Prominences
Saules virsmu, ko mēs redzam, sauc par fotosfēru. Šī ir vieta, kur gaisma no kodola beidzot sasniedz virsmu. Fotosfēras temperatūra ir aptuveni 6000 K, un tā spīd baltā krāsā.
Tieši virs fotosfēras atmosfēra stiepjas vairākus simtus tūkstošu kilometru. Apskatīsim tuvāk Saules atmosfēras uzbūvi.
Atmosfēras pirmajam slānim ir minimālā temperatūra, un tas atrodas aptuveni 500 km attālumā virs fotosfēras virsmas, un tā temperatūra ir aptuveni 4000 K. Zvaigznei tas ir diezgan vēss.
Hromosfēra
Nākamais slānis ir pazīstams kā hromosfēra. Tas atrodas tikai aptuveni 10 000 km attālumā no virsmas. Hromosfēras augšējā daļā temperatūra var sasniegt 20 000 K. Hromosfēra ir neredzama bez īpašas iekārtas, kas izmanto šaurjoslas optiskos filtrus. Milzīgi saules stari var pacelties hromosfērā līdz 150 000 km augstumam.
Virs hromosfēras ir pārejas slānis. Zem šī slāņa dominējošais spēks ir gravitācija. Virs pārejas apgabala temperatūra strauji paaugstinās, jo hēlijs kļūst pilnībā jonizēts.
Saules korona
Nākamais slānis ir korona, un tas stiepjas no Saules miljoniem kilometru kosmosā. Koronu var redzēt pilnīga aptumsuma laikā, kad gaismekļa disku pārklāj Mēness. Koronas temperatūra ir aptuveni 200 reižu karstāka nekā virsmas.
Kamēr fotosfēras temperatūra ir tikai 6000 K, pie vainaga tā var sasniegt 1-3 miljonus Kelvina grādu. Zinātnieki joprojām pilnībā nezina, kāpēc tas ir tik augsts.
Heliosfēra
Atmosfēras augšējo daļu sauc par heliosfēru. Tas ir kosmosa burbulis, kas piepildīts ar saules vēju un stiepjas līdz aptuveni 20 astronomiskām vienībām (1 AU ir attālums no Zemes līdz Saulei). Galu galā heliosfēra pakāpeniski pāriet starpzvaigžņu vidē.
Zvaigznes ir pilnībā izgatavotas no gāzes. Bet to ārējos slāņus sauc arī par atmosfēru.
Saules atmosfēra sākas 200-300 km attālumā. dziļāk par Saules diska redzamo malu. Šos atmosfēras dziļākos slāņus sauc par fotosfēru. Tā kā to biezums nav lielāks par vienu trīs tūkstošdaļu no Saules rādiusa, fotosfēru dažreiz parasti sauc par Saules virsmu. Gāzes blīvums fotosfērā ir aptuveni tāds pats kā Zemes stratosfērā un simtiem reižu mazāks nekā uz Zemes virsmas. Fotosfēras temperatūra 300 km dziļumā pazeminās līdz 8000 K. līdz 4000 K augstākajos slāņos. Teleskopā ar lielu palielinājumu var novērot smalkas fotosfēras detaļas: tas viss šķiet izkaisīts ar maziem spilgtiem graudiņiem - granulām, ko atdala šauru tumšu ceļu tīkls. Granulēšana rodas, sajaucoties siltākām gāzes plūsmām, kas paceļas uz augšu un aukstākas plūst lejup. Temperatūras starpība starp tām ārējos slāņos ir salīdzinoši neliela, bet dziļāk, konvekcijas zonā, tā ir lielāka, un sajaukšanās notiek daudz intensīvāk. Konvekcijai Saules ārējos slāņos ir milzīga loma atmosfēras kopējās struktūras noteikšanā. Galu galā tieši konvekcija, kas ir sarežģītas mijiedarbības ar saules magnētiskajiem laukiem rezultātā, ir visu daudzveidīgo Saules aktivitātes izpausmju cēlonis. Fotosfēra pakāpeniski pāriet Saules atmosfēras retākajos ārējos slāņos - hromosfērā un koronā.
