابد.
• سوراخ تاج - این مکان‌هایی روی خورشید هستند که تاج در آن‌ها چگالی پلاسمایی کمی دارد، در نتیجه تاریک‌تر و سردتر است.
• 2100000 کلوین (2100000 کلوین) - منطقه تابشی خورشید دارای این دما است.
• منطقه همرفتی/همرفت آشفته (ترانس. منطقه همرفتی/همرفت آشفته) - این مکان‌هایی روی خورشید هستند که انرژی حرارتی هسته توسط همرفت منتقل می‌شود. ستون‌های پلاسما به سطح می‌رسند، گرمای خود را از دست می‌دهند و دوباره با عجله پایین می‌روند تا دوباره گرم شوند.
• حلقه‌های تاجی (trans. Coronal loops) حلقه‌هایی هستند که از پلاسما در جو خورشید تشکیل شده‌اند که در امتداد خطوط مغناطیسی حرکت می‌کنند. آنها مانند طاق های عظیمی به نظر می رسند که از سطح به طول ده ها هزار کیلومتر امتداد دارند.
• هسته (trans. Core) قلب خورشیدی است که در آن همجوشی هسته ای با استفاده از دما و فشار بالا رخ می دهد. تمام انرژی خورشیدی از هسته می آید.
• 14,500,000 K (در هر 14,500,000 کلوین) - دمای هسته خورشیدی.
• Radiative Zone (trans. Radiation zone) - لایه ای از خورشید که در آن انرژی با استفاده از تابش منتقل می شود. فوتون بر ناحیه تشعشعی فراتر از 200000 غلبه می کند و به فضای بیرونی می رود.
• نوترینوها (ترنس. نوترینو) ذرات بسیار کوچکی هستند که در نتیجه یک واکنش همجوشی هسته ای از خورشید ساطع می شوند. در هر ثانیه صدها هزار نوترینو از بدن انسان عبور می کنند، اما هیچ آسیبی به ما نمی رسانند، ما آنها را احساس نمی کنیم.
• شعله کروموسفر (ترجمه شده به عنوان شعله کروموسفر) - میدان مغناطیسی ستاره ما می تواند بپیچد و سپس ناگهان به اشکال مختلف بشکند. در نتیجه شکست در میدان های مغناطیسی، شعله های پرتو ایکس قدرتمند از سطح خورشید ظاهر می شود.
• حلقه میدان مغناطیسی - میدان مغناطیسی خورشید بالای فتوسفر است و با حرکت پلاسمای داغ در امتداد خطوط مغناطیسی در جو خورشید قابل مشاهده است.
• لکه – لکه خورشیدی (ترجمه لکه‌های خورشیدی) – این مکان‌ها روی سطح خورشید هستند که میدان‌های مغناطیسی از سطح خورشید عبور می‌کنند و دما کمتر است، اغلب به شکل یک حلقه.
• ذرات انرژی (trans. Energetic particles) - آنها از سطح خورشید می آیند و در نتیجه باد خورشیدی ایجاد می شود. در طوفان های خورشیدی سرعت آنها به سرعت نور می رسد.
• اشعه ایکس (که به عنوان اشعه ایکس ترجمه شده است) پرتوهای نامرئی برای چشم انسان هستند که در طی شراره های خورشیدی ایجاد می شوند.
• نقاط روشن و مناطق مغناطیسی با عمر کوتاه (ترنس لکه های روشن و مناطق مغناطیسی کوتاه مدت) - به دلیل اختلاف دما، نقاط روشن و کم نور در سطح خورشید ظاهر می شود.

جو خورشید

نام لایه	ارتفاع مرز بالایی لایه، کیلومتر	چگالی، کیلوگرم بر متر 3	دما، K
Photosphere
کروموسفر
	چندین ده شعاع خورشیدی

لکه های خورشیدی ( تشکیلات تاریکروی دیسک خورشیدی، به دلیل این واقعیت که دمای آنها 1500 کلوین کمتر از دمای فتوسفر است) از یک بیضی تیره تشکیل شده است - سایه یک نقطه، که توسط یک نیم سایه فیبری سبک تر احاطه شده است. قطر کوچکترین لکه های خورشیدی (منافذ) در حدود 1000 کیلومتر است؛ قطر بزرگترین لکه های خورشیدی مشاهده شده بیش از 100000 کیلومتر است. لکه های کوچک اغلب کمتر از 2 روز وجود دارند، لکه های توسعه یافته برای 10-20 روز، بزرگترین آنها می توانند تا 100 روز ادامه داشته باشند.

