Будова Сонця.
Залежно від температури та процесів, що відбуваються, у внутрішній структурі Сонця умовно виділяють (мал. 14):
ядро;
зону променистої рівноваги;
конвективну зону;
атмосферу, що складається з фотосфери, хромосфери і корони.
Ядро — центральна область Сонця (радіусом близько 0,33 радіуса Сонця), в якій за надвисокого тиску та температури 15 млн. К відбуваються термоядерні реакції. Ядро — зона, де зосереджена половина сонячної маси і виділяється практично вся енергія, що змушує його світитись. Із віддаленням від центра Сонця температура поступово зменшується і нарешті стає недостатньою для перебігу термоядерних реакцій. Так визначають межі ядра.
Енергія, яка виділяється в сонячному ядрі, переноситься назовні двома способами: променевим і конвективним. Променеве перенесення енергії відбувається в самому ядрі й далі, в зоні променистої рівноваги. У термоядерних реакціях виникають у–кванти, які одразу ж поглинаються атомами навколишньої речовини. Атом, поглинувши у–квант високої енергії, як правило, випромінює кілька квантів з меншими енергіями. Таким чином, жорстке у–випромінювання, що є результатом термоядерних реакцій у ядрі Сонця, зазнавши багаторазового пере випромінювання, виходить на поверхню переважно у формі видимого світла. Зона, в якій енергія переноситься шляхом поглинання випромінювання і наступного його перевипромінювання називається зоною променистої рівноваги.
Вище цього рівня розташована конвективна зона. Температура у ній швидко зменшується з віддаленням від центра Сонця, а енергія з глибини вгору переноситься переважно за допомогою конвекції, хоча променеве перенесення теж має місце.
Загалом процес передавання енергії від центральних областей до фотосфери дуже повільний і триває мільйони років.
Атмосфера Сонця.
Зовнішні шари Сонця називаються атмосферою і умовно поділяються на три концентричні оболонки – фотосферу, хромосферу і корону. У ній утворюються всі види випромінювання, які випромінює зоря.
Фотосфера (з гр. – «сфера світла») – це найнижчий і найщільніший шар атмосфери, 300 км завтовшки, від якого ми отримуємо основний потік сонячного випромінювання. Температура фотосфери зменшується з висотою і має в середньому 6000 К. За таких умов майже всі молекули розпадаються на окремі атоми. Майже посередині фотосфери проходить умовний рівень із певними оптичними властивостями, який називається поверхнею Сонця. Іноді, зважаючи на те, що товщина фотосфери мізерна порівняно з розмірами Сонця, його поверхнею вважають саму фотосферу. Слід розуміти, що Сонце – це розжарена газова куля, і його умовна поверхня не схожа на тверду поверхню Землі.
Фотосфера має зернисту структуру, яку називають грануляцією (від лат. granulum – зернятко). На фотографіях світлі гранули схожі на рисові зернятка, розділені темними проміжками. Одночасно у фотосфері є близько 3млн гранул. Середній діаметр гранули 700 км, й існує вона до 10 хв. Грануляція постійно змінюється. Одні гранули зникають, інші з'являються на їхньому місці. Картина грануляції схожа на кипіння окропу. Конвективні потоки зі швидкістю 1 км/с піднімають з надр фотосфери гарячу плазму, і місця, де вона виходить на поверхню, є світлішими. Темні проміжки – місця, де опускається вниз охолоджена плазма.
Шар атмосфери, розташований над фотосферою, називається хромосферою (від гр. chroma – колір). Товщина сонячної хромосфери понад 12 000 км, а температура зростає з висотою від 4500 К до 100 000 К. Під час повних затемнень Сонця хромосферу видно у вигляді тонкого рожево-червоного кільця, яке оточує диск Місяця. Хромосфера пронизана величезною кількістю спікул (від лат. Spiculum-вістря, кінчик) – тонких колоноподібних утворень із відносно холодної речовини, оточених значно гарячішою плазмою. Одночасно є близько 30 000 спікул, кожна з яких існує 2–5 хв. Висота спікули може сягати 10 тис. км. Речовина спікули, піднімаючись зі швидкістю до 20км/с, потрапляє із хромосфери в сонячну корону.
Зовнішній дуже розріджений шар атмосфери Сонця називається короною. Вона простягається на величезну відстань – понад 10 радіусів Сонця, а температура в ній підвищується до 2млн К. Яскравість сонячної корони орієнтовно така сама, як і повного Місяця, тому побачити її на тлі яскравої фотосфери неможливо. Лише під час повних сонячних затемнень або за допомогою спеціального приладу – коронографа – вдається спостерігати за короною. Сонячна корона перебуває в стані динамічної рівноваги. Вона постійно поповнюється речовиною із хромосфери, і одночасно з неї в міжпланетний простір витікає неперервний потік частинок (протонів, електронів, а–частинок, іонів), який називають сонячним вітром.
У внутрішніх шарах корони виникають величезні потоки плазми — протуберанці.