Hromosfēra (grieķu valodā "gaismas sfēra") ir nosaukta tās sarkanvioletās krāsas dēļ. Pilnīgo Saules aptumsumu laikā tas ir redzams kā nodriskāts spilgts gredzens ap melno Mēness disku, kas tikko ir aizēnojis Sauli. Hromosfēra ir ļoti neviendabīga un sastāv galvenokārt no iegarenām, iegarenām mēlēm (spiculēm), radot degošas zāles izskatu. Šo hromosfēras strūklu temperatūra ir 2-3 reizes augstāka nekā fotosfērā, un blīvums ir simtiem tūkstošu reižu mazāks. Kopējais hromosfēras garums ir 10-15 tūkstoši km. Temperatūras paaugstināšanās hromosfērā ir izskaidrojama ar viļņu un magnētisko lauku izplatīšanos, kas tajā iekļūst no konvekcijas zonas. Viela tiek uzkarsēta apmēram tādā pašā veidā, it kā tā atrastos milzu mikroviļņu krāsnī. Daļiņu termiskās kustības ātrums palielinās, sadursmes starp tām kļūst biežākas, un atomi zaudē ārējos elektronus: viela kļūst par karstu jonizētu plazmu. Šie paši fizikālie procesi uztur arī neparasti augstu temperatūru Saules atmosfēras attālākajos slāņos, kas atrodas virs hromosfēras. Bieži vien aptumsumu laikā virs saules virsmas var novērot dīvainas formas “strūklakas”, “mākoņus”, “piltuves”, “krūmus”, “arkas” un citus spilgti mirdzošus hromosfēras matērijas veidojumus. Tie ir vērienīgākie Saules atmosfēras veidojumi – prominences. Tiem ir aptuveni tāds pats blīvums un temperatūra kā hromosfērai. Bet tie atrodas virs tā, un tos ieskauj augstāki, ļoti reti sastopami Saules atmosfēras augšējie slāņi. Prominences neietilpst hromosfērā, jo to vielu atbalsta Saules aktīvo reģionu magnētiskie lauki. Dažas prominences, ilgu laiku palikušas bez pamanāmām izmaiņām, pēkšņi šķiet eksplodējamas, un to matērija tiek izmesta starpplanētu telpā ar ātrumu simtiem kilometru sekundē.
Atšķirībā no hromosfēras un fotosfēras Saules atmosfēras visattālākajai daļai – koronai – ir milzīgs apjoms: tā sniedzas miljoniem kilometru, kas atbilst vairākiem Saules rādiusiem. Vielas blīvums Saules koronā samazinās līdz ar augstumu daudz lēnāk nekā gaisa blīvums Zemes atmosfērā. Koronu vislabāk var novērot kopējā saules aptumsuma fāzē. Galvenā vainaga iezīme ir tā mirdzošā struktūra. Koronālajiem stariem ir ļoti dažādas formas: dažreiz tie ir īsi, dažreiz gari, daži stari ir taisni, bet dažreiz tie ir stipri izliekti. Saules vainaga vispārējais izskats periodiski mainās. Tas ir saistīts ar Saules aktivitātes vienpadsmit gadu ciklu. Mainās gan kopējais spilgtums, gan Saules vainaga forma. Maksimālo saules plankumu laikmetā tam ir samērā apaļa forma. Ja plankumu ir maz, vainaga forma kļūst iegarena, bet kopējais vainaga spilgtums samazinās. Tātad Saules vainags ir tās atmosfēras visattālākā daļa, plānākā un karstākā. Piebildīsim, ka tā ir arī mums vistuvākā: izrādās, ka tā sniedzas tālu no Saules plazmas straumes veidā, kas nepārtraukti virzās no tās - saules vēja. Faktiski mēs dzīvojam Saules vainaga ieskauti, lai gan tos no caurlaidīgā starojuma aizsargā uzticama barjera zemes magnētiskā lauka veidā.