اسپیکول‌های کروموسفر (ستون‌های گاز جدا شده) قطر 1000 کیلومتر، ارتفاع تا 8000 کیلومتر، سرعت صعود و فرود حدود 20 کیلومتر بر ثانیه، دمای 15000 کلوین و طول عمر چند دقیقه دارند.

برجستگی ها (ابرهای نسبتاً سرد و متراکم در تاج) تا 1/3 شعاع خورشید گسترش دارند. رایج ترین آنها برجستگی های "آرام" هستند که طول عمر آنها تا 1 سال، طول 200 هزار کیلومتر، ضخامت 10 هزار کیلومتر و ارتفاع 30 هزار کیلومتر است. برجستگی های فوران سریع معمولاً با سرعت 100-1000 کیلومتر بر ثانیه پس از شعله ور شدن به سمت بالا پرتاب می شوند.

در طی یک خورشید گرفتگی کامل، روشنایی آسمان در اطراف خورشید 1.6 10-9 از میانگین روشنایی خورشید است.

روشنایی ماه در طول یک خورشید گرفتگی کامل در نور منعکس شده از زمین 1.1 10 -10 از متوسط ​​روشنایی خورشید است.

Photosphere

فوتوسفر (لایه ای که نور ساطع می کند) سطح مرئی خورشید را تشکیل می دهد. ضخامت آن مربوط به ضخامت نوری تقریباً 2/3 واحد است. به طور مطلق، فتوسفر به ضخامت، طبق برآوردهای مختلف، از 100 تا 400 کیلومتر می رسد. بخش اصلی تابش نوری (مرئی) خورشید از فتوسفر می آید، اما تابش از لایه های عمیق تر دیگر به ما نمی رسد. دما با نزدیک شدن به لبه بیرونی فوتوسفر از 6600 کلوین به 4400 کلوین کاهش می یابد. دمای مؤثر فتوسفر به طور کلی 5778 کلوین است. می توان آن را طبق قانون استفان بولتزمن محاسبه کرد که بر اساس آن قدرت تابش یک جسم کاملا سیاه با چهارمین توان دمای بدن نسبت مستقیم دارد. هیدروژن در چنین شرایطی تقریباً کاملاً خنثی می ماند. فوتوسفر سطح مرئی خورشید را تشکیل می دهد که از آن اندازه خورشید، فاصله از خورشید و غیره تعیین می شود.از آنجایی که گاز موجود در فوتوسفر نسبتا کمیاب است، سرعت چرخش آن بسیار کمتر از سرعت چرخش است. مواد جامد. در همان زمان، گاز در مناطق استوایی و قطبی به طور ناهموار حرکت می کند - در استوا در 24 روز انقلاب می کند، در قطب - در 30 روز.

کروموسفر

کروموسفر پوسته بیرونی خورشید است که حدود 2000 کیلومتر ضخامت دارد و فتوسفر را احاطه کرده است. منشأ نام این بخش از جو خورشیدی با رنگ مایل به قرمز آن مرتبط است، که ناشی از این واقعیت است که خط انتشار قرمز H-alpha هیدروژن از سری Balmer بر طیف مرئی کرومسفر تسلط دارد. مرز بالایی کروموسفر سطح صاف مشخصی ندارد، انتشارات داغی به نام اسپیکول دائماً از آن رخ می دهد. تعداد اسپیکول های مشاهده شده به طور همزمان به طور متوسط ​​60-70 هزار است.به همین دلیل، در پایان قرن نوزدهم، ستاره شناس ایتالیایی Secchi، کروموسفر را از طریق تلسکوپ مشاهده کرد، آن را با چمنزارهای سوزان مقایسه کرد. دمای کروموسفر با ارتفاع از 4000 به 20000 کلوین افزایش می یابد (محدوده دمای بالای 10000 کلوین نسبتاً کوچک است).

