Перенос энергии из внутренних слоёв Солнца в основном происходит путём поглощения электромагнитного излучения, приходящего снизу, и последующего переизлучения. В результате понижения температуры при удалении от Солнца постепенно увеличивается длина волны излучения, переносящего большую часть энергии в верхние слои. Перенос энергии движением горячего вещества из внутренних слоёв, а охлаждённого внутрь (конвекция) играет существенную роль в сравнительно более высоких слоях, образующих конвективную зону Солнца, которая начинается на глубине порядка 0,2 солнечных радиуса и имеет толщину около 10 58 м. Скорость конвективных движений растёт с удалением от центра Солнца и во внешней части конвективной зоны достигает (2–2,5) х1053 м/сек. В ещё более высоких слоях (в атмосфере Солнца) перенос энергии опять осуществляется излучением. В верхних слоях атмосферы Солнца (в хромосфере и короне) часть энергии доставляется механическими и магнитогидродинамическими волнами, которые генерируются в конвективной зоне, но поглощаются только в этих слоях. Плотность в верхней атмосфере очень мала, и необходимый отвод энергии за счёт излучения и теплопроводности возможен только, если кинетическая энергия этих слоёв достаточно велика. Наконец, в верхней части солнечной короны большую часть энергии уносят потоки вещества, движущиеся от Солнца, так называемый солнечный ветер. Температура в каждом слое устанавливается на таком уровне, что автоматически осуществляется баланс энергии: количество приносимой энергии за счёт поглощения всех видов излучения теплопроводностью или движением вещества равно сумме всех энергетических потерь слоя.

Полное излучение Солнца определяется по освещённости, создаваемой им на поверхности Земли, – около 100 тыс. лк, когда Солнце находится в зените. Вне атмосферы на среднем расстоянии Земли от Солнца освещённость равна 127 тысяч лк. Сила света Солнца составляет 2,84•10527 свечей. Количество энергии, приходящее в одну минуту на площадку в 1 см, поставленную перпендикулярно солнечным лучам за пределами атмосферы на среднем расстоянии Земли от Солнца, называют солнечной постоянной. Мощность общего излучения Солнца – 3,83•10526 ватт, из которых на Землю попадает около 2•10 517 ватт, средняя яркость поверхности Солнца (при наблюдении вне атмосферы Земли) составляет 1,98•1059 нт, яркость центра диска Солнца – 2,48•1059 нт. Яркость диска Солнца уменьшается от центра к краю, причём это уменьшение зависит от длины волны, так что яркость на краю диска Солнца для света с длиной волна 3600 А составляет 0,2 яркости его центра, а для 5000 А – около 0,3 яркости центра диска Солнца. На самом краю диска Солнца яркость падает в 100 раз на протяжении менее одной секунды дуги, поэтому граница диска Солнца выглядит очень резкой.

Спектральный состав света, излучаемого Солнцем, то есть распределение энергии в центре Солнца (после учёта влияния поглощения в земной атмосфере и влияния фраунгоферовых линий), в общих чертах соответствует распределению энергии в излучении абсолютно чёрного тела с температурой около 6000 К. Однако в отдельных участках спектра имеются заметные отклонения. Максимум энергии в спектре Солнца соответствует длине волны 4600 А. Спектр Солнца – это непрерывный спектр, ни который наложено более 20 тысяч линий поглощения (фраунгоферовых линий). Более 60% из них отождествлено со спектральными линиями известных химических элементов путём сравнения длин волн и относительной интенсивности линии поглощения в солнечном спектре с лабораторными спектрами. Изучение фраунгоферовых линий даёт сведения не только о химическом составе атмосферы Солнца, но и о физических условиях в тех слоях, в которых образуются те или иные поглощения. Преобладающим элементом на Солнце является водород. Количество атомов гелия в 4–5 раз меньше, чем водорода. Число атомов всех других элементов вместе взятых, по крайней мере, в 1000 раз меньше числа атомов водорода. Среди них наиболее обильны кислород, углерод, азот, магний, железо и другие. В спектре Солнца можно отождествить также линии, принадлежащие некоторым молекулам и свободным радикалам: OH, NH, CH, CO и другим.

Магнитные поля на Солнце измеряются главным образом по зеемановскому расщеплению линий поглощения в спектре Солнца. Различают несколько типов магнитных полей на Солнце