Dzīves pieredze vēsta, ka, jo tuvāk tu pievedīsi savu roku liesmai, jo karstāka būs tava roka. Tomēr kosmosā daudzas lietas nedarbojas tā, kā liecina ikdienas pieredze: piemēram, Saules redzamās virsmas temperatūra ir “tikai” 5800 K (5526,85 °C), bet attālināti, Saules ārējos slāņos. zvaigznes atmosfērā, tā paaugstinās līdz miljoniem grādu.
Mēģiniet atrisināt šo mazo īpašo problēmu, kas pazīstama kā Saules korona apkures problēma, kas ir viena no neatrisinātajām mūsdienu fizikas problēmām! Kad parādība tika atklāta, zinātniekiem šķita, ka Saules korona ir pārkāpusi otro termodinamikas likumu - galu galā enerģiju no zvaigznes iekšpuses nevar pārnest uz korona reģionu, apejot virsmu.
Līdz 2007. gadam pastāvēja divas galvenās teorijas, kas izskaidroja Saules vainaga uzsilšanu. Viens teica, ka magnētiskie lauki paātrina koronas plazmu līdz neticamām enerģijām, kuru dēļ tā iegūst temperatūru virs virsmas temperatūras. Otrās teorijas autori sliecās uzskatīt, ka enerģija atmosfērā iekļūst no zvaigznes iekšpuses.
Barta De Pontjē un viņa kolēģu pētījumi ir pierādījuši, ka triecienviļņiem, kas izplūst no zvaigznes iekšpuses, ir pietiekami daudz enerģijas, lai pastāvīgi barotu koronu ar enerģiju.
2013. gadā NASA palaida IRIS zondi, kas nepārtraukti filmē robežu starp Saules virsmu un vainagu dažādos diapazonos. Viņa mērķis bija atbildēt uz to pašu jautājumu: vai saules koronai ir viens pastāvīgs siltuma avots, vai arī enerģija Saules atmosfērā nonāk daudzu sprādzienu rezultātā? Atšķirība starp šiem diviem skaidrojumiem ir ļoti liela, taču ir ļoti grūti saprast, kurš no tiem ir pareizs koronas milzīgās siltumvadītspējas dēļ. Tiklīdz enerģija tiek atbrīvota vienā Saules punktā, temperatūra gandrīz acumirklī paaugstinās plašā teritorijā ap šo punktu - un šķiet, ka koronas temperatūra ir vairāk vai mazāk nemainīga.
Bet IRIS aparāts fiksēja izmaiņas koronas temperatūrā ar tik mazu intervālu, ka zinātnieki varēja redzēt daudzus "nanouzliesmojumus" (nanouzliesmojumus), kur magnētiskās līnijas krustojās vai pārklājās. Tas, vai pastāv termiskā starojuma avots, kas vienmērīgi un nepārtraukti silda koronu, paliek atklāts jautājums, taču tagad ir skaidrs, ka vismaz daļa enerģijas no zvaigznes iekšpuses nonāk Saules atmosfērā šādu sprādzienu rezultātā.
Vēlāk IRIS novērojumus apstiprināja EUNIS aparāts. Zinātnieki tagad ir gandrīz pārliecināti, ka Saules korona uzkarst tieši daudzu mazu sprādzienu dēļ, kas zvaigznes atmosfērā izdala karstu plazmu, kuras temperatūra ir daudz augstāka par Saules virsmas temperatūru.
Programmas jautājumi:
Saules atmosfēras ķīmiskais sastāvs;
Saules rotācija;
Saules diska aptumšošanās malas virzienā;
Saules atmosfēras ārējie slāņi: hromosfēra un korona;
Radio un rentgena starojums no Saules.