چگالی کروموسفر کم است، بنابراین روشنایی برای مشاهده در شرایط عادی کافی نیست. اما در طی یک خورشید گرفتگی کامل، زمانی که ماه، فتوسفر درخشان را می پوشاند، کروموسفر واقع در بالای آن قابل مشاهده می شود و قرمز می درخشد. همچنین می توان آن را در هر زمان با استفاده از فیلترهای نوری باند باریک ویژه مشاهده کرد. علاوه بر خط H-alpha که قبلا ذکر شد با طول موج 656.3 نانومتر، فیلتر را می توان روی خطوط Ca II K (393.4 نانومتر) و Ca II H (396.8 نانومتر) نیز تنظیم کرد. ساختارهای کروموسفری اصلی که در این خطوط قابل مشاهده هستند عبارتند از:

شبکه کروموسفری که تمام سطح خورشید را می پوشاند و از خطوطی تشکیل شده است که سلول های ابردانه ای تا قطر 30 هزار کیلومتر را احاطه کرده اند.

· لخته ها - تشکیلات ابر مانند سبک، که اغلب به مناطق با قوی محدود می شود میدانهای مغناطیسی- مناطق فعال، اغلب توسط لکه های خورشیدی احاطه شده است.

الیاف و الیاف (فیبریل ها) - خطوط تیره با عرض و طول های مختلف، مانند لخته ها، اغلب در مناطق فعال یافت می شوند.

تاج پادشاهی

تاج آخرین پوسته بیرونی خورشید است. تاج عمدتاً از برجستگی‌ها و فوران‌های پرانرژی تشکیل شده است که چندین صد هزار و حتی بیش از یک میلیون کیلومتر در فضا فوران می‌کنند و باد خورشیدی را تشکیل می‌دهند. میانگین دمای تاج از 1 تا 2 میلیون کلوین و حداکثر آن در برخی مناطق بین 8 تا 20 میلیون کلوین است. با وجود چنین دمای بالایی، قابل مشاهده است. چشم غیر مسلحفقط در طول یک خورشید گرفتگی کامل، زیرا چگالی ماده در تاج کم است و بنابراین روشنایی آن کم است. گرمای شدید غیرمعمول این لایه ظاهراً ناشی از اثر اتصال مجدد مغناطیسی و تأثیر امواج ضربه ای است (مشکل گرم کردن تاج را ببینید). شکل تاج بسته به فاز چرخه تغییر می کند فعالیت خورشیدی: در دوره های حداکثر فعالیت، شکلی گرد دارد و حداقل در امتداد استوای خورشیدی کشیده می شود. از آنجایی که دمای تاج بسیار بالا است، تشعشعات شدیدی در محدوده اشعه ماوراء بنفش و اشعه ایکس منتشر می کند. این تشعشعات از جو زمین عبور نمی کنند، اما اخیراً امکان بررسی آنها با استفاده از آن فراهم شده است فضاپیما. تشعشعات در نواحی مختلف کرونا به طور ناهموار رخ می دهد. نواحی فعال و آرام و همچنین حفره های تاجی با دمای نسبتاً پایین 600000 کلوین وجود دارد که از آن خطوط میدان مغناطیسی به فضا بیرون می آیند. این پیکربندی مغناطیسی ("باز") به ذرات اجازه می دهد تا بدون مانع از خورشید فرار کنند، بنابراین باد خورشیدی عمدتاً از سوراخ های تاجی ساطع می شود.

