Сонце
Сонце є зірковим об’єктом, подібним до мерехтливих орбів, видимих у нічному просторі, але воно знаходиться на неймовірно близькій відстані від нашої планети. Цікаво, що наша зірка відповідає класифікації непримітного небесного тіла—вона не є ні найбільшою, ні найменшою; вона не є ні юним, ні реліктом давніх часів, втілюючи суть звичайної зірки. Однак, її близькість до Землі робить її найбільш доступним об’єктом для нашого наукового дослідження, надаючи нам уявлення про основні динаміки, які диктують утворення та зрілість зірок у космосі.
Сонце складається з тих же елементних складових, що й на Землі, але має різке відмінності в пропорціях. Його склад включає приблизно 92% водню та 8% гелію, з мізерними слідами інших поширених елементів. У порівнянні, поширеними елементами на Землі є кисень, магній, кремній та залізо. Хоча водень ледь потрапляє в десятку найпоширеніших на нашій планеті, гелій є надзвичайно рідкісною знахідкою.
Спостережувані частини сонця існують у межах його атмосферних кордонів, які складаються з фотосфери, хромосфери та корони. Кожна з цих зон має свої унікальні характеристики, які суттєво відрізняються від знайомого атмосферного шару, що оточує нашу планету.
Фотосфера
Як масивна куля надзвичайно гарячого газу, сонце не має визначеної “поверхні”. Натомість, подорож до його ядра виявляє поступове збільшення щільності газу. Фотосфера визначає межу, за якою ми більше не можемо розпізнати внутрішню будову сонця. Це явище можна порівняти з спогляданням на туман у похмурий ранок; спочатку виникають форми, але, заглибившись, вони піддаються невидимості.
Цей шар різко змінюється від прозорого до непрозорого всього за кілька сотень кілометрів, що надає йому товщину приблизно 500 кілометрів. Коли ми говоримо про розміри сонця, зазвичай маємо на увазі регіон, що оточений фотосферою.
Сонячне світло переважно випромінюється з цього шару, формуючи те сонячне світло, що ми спостерігаємо на Землі. Іноді це також місце, де з’являються сонячні плями—тимчасові дефекти, які на час порушують вогняну оболонку сонця. Ці сонячні плями, які виглядають темнішими, ніж їхнє оточення, є холоднішими ділянками з температурами приблизно на 1500 K нижче, ніж у фотосфері. Сонячні плями можуть існувати від кількох днів до кількох місяців і значно відрізнятися за розміром, деякі досягають діаметра до 50,000 кілометрів.
У 1851 році німецький астроном-аматор Генріх Швабе опублікував дані, які демонструють, що кількість сонячних плям коливається з приблизно десятирічним ритмом. Протягом наступних 140 років експерти досягли консенсусу щодо циклічної природи появи сонячних плям, яка характеризується 11-річним циклом, хоча можуть відбуватися зміни, з періодами так короткими, як вісім років і настільки довгими, як шістнадцять.
На піку циклу можна спостерігати понад 100 сонячних плям одночасно. З іншого боку, під час мінімуму циклу сонце може виглядати абсолютно бездоганно. Цей сонячний цикл тісно переплітається з магнітною динамікою сонця; насправді, це рухомі магнітні поля, що керують безліччю явищ, пов’язаних з сонячною активністю.
Сама фотосфера вивільняє тиск лише в частку від тиску на рівні моря на Землі, а також має щільність приблизно одну десяту тисячну тієї, яку знайдено в атмосфері Землі, при цьому підтримуючи температури в межах від 4500 до 6000 Кельвінів.
Хромосфера
Продовжуючи від фотосфери, знаходиться хромосфера, другий рівень атмосферних шарів сонця, що досягає приблизно 2000 кілометрів в космос. Щільність газу в цьому регіоні швидко зменшується з підвищенням висоти. Хромосфера, в основному прозора до надмірної яскравості фотосфери, часто залишається непоміченою; проте вона виявляє себе, як червоний гало під час повного сонячного затемнення.
Цей шар служить переплавкою для сонячної активності. Наприклад, сонячні промінці піднімаються з хромосфери, формуючи вражаючі арки над поверхнею сонця. Крім того, ніжні виступи газу, відомі як спікули, можуть спостерігатися, що виглядають виходячи з фотосфери, лише щоб незабаром знову спуститися назад.
Корона
Корона, найзовнішній атмосферний шар сонця, простягається мільйони миль у космос за межами фотосфери. Як і хромосфера, вона часто залишається прихованою під інтенсивним світлом сонця, але виявляє себе як яскраве гало під час повного сонячного затемнення.
Незважаючи на її надзвичайно низьку щільність—приблизно одна мільярдна від атмосферного тиску Землі—вона має вражаючі температури, що досягають мільйонів Кельвінів. Цей екстремальний жар призводить до того, що більшість випромінювань корони знаходиться в ультрафіолетовому та рентгенівському спектрах.
Тайна походження високих температур корони залишається темою інтенсивних досліджень. Хоча магнітні поля, здається, відіграють значну роль, точні механізми ще не були повністю зрозумілі.
Ще одна сонячна ознака: Сонячний вітер
Сонячний вітер є безперервним потоком заряджених часток, що викидаються з сонця, що рухаються назовні зі середньою швидкістю близько 400 км/с. Цей феномен є невід’ємним побічним продуктом величезного тепла сонця; газоподібна корона генерує енергетичні рівні, занадто високі для того, щоб частинки залишалися під гравітаційним впливом зірки.