Kopsavilkums:
Saules atmosfēras ķīmiskais sastāvs;
Redzamajā zonā saules starojumam ir nepārtraukts spektrs, pret kuru atrodas vairāki desmiti tūkstošu tumšu absorbcijas līniju, t.s. Fraunhofers. Nepārtrauktais spektrs vislielāko intensitāti sasniedz zili zaļajā daļā, pie viļņu garumiem 4300 - 5000 A. Abās maksimuma pusēs spektra intensitāte samazinās.
Ārpus atmosfēras novērojumi ir parādījuši, ka Saule izstaro starojumu neredzamajos spektra īsviļņu un garo viļņu apgabalos. Īsākā viļņa garuma reģionā spektrs krasi mainās. Nepārtrauktā spektra intensitāte ātri samazinās, un tumšās Fraunhofera līnijas tiek aizstātas ar emisijas līnijām.
Saules spektra spēcīgākā līnija atrodas ultravioletajā reģionā. Šī ir ūdeņraža rezonanses līnija L ar viļņa garumu 1216 A. Redzamajā reģionā jonizētā kalcija rezonanses līnijas H un K ir visintensīvākās. Pēc tām pēc intensitātes nāk pirmās Balmer sērijas ūdeņraža līnijas H , H , H , tad nātrija rezonanses līnijas, magnija, dzelzs, titāna un citu elementu līnijas. Atlikušās daudzas līnijas ir identificētas ar aptuveni 70 zināmu ķīmisko elementu spektriem no D.I. tabulas. Mendeļejevs. Šo līniju klātbūtne Saules spektrā norāda uz atbilstošu elementu klātbūtni Saules atmosfērā. Ir konstatēta ūdeņraža, hēlija, slāpekļa, oglekļa, skābekļa, magnija, nātrija, dzelzs, kalcija un citu elementu klātbūtne Saulē.
Saulē dominējošais elements ir ūdeņradis. Tas veido 70% no Saules masas. Nākamais ir hēlijs - 29% no masas. Pārējie elementi kopā veido nedaudz vairāk par 1%.
Saules rotācija
Atsevišķu pazīmju novērojumi uz Saules diska, kā arī spektrālo līniju nobīdes mērījumi dažādos tā punktos liecina par Saules vielas kustību ap vienu no Saules diametriem, t.s. rotācijas ass Sv.
Plakni, kas iet caur Saules centru un ir perpendikulāra griešanās asij, sauc par Saules ekvatora plakni. Tas veido 7 0 15’ leņķi ar ekliptikas plakni un šķērso Saules virsmu gar ekvatoru. Leņķi starp ekvatoriālo plakni un rādiusu, kas novilkts no Saules centra līdz noteiktam punktam uz tās virsmas sauc heliogrāfiskais platums.
Saules leņķiskais griešanās ātrums samazinās, tai attālinoties no ekvatora un tuvojoties poliem.
Vidēji = 14º.4 - 2º.7 sin 2 B, kur B ir heliogrāfiskais platums. Leņķisko ātrumu mēra ar griešanās leņķi dienā.
Ekvatoriālā reģiona siderālais periods ir 25 dienas, polu tuvumā tas sasniedz 30 dienas. Sakarā ar Zemes rotāciju ap Sauli, šķiet, ka tās rotācija ir lēnāka un ir attiecīgi 27 un 32 dienas (sinodiskais periods).
Saules diska aptumšošanās malas virzienā
Fotosfēra ir galvenā Saules atmosfēras daļa, kurā veidojas redzamais starojums, kas ir nepārtraukts. Tādējādi tas izstaro gandrīz visu saules enerģiju, kas nonāk pie mums. Fotosfēra ir plāns gāzes slānis vairākus simtus kilometru garš, diezgan necaurspīdīgs. Fotosfēra ir redzama, tieši novērojot Sauli baltā gaismā tās šķietamās “virsmas” veidā.