طیف مرئی تاج خورشیدی از سه جزء مختلف تشکیل شده است که اجزای L، K و F نامیده می شوند (یا به ترتیب L-corona، K-corona و F-corona؛ نام دیگر اجزای L E- است. تاج: جزء K طیف پیوسته تاج است. در پس زمینه آن، تا ارتفاع 9-10 اینچ از لبه مرئی خورشید، مولفه L تابشی قابل مشاهده است. شروع از ارتفاع حدود 3' (قطر زاویه ای خورشید حدود 30 دقیقه است) و بالاتر، یک طیف فراونهوفر، مشابه طیف فوتوسفر، قابل مشاهده است. این جزء F تاج خورشیدی را تشکیل می دهد. در ارتفاع 20 دقیقه، F مولفه بر طیف تاج غالب است. ارتفاع 9-10 به عنوان مرز جداکننده تاج داخلی از بیرون در نظر گرفته می شود. تابش خورشید با طول موج کمتر از 20 نانومتر به طور کامل از تاج می آید. برای مثال، در عکس‌های معمولی از خورشید در طول موج‌های 17.1 نانومتر (171 Å)، 19.3 نانومتر (193 Å)، 19.5 نانومتر (195 Å)، فقط تاج خورشیدی با عناصر آن قابل مشاهده است، و کروموسفر و فتوسفر دو سوراخ تاجی که تقریباً همیشه در نزدیکی شمال و قطب های جنوبخورشید و همچنین سایر مواردی که به طور موقت در سطح قابل مشاهده آن ظاهر می شوند، عملاً هیچ تشعشع پرتو ایکسی از خود ساطع نمی کنند.

باد آفتابی

از قسمت بیرونی تاج خورشیدی، باد خورشیدی به بیرون می ریزد - جریانی از ذرات یونیزه شده (عمدتاً پروتون ها، الکترون ها و ذرات α) که با کاهش تدریجی چگالی آن تا مرزهای هلیوسفر پخش می شود. باد خورشیدی به دو بخش تقسیم می شود - باد خورشیدی آهسته و باد خورشیدی سریع. باد خورشیدی آهسته دارای سرعتی در حدود 400 کیلومتر بر ثانیه و دمای 1.4-1.6·10 6 K است و از نظر ترکیب بسیار شبیه به تاج است. باد سریع خورشیدی دارای سرعتی در حدود 750 کیلومتر بر ثانیه، دمای 8 · 10 5 کلوین است و از نظر ترکیب شبیه به ماده فوتوسفر است. باد خورشیدی آهسته دو برابر چگالی و ثابت تر از باد تند است. بادهای خورشیدی آهسته ساختار پیچیده تری با مناطق تلاطم دارند.

به طور متوسط، خورشید با باد حدود 1.3·10 36 ذره در ثانیه ساطع می کند. در نتیجه، مجموع از دست دادن جرم توسط خورشید (برای این نوع تابش) 2-3·10-14 جرم خورشید در سال است. تلفات بیش از 150 میلیون سال معادل جرم زمین است. زیاد پدیده های طبیعیدر زمین با اختلالات باد خورشیدی، از جمله طوفان های ژئومغناطیسی و شفق های قطبی همراه است.

اولین اندازه گیری مستقیم عملکرد باد خورشیدیدر ژانویه 1959 توسط ایستگاه Luna-1 شوروی انجام شد. مشاهدات با استفاده از یک شمارنده سوسوزن و یک آشکارساز یونیزاسیون گاز انجام شد. سه سال بعد، همان اندازه گیری ها توسط دانشمندان آمریکایی با استفاده از ایستگاه مارینر 2 انجام شد. در اواخر دهه 1990، با استفاده از طیف سنج تاجی فرابنفش.اشعه ماوراء بنفش تاج گل طیف سنج ( UVCS) ) روی ماهواره SOHO، مشاهدات مناطقی که بادهای خورشیدی سریع در قطب های خورشیدی در آنها رخ می دهد، انجام شد.

§ 43. خورشید

خورشید ستاره ای است که واکنش گرما هسته ای در هسته آن انرژی لازم برای زندگی را در اختیار ما قرار می دهد.

خورشید نزدیکترین ستاره به زمین است. نور و گرما را فراهم می کند که بدون آن زندگی روی زمین غیرممکن است. بخشی از انرژی خورشیدی که روی زمین می افتد توسط جو جذب و پراکنده می شود. اگر اینطور نبود، پس قدرت تشعشعی دریافتی هر متر مربع از سطح زمین از سقوط عمودی اشعه های خورشید، حدود 1.4 کیلووات بر متر مربع بود. این مقدار نامیده می شود ثابت خورشیدی. با دانستن فاصله متوسط ​​زمین تا خورشید و ثابت خورشیدی، می‌توان کل قدرت تابش خورشید را به نام آن پیدا کرد. درخشندگیو تقریباً برابر با 4 است. 10 26 وات.

