Слънчева активност

1. Ядро
2. Междинна зона
3. Конвективна зона
4. Фотосфера
5. Хромосфера
6. Корона
7. Петна
8. Гранули и гранулация
9. Протуберанс

ЯДРО

Смята се, че ядрото достига от центъра на слънцето до около 20–25% от слънчевия радиус. То има плътност, достигаща 150 g/cm3 (около 150 пъти повече от плътността на водата), и температура почти 15,7 милиона келвина. За сравнение, повърхностната температура на Слънцето е приблизително 5 800 K. Според последните анализи на данните от мисията СОХО, ядрото се върти с по-голяма скорост, отколкото междинната зона. През по-голямата част от жизнения цикъл на Слънцето, енергията се произвежда чрез ядрен синтез, преминаващ през поредица стъпки, известни като протон-протонен цикъл, при което водород се преобразува в хелий. По-малко от 2% от хелият, създаван в Слънцето, идва от CNO-цикъл.

Ядрото е единствената част на Слънцето, където се отделят значими количества топлинна енергия чрез ядрен синтез. Във вътрешните 24% от слънчевия радиус се генерират 99% от енергията, а на 30% от радиуса ядреният синтез вече е почти напълно прекратен. Останалата част от звездата се нагрява от енергията, предавана от ядрото навън. Енергията от ядрения синтез в ядрото преминава през поредица от слоеве, докато достигне до фотосферата и излезе в космоса като слънчева светлина или кинетична енергия на частиците.

Протон-протонният цикъл се извършва в ядрото на Слънцет около 9,2х10^37 пъти всяка секунда. Тъй като тази реакция използва четири от общо ~8,9х10^56 свободни протона (водородни ядра) в Слънцето, всяка секунда тя преобразува около 3,7х10^38 или около 6,2х10^11 kg протони в алфа частици (хелиеви ядра). Синтезът на хелий от водород освобождава около 0,7% от синтезираната маса във вид на енергия, поради което Слънцето отделя енергия със скорост на преобразуването на маса в енергия от 4,26 милиона тона в секунда, 3,846х1026 W или 9,192х10^10 мегатона тротилов еквивалент в секунда. Тази маса не е унищожена при създаването на енергия, а е освободена в излъчваната енергия, съгласно концепцията за равенство на маса и енергия.

Генерирането на енергия чрез ядрен синтез в ядрото се променя с разстоянието от центъра на Слънцето. В центъра теоретичните модели го оценяват на приблизително 276,5 W/m3, плътност на производството на енергия, по-близка до метаболизма на влечугиет, отколкото до термоядрена бомба. Върховото производство на енергия в Слънцето е сравнимо с топлината, генерирана в активен компостен куп. Огромната отделяна от Слънцето енергия не се дължи на голямата концентрация на генерирането, а на големия му размер.

Скоростта на ядрения синтез в ядрото се намира в самоподдържащо се равновесие: малко по-висока скорост би предизвикала по-голямо нагряване на ядрото и топлинно разширение към масата на външните слоеве, което би намалило скоростта, а малко по-ниска скорост би довела до охлаждане и леко свиване, увеличайвайки скоростта до равновесното ниво.

Гама-лъчите (фотони с висока енергия), освобождавани при ядрения синтез, се абсорбират от слънчевата плазма само на милиметри от мястото на реакцията, след което се излъчват отново в произволна посока и с малко по-ниска енергия. По тази причина достигането на излъчването до повърхността на Слънцето отнема много време. Оценките за времето на преминаване на фотоните варират между 10 и 170 хиляди години. За сметка на това при отделяните неутрино, на които се падат около 2% от общата енергия, произвеждана от Слънцето, това време е едва 2,3 секунди. Тъй като преносът на енергия в Слънцето е процес, включващ фотони в термодинамично равновесие с материята, мащабът на преноса на енергия в слънцето е в порядъка на 20 милиона години. Това е времето, което би било необходимо на Слънцето, за да се върне в устойчиво състояние, ако скоростта на генериране на енергия в ядрото му бъде внезапно променена.

След последен преход през конвективния външен слой до прозрачната повърхност на фотосферата, фотоните напускат Слънцето като видима светлина. Гама-лъчите в ядрото се преобразуват в милиони фотони видима светлина преди да излязат в космоса. При реакциите в ядрото се отделят и неутрино, но за разлика от фотоните те почти не взаимодействат с материята, така че почти всички незабавно напускат Слънцето. В продължение на години измерванията на количеството неутрино, отделяни от Слънцето, показват около 3 пъти по-ниски стойности от теоретично очакваните. Това разминаване е обяснено през 2001 година с откриването на ефектите на неутринната осцилация - Слънцето отделя теоретичния брой неутрино, но детекторите на неутрино пропускат 2/3 от тях, тъй като при достигането си до тях те са променили своя аромат.

МЕЖДИННА ЗОНА

Междинна зона на звездата е този слой в строежа, през който основната част от енергията са транпортира към външните слоеве, това става чрез радиационна дифузия, а не чрез конвекция.Енергията преминава през междинната зона чрез електромагнитна радиация под формата на фотони.Междинната зона се намира между ядрото и външната конвективна зона и заема 51% от радиуса на Слънцето.

Материята във междинната зона е толковъ гъста, че фотоните преминават само кратко разстояние преди да бъдат погълнати или разпръснати от друга частица, като по този начин постепенно преминават към различна дължина на вълната.Поради тази причина на Gamma лъчите са нужни средно по 171,000 години за да напуснат междинната зона.В междинната зона темепратурната амплитуда се изчислява по следния начин:

където k(r) е коефициента на непрозрачност, p(r) е гъстотата на материята, L(r) е
блясъка, делта е константата на Стефан-Болтцман. Т.е. непрозрачността (k) и притока на радиация (L) във даден слой на звездата са важни фактори за определяне на това колко е ефективна радиационната дифузия в това да пренася енергия. Високата непрозрачност или блясък причиняват голяма температурна амплитуда , която е резултат от бавния поток на енергия. Тези слоеве, където конвекцията е по ефективна от радиационната дифузия в транспорта на енергия и следователно ще има и по-малка температурна амплитуда, ще се превърнат в канвективни зони

КОНВЕКТИВНА ЗОНА

Конвективната зона на една звезда е набора от радиуси, в което енергия се транспиратира основно чрез конвекция.Звездната конвекция се състои от двигение на огромни количества плазма в зведата, които обикновено образуват гръгов конвекционен поток, в който нагорещената плазма се изкачва, а охладената слиза надолу.

Критерият на Шварцшилд показва условията, при които регион от звездата е твърде нестабилен за конвекция. Газ, който си издига ще се озове във околна среда с по-ниска налягане, от това в което газа предишно се е намепал. Това води до разширяването и охлаждането на този газ. Ако издигащия се газ се охлади достатъчно и стане по-плътен от заобикалящата го среда, то той ще потъне обратно и отново ще се загрее. Но ако температурната амплитуда е достатъчно голяма, или ако газа има много висок потенциал за съдържане на топлина, тогава издигащия се газ ще остане по-топъл и по-лек от околоноста, дори след като се е разширил и охладил. Поради неговата по-малка плътност той ще продължи да се изкачва. Всичко това се случва само в конвективната зона на Слънцето.