Vērojot saules disku, ir manāms tā tumšums pret malu. Atkāpjoties no centra, spilgtums samazinās ļoti ātri. Šis efekts ir izskaidrojams ar to, ka fotosfērā temperatūra palielinās līdz ar dziļumu.
Dažādus Saules diska punktus raksturo leņķis , kas veido redzamības līniju ar normālu pret Saules virsmu attiecīgajā vietā. Diska centrā šis leņķis ir 0, un redzamības līnija sakrīt ar Saules rādiusu. Pie malas = 90 un redzamības līnija slīd gar Saules slāņu pieskari. Lielākā daļa no noteikta gāzes slāņa starojuma nāk no līmeņa, kas atrodas optiskā dziļumā 1. Kad redzamības līnija šķērso fotosfēras slāņus lielā leņķī, ārējos slāņos, kur temperatūra ir zemāka, tiek sasniegts optiskais dziļums1. Rezultātā starojuma intensitāte no saules diska malām ir mazāka nekā starojuma intensitāte no tā vidus.
Saules diska spilgtuma samazināšanos malas virzienā, sākot ar pirmo tuvinājumu, var attēlot ar formulu:
I () = I 0 (1 - u + cos),
kur I () ir spilgtums punktā, kurā redzamības līnija veido leņķi ar normālu, I 0 ir starojuma spilgtums no diska centra, u ir proporcionalitātes koeficients atkarībā no viļņa garums.
Fotosfēras vizuālie un fotogrāfiskie novērojumi atklāj tās smalko struktūru, kas atgādina cieši izvietotus gubu mākoņus. Vieglus apaļus veidojumus sauc par granulām, un visa struktūra ir granulēšana. Granulu leņķiskie izmēri nav lielāki par 1 collu loka, kas atbilst 700 km. Katra atsevišķa granula pastāv 5-10 minūtes, pēc tam tā sadalās un tās vietā veidojas jaunas granulas. Granulas ieskauj tumšas vietas. Viela paceļas granulās un nokrīt ap tām. Šo kustību ātrums ir 1-2 km/s.
Granulācija ir konvekcijas zonas izpausme, kas atrodas zem fotosfēras. Konvektīvajā zonā vielu sajaukšanās notiek atsevišķu gāzu masu pieauguma un krituma rezultātā.
Iemesls konvekcijas rašanās Saules ārējos slāņos ir divi svarīgi apstākļi. No vienas puses, temperatūra tieši zem fotosfēras ļoti ātri paaugstinās dziļumā un starojums nevar nodrošināt radiācijas izdalīšanos no dziļākiem karstajiem slāņiem. Tāpēc enerģiju pārnes pašas kustīgās neviendabības. No otras puses, šīs neviendabības izrādās izturīgas, ja tajās esošā gāze nav pilnībā, bet tikai daļēji jonizēta.
Nokļūstot fotosfēras apakšējos slāņos, gāze tiek neitralizēta un nespēj veidot stabilas neviendabības. tāpēc konvekcijas zonas pašās augšējās daļās konvekcijas kustības tiek palēninātas un konvekcija pēkšņi apstājas. Svārstības un traucējumi fotosfērā rada akustiskus viļņus. Konvektīvās zonas ārējie slāņi ir sava veida rezonators, kurā 5 minūšu svārstības tiek ierosinātas stāvošu viļņu veidā.
Saules atmosfēras ārējie slāņi: hromosfēra un korona
Vielas blīvums fotosfērā strauji samazinās līdz ar augstumu, un ārējie slāņi izrādās ļoti reti. Fotosfēras ārējos slāņos temperatūra sasniedz 4500 K un pēc tam atkal sāk celties. Notiek lēna temperatūras paaugstināšanās līdz vairākiem desmitiem tūkstošu grādu, ko pavada ūdeņraža un hēlija jonizācija. Šo atmosfēras daļu sauc hromosfēra. Hromosfēras augšējos slāņos vielas blīvums sasniedz 10 -15 g/cm 3 .