خورشید یک توپ داغ بزرگ است که عمدتاً از هیدروژن (70٪ جرم خورشید) و هلیوم (28٪) تشکیل شده است که به دور یک محور می چرخد ​​(انقلاب در 25-30 روز زمینی). قطر خورشید 109 برابر بیشتر از قطر زمین است. سطح ظاهری خورشید، آن فوتوسفر- پایین ترین و متراکم ترین لایه جو خورشید که از آن بó بیشتر انرژی ای که ساطع می کند. ضخامت فتوسفر حدود 300 کیلومتر و دمای متوسط ​​آن 6000 کلوین است. لکه های تاریک اغلب روی خورشید قابل مشاهده هستند. لکه های خورشیدی) چندین روز و گاهی ماهها وجود دارد (شکل 43 آ). لایه جو خورشید به ضخامت 12-15 هزار کیلومتر که در بالای فتوسفر قرار دارد، نامیده می شود کروموسفر. تاج خورشیدی- لایه بیرونی جو خورشید که تا فواصل چند قطر آن امتداد دارد. روشنایی کروموسفر و تاج خورشیدی بسیار کم است و آنها را فقط می توان در طی یک خورشید گرفتگی کامل مشاهده کرد (شکل 43) ب).

با نزدیک شدن به مرکز خورشید، دما و فشار افزایش می یابد و در نزدیکی آن حدود 15 درجه است× 10 6 ک و 2.3 10 16 Pa، به ترتیب. در چنین دمای بالایی، ماده خورشیدی تبدیل می شود پلاسما- گازی متشکل از هسته اتم و الکترون. دما و فشار بالا در هسته خورشیدبا شعاع حدود 1/3 شعاع خورشید (شکل 43 V) شرایطی را ایجاد می کند تا واکنش هایی بین هسته ها اتفاق بیفتد که در نتیجه آن هسته تشکیل می شود و انرژی عظیمی آزاد می شود.

واکنش های هسته ای که در آن هسته های سنگین تری از هسته های سبک تولید می شوند نامیده می شوند گرما هسته ای(از لاتحرارتی - گرما)، زیرا آنها فقط می توانند در دمای بسیار بالا حرکت کنند. خروجی انرژی واکنش گرما هسته ایممکن است چندین برابر بیشتر از شکافت یک جرم اورانیوم باشد. منبع انرژی خورشید واکنش های گرما هسته ای است که در هسته آن رخ می دهد. فشار بالای لایه های بیرونی خورشید نه تنها شرایطی را برای وقوع یک واکنش گرما هسته ای ایجاد می کند، بلکه از انفجار هسته آن نیز جلوگیری می کند.

انرژی یک واکنش گرما هسته ای به شکل تابش گاما آزاد می شود که با خروج از هسته خورشید وارد لایه کروی به نام می شود. منطقه تابشیضخامت حدود 1/3 شعاع خورشید (شکل 43 V). ماده ای که در ناحیه تابشی قرار دارد، تابش گامای حاصل از هسته را جذب می کند و خود را منتشر می کند، اما با فرکانس کمتر. بنابراین، با حرکت کوانتوم های تابشی از داخل به خارج، انرژی و فرکانس آنها کاهش می یابد و تابش گاما به تدریج به ماوراء بنفش، مرئی و مادون قرمز تبدیل می شود.

پوسته بیرونی خورشید نامیده می شود منطقه همرفتی، که در آن ماده مخلوط شده است ( همرفت، و انتقال انرژی با حرکت خود ماده انجام می شود (شکل 43 V). کاهش همرفت منجر به کاهش دما به میزان 1-2 هزار درجه و ظهور یک لکه خورشیدی می شود. در همان زمان، همرفت در نزدیکی لکه خورشیدی تشدید می‌شود و ماده داغ‌تر به سطح خورشید و در کروموسفر، برجستگی ها- پرتاب ماده در فواصل تا شعاع ½ خورشید. ظاهر لکه ها اغلب همراه است شراره های خورشیدی - درخشش روشن کروموسفر، تابش اشعه ایکس و جریانی از ذرات باردار سریع. مشخص شده است که همه این پدیده ها، نامیده می شوند فعالیت خورشیدی، بیشتر رخ می دهد، لکه های خورشیدی بیشتر است. تعداد لکه های خورشیدی به طور متوسط ​​با یک دوره 11 ساله متفاوت است.

بررسی سوالات:

· چرا برابر با ثابت خورشیدی است و درخشندگی خورشید به چه چیزی گفته می شود؟

· ساختار درونی خورشید چیست؟

· چرا واکنش حرارتی فقط در هسته خورشید رخ می دهد؟

· پدیده های فعالیت خورشیدی را فهرست کنید؟

برنج. 43. ( آ) – لکه های خورشیدی؛ ( ب) – تاج خورشیدی در حین خورشید گرفتگی؛ ( V) – ساختار خورشید ( 1 - هسته، 2 - منطقه تابشی، 3 - منطقه همرفتی).

ساختار درونی خورشید

© ولادیمیر کالانوف
دانش قدرت است

چه چیزی در خورشید قابل مشاهده است؟

احتمالاً همه می‌دانند که نمی‌توانید با چشم غیرمسلح به خورشید نگاه کنید، حتی کمتر از طریق تلسکوپ بدون فیلترهای خاص و بسیار تاریک یا سایر دستگاه‌هایی که نور را کاهش می‌دهند. با بی توجهی به این ممنوعیت، ناظر در معرض خطر سوختگی شدید چشم قرار می گیرد. ساده ترین راه برای مشاهده خورشید این است که تصویر آن را روی یک صفحه سفید نمایش دهید. حتی با استفاده از یک تلسکوپ آماتور کوچک، می توانید تصویر بزرگنمایی شده ای از دیسک خورشیدی دریافت کنید. در این تصویر چه چیزی را می توانید ببینید؟ اول از همه، وضوح لبه آفتابی جلب توجه می کند. خورشید یک توپ گازی است که مرز مشخصی ندارد، چگالی آن به تدریج کاهش می یابد. پس چرا ما آن را به وضوح ترسیم شده می بینیم؟ واقعیت این است که تقریباً تمام تشعشعات قابل مشاهده از خورشید از یک لایه بسیار نازک می آید که نام خاصی دارد - فوتوسفر. (یونانی: "کره نور"). ضخامت فوتوسفر از 300 کیلومتر تجاوز نمی کند. این لایه نازک نورانی است که این توهم را برای ناظر ایجاد می کند که خورشید یک "سطح" دارد.

ساختار درونی خورشید

Photosphere

جو خورشید 200-300 کیلومتر عمیق تر از لبه قابل مشاهده قرص خورشیدی شروع می شود. این عمیق ترین لایه های جو، فوتوسفر نامیده می شود. از آنجایی که ضخامت آنها بیش از یک سه هزارم شعاع خورشیدی نیست، فتوسفر را معمولاً سطح خورشید می نامند. چگالی گازها در فوتوسفر تقریباً مشابه استراتوسفر زمین و صدها برابر کمتر از سطح زمین است. دمای فوتوسفر از 8000 کلوین در عمق 300 کیلومتری به 4000 کلوین در بالاترین لایه ها کاهش می یابد. دمای لایه میانی که تابش آن را درک می کنیم، حدود 6000 K. در چنین شرایطی، تقریباً تمام مولکول های گاز به اتم های منفرد تجزیه می شوند. فقط در بالاترین لایه‌های فوتوسفر، مولکول‌ها و رادیکال‌های ساده از نوع H، OH و CH نسبتاً کمی حفظ شده‌اند. نقش ویژه ای در جو خورشید توسط ماده ای ایفا می کند که در طبیعت زمینی یافت نمی شود. یون هیدروژن منفیکه یک پروتون با دو الکترون است. این ترکیب غیرمعمول در بیرونی نازک و «سردترین» لایه فوتوسفر زمانی رخ می‌دهد که الکترون‌های آزاد با بار منفی، که توسط اتم‌های کلسیم، سدیم، منیزیم، آهن و سایر فلزات به راحتی یونیزه می‌شوند، به اتم‌های هیدروژن خنثی «چسبیده» می‌شوند. هنگامی که یون های هیدروژن منفی تولید می شوند، بیشتر نور مرئی را ساطع می کنند. یون ها با حرص و طمع همین نور را جذب می کنند، به همین دلیل است که کدورت جو به سرعت با عمق افزایش می یابد. بنابراین، لبه مرئی خورشید برای ما بسیار تیز به نظر می رسد.