1 cm 3 no šiem hromosfēras slāņiem satur aptuveni 10 9 atomi, bet temperatūra paaugstinās līdz miljonam grādu. Šeit sākas Saules atmosfēras visattālākā daļa, ko sauc par Saules koronu. Saules atmosfēras attālāko slāņu sasilšanas iemesls ir fotosfērā radušos akustisko viļņu enerģija. Izplatoties uz augšu zemāka blīvuma slāņos, šie viļņi palielina savu amplitūdu līdz vairākiem kilometriem un pārvēršas triecienviļņos. Trieciena viļņu rašanās rezultātā notiek viļņu izkliede, kas palielina daļiņu kustības haotiskos ātrumus un paaugstinās temperatūra.
Hromosfēras integrālais spilgtums ir simtiem reižu mazāks par fotosfēras spilgtumu. Tāpēc, lai novērotu hromosfēru, ir jāizmanto īpašas metodes, kas ļauj izolēt tās vājo starojumu no spēcīgās fotosfēras starojuma plūsmas. Ērtākās metodes ir novērojumi aptumsumu laikā. Hromosfēras garums ir 12-15 000 km.
Pētot hromosfēras fotogrāfijas, ir redzamas neviendabības, mazākās tiek sauktas spikulas. Spicules ir iegarenas formas, izstieptas radiālā virzienā. To garums ir vairāki tūkstoši km, biezums ir aptuveni 1000 km. Ar ātrumu vairākiem desmitiem km/s spiciņas no hromosfēras paceļas vainagā un tajā izšķīst. Caur spikulām hromosfēras viela tiek apmainīta ar pārklājošo vainagu. Spikulas veido lielāku struktūru, ko sauc par hromosfēras tīklu, ko rada viļņu kustības, ko izraisa daudz lielāki un dziļāki subfotosfēras konvekcijas zonas elementi nekā granulas.
Kronis ir ļoti zems spilgtums, tāpēc to var novērot tikai kopējā Saules aptumsumu fāzē. Ārpus aptumsumiem tas tiek novērots, izmantojot koronagrāfus. Vainagam nav asu kontūru, un tam ir neregulāra forma, kas laika gaitā ļoti mainās. Spilgtāko vainaga daļu, kas noņemta no ekstremitātes ne vairāk kā 0,2 - 0,3 Saules rādiusos, parasti sauc par iekšējo vainagu, bet atlikušo, ļoti izstiepto daļu sauc par ārējo vainagu. Svarīga vainaga iezīme ir tā mirdzošā struktūra. Stari ir dažāda garuma, līdz pat duci vai vairāk saules rādiusu. Iekšējais vainags ir bagāts ar strukturāliem veidojumiem, kas atgādina lokus, ķiveres un atsevišķus mākoņus.
Korona starojums ir izkliedēta gaisma no fotosfēras. Šī gaisma ir ļoti polarizēta. Šādu polarizāciju var izraisīt tikai brīvie elektroni. 1 cm 3 koronas vielas satur apmēram 10 8 brīvus elektronus. Šāda daudzuma brīvo elektronu parādīšanās ir jāizraisa jonizācijas dēļ. Tas nozīmē, ka 1 cm 3 vainaga satur apmēram 10 8 jonus. Kopējai vielas koncentrācijai jābūt 2 . 10 8 . Saules korona ir reta plazma, kuras temperatūra ir aptuveni miljons kelvinu. Augstas temperatūras sekas ir lielais korona izplatība. Koronas garums ir simtiem reižu lielāks par fotosfēras biezumu un sasniedz simtiem tūkstošu kilometru.
Radio un rentgena starojums no Saules
AR Saules vainags ir pilnīgi caurspīdīgs redzamajam starojumam, taču slikti pārraida radioviļņus, kas tajā piedzīvo spēcīgu absorbciju un refrakciju. Pie metru viļņiem koronas spilgtuma temperatūra sasniedz miljonu grādu. Pie īsākiem viļņu garumiem tas samazinās. Tas ir saistīts ar dziļuma palielināšanos, no kura izplūst starojums, jo samazinās plazmas absorbējošās īpašības.
Radio emisija no Saules vainaga ir izsekota vairāku desmitu rādiusu attālumā. Tas ir iespējams, pateicoties tam, ka Saule katru gadu iet garām spēcīgam radio emisijas avotam - Krabja miglājam un Saules korona to aptumšo. Miglāja starojums ir izkliedēts vainaga neviendabībā. Tiek novēroti radio emisijas uzliesmojumi no Saules, ko izraisa plazmas svārstības, kas saistītas ar kosmisko staru pāreju caur to hromosfēras uzliesmojumu laikā.
Rentgena starojums pētīta, izmantojot īpašus teleskopus, kas uzstādīti uz kosmosa kuģiem. Saules rentgena attēlam ir neregulāra forma ar daudziem spilgtiem plankumiem un “klupu” struktūru. Optiskās ekstremitātes tuvumā ir manāms spilgtuma pieaugums neviendabīga gredzena veidā. Īpaši spilgti plankumi tiek novēroti virs Saules aktivitātes centriem, vietās, kur ir spēcīgi radio emisijas avoti decimetru un metru viļņos. Tas nozīmē, ka rentgenstaru izcelsme galvenokārt ir no Saules vainaga. Saules rentgena novērojumi ļauj veikt detalizētus Saules vainaga struktūras pētījumus tieši projekcijā uz Saules disku. Blakus gaišajiem vainaga mirdzuma laukumiem virs saules plankumiem tika atrasti plaši tumši laukumi, kas nebija saistīti ar redzamiem stariem pamanāmiem veidojumiem. Viņus sauc koronālie caurumi un ir saistīti ar saules atmosfēras apgabaliem, kuros magnētiskie lauki neveido cilpas. Koronālie caurumi ir palielināta saules vēja avots. Tie var pastāvēt vairākus Saules apgriezienus un izraisīt uz Zemes 27 dienu periodu parādības, kas ir jutīgas pret Saules korpuskulāro starojumu.
Kontroles jautājumi:
Kādi ķīmiskie elementi dominē Saules atmosfērā?
Kā jūs varat uzzināt par Saules ķīmisko sastāvu?
Ar kādu periodu Saule griežas ap savu asi?
Vai Saules ekvatoriālā un polārā apgabala rotācijas periodi sakrīt?
Kas ir Saules fotosfēra?
Kāda ir saules fotosfēras struktūra?
Kas izraisa saules diska tumšumu virzienā uz malu?
Kas ir granulēšana?
Kas ir saules korona?
Kāds ir vielas blīvums koronā?
Kas ir Saules hromosfēra?
Kas ir spicules?
Kāda ir korona temperatūra?
Kas izskaidro koronas augsto temperatūru?
Kādas ir Saules radio emisijas pazīmes?
Kuri Saules apgabali ir atbildīgi par rentgenstaru parādīšanos?
Literatūra:
Kononovičs E.V., Morozs V.I. Vispārējais astronomijas kurss. M., URSS redakcija, 2004.
Galuzo I.V., Golubevs V.A., Šimbaļevs A.A. Nodarbību plānošana un vadīšanas metodes. Astronomija 11. klasē. Minska. Aversev. 2003. gads.
Whipple F.L. Saules ģimene. M. Mir. 1984. gads
Šklovskis I. S. Zvaigznes: viņu dzimšana, dzīve un nāve. M. Zinātne. 1984. gads
Notiek ielāde...