در یک تلسکوپ با بزرگنمایی بالا، می توانید جزئیات ظریف فوتوسفر را مشاهده کنید: به نظر می رسد همه آن با دانه های روشن کوچک پراکنده شده است - دانه هایی که توسط شبکه ای از مسیرهای تاریک باریک از هم جدا شده اند. دانه بندی نتیجه اختلاط جریان های گازهای گرمتر است که بالا می روند و گازهای سردتر پایین می آیند. اختلاف دما بین آنها در لایه های بیرونی نسبتاً کم است (200-300 کلوین)، اما عمیق تر، در ناحیه همرفتی، بیشتر است و اختلاط بسیار شدیدتر رخ می دهد. همرفت در لایه های بیرونی خورشید نقش بسیار زیادی در تعیین ساختار کلی جو دارد. در نهایت، این همرفت است که نتیجه می‌دهد تعامل پیچیدهبا میدان های مغناطیسی خورشیدی علت همه تظاهرات متنوع فعالیت خورشیدی است. میدان های مغناطیسی در تمام فرآیندهای خورشید دخیل هستند. گاهی اوقات، میدان‌های مغناطیسی متمرکز در ناحیه کوچکی از اتمسفر خورشیدی به وجود می‌آیند که چندین هزار برابر قوی‌تر از زمین است. پلاسمای یونیزه رسانای خوبی است، نمی تواند در خطوط القای مغناطیسی یک میدان مغناطیسی قوی حرکت کند. بنابراین، در چنین مکان هایی، از اختلاط و افزایش گازهای داغ از پایین جلوگیری می شود و یک منطقه تاریک - یک لکه خورشیدی ظاهر می شود. در پس زمینه فتوسفر خیره کننده، کاملا سیاه به نظر می رسد، اگرچه در واقعیت روشنایی آن تنها ده برابر ضعیف تر است. با گذشت زمان، اندازه و شکل لکه ها به شدت تغییر می کند. با ظاهر شدن به شکل یک نقطه به سختی قابل توجه - یک منافذ، این نقطه به تدریج اندازه خود را به چند ده هزار کیلومتر افزایش می دهد. لکه های بزرگ، به عنوان یک قاعده، از یک قسمت تیره (هسته) و یک قسمت کمتر تیره - نیم سایه تشکیل شده است، که ساختار آن به نقطه ظاهر یک گرداب می دهد. لکه ها توسط نواحی روشن تری از فوتوسفر احاطه شده اند که به آنها Faculae یا Flare fields می گویند. فتوسفر به تدریج به لایه های بیرونی کمیاب تر اتمسفر خورشیدی - کروموسفر و تاج - می رود.

کروموسفر

در بالای فتوسفر، کروموسفر قرار دارد، یک لایه ناهمگن که دمای آن بین 6000 تا 20000 کلوین است. در هنگام خورشید گرفتگی کامل به صورت یک حلقه درخشان ناهموار در اطراف قرص سیاه ماه، که به تازگی خورشید را گرفته است، قابل مشاهده است. کروموسفر بسیار ناهمگن است و عمدتاً از زبانه های دراز کشیده (اسپیکول) تشکیل شده است که به آن ظاهر علف سوزان می دهد. دمای این جت های کرومسفری دو تا سه برابر بیشتر از فتوسفر است و چگالی آن صدها هزار بار کمتر است. طول کل کروموسفر 10-15 هزار کیلومتر است. افزایش دما در کروموسفر با انتشار امواج و میدان های مغناطیسی که از ناحیه همرفتی به داخل آن نفوذ می کنند توضیح داده می شود. این ماده تقریباً به همان شکلی گرم می شود که گویی در یک مایکروویو غول پیکر است. سرعت حرکت حرارتی ذرات افزایش می یابد، برخورد بین آنها بیشتر می شود و اتم ها الکترون های بیرونی خود را از دست می دهند: این ماده به پلاسمای یونیزه داغ تبدیل می شود. همین فرآیندهای فیزیکی همچنین دمای بالای غیرعادی بیرونی‌ترین لایه‌های اتمسفر خورشیدی را که در بالای کرومسفر قرار دارند، حفظ می‌کنند.

غالباً در هنگام کسوف (و با کمک ابزارهای طیفی خاص - و بدون انتظار برای کسوف) در بالای سطح خورشید می توان "چشمه ها"، "ابرها"، "قیف ها"، "بوته ها"، "طاق ها" و شکل های عجیب و غریب را مشاهده کرد. دیگر تشکیلات درخشان درخشان از مواد کرومسفری. آنها می توانند ساکن باشند یا به آرامی در حال تغییر باشند و توسط جت های منحنی صاف احاطه شده باشند که به داخل یا خارج از کروموسفر جریان می یابند و ده ها و صدها هزار کیلومتر بالا می روند. اینها بلندپروازانه ترین شکل های جو خورشیدی هستند -. هنگامی که در خط طیفی قرمز ساطع شده توسط اتم های هیدروژن مشاهده می شود، آنها در پس زمینه قرص خورشید به صورت رشته های تیره، بلند و منحنی ظاهر می شوند. برجستگی ها تقریباً همان چگالی و دمای کروموسفر هستند. اما آنها در بالای آن قرار دارند و توسط لایه های بالاتر و بسیار کمیاب جو خورشید احاطه شده اند. برجستگی ها به دلیل اینکه ماده آنها توسط میدان های مغناطیسی مناطق فعال خورشید پشتیبانی می شود، در کروموسفر قرار نمی گیرند. برای اولین بار، طیف یک برجستگی خارج از ماه گرفتگی توسط ستاره شناس فرانسوی پیر یانسن و همکار انگلیسی اش جوزف لاکیر در سال 1868 مشاهده شد. شکاف طیف سنجی به گونه ای قرار گرفته است که لبه خورشید را قطع می کند و اگر برجستگی وجود داشته باشد. در نزدیکی آن قرار دارد، سپس طیف تابش آن قابل مشاهده است. با هدایت شکاف به قسمت های مختلف برجستگی یا کروموسفر می توان آنها را به صورت قسمتی بررسی کرد. طیف برجستگی ها، مانند کروموسفر، از خطوط روشن، عمدتاً هیدروژن، هلیوم و کلسیم تشکیل شده است. خطوط انتشار از دیگر عناصر شیمیایی نیز وجود دارد، اما آنها بسیار ضعیف تر هستند. برخی از برجستگی ها که برای مدت طولانی بدون تغییرات محسوس باقی مانده اند، ناگهان به نظر می رسد که منفجر می شوند و ماده آنها با سرعت صدها کیلومتر در ثانیه به فضای بین سیاره ای پرتاب می شود. ظاهر کروموسفر نیز به طور مکرر تغییر می کند که نشان دهنده حرکت مداوم گازهای تشکیل دهنده آن است. گاهی اوقات چیزی شبیه به انفجار در مناطق بسیار کوچکی از جو خورشید رخ می دهد. اینها به اصطلاح شراره های کرومسفری هستند. آنها معمولا چند ده دقیقه طول می کشند. هنگام شعله ور شدن در خطوط طیفی هیدروژن، هلیوم، کلسیم یونیزه و برخی عناصر دیگر، درخشش یک بخش جداگانه از کروموسفر به طور ناگهانی ده ها برابر افزایش می یابد. تابش اشعه ماوراء بنفش و اشعه ایکس به ویژه به شدت افزایش می یابد: گاهی اوقات قدرت آن چندین برابر بیشتر از توان کل تابش خورشیدی در این منطقه با طول موج کوتاه از طیف قبل از شعله ور است. لکه ها، مشعل ها، برجستگی ها، شراره های کرومسفری - همه اینها مظاهر فعالیت خورشیدی هستند. با افزایش فعالیت، تعداد این سازندها در خورشید افزایش می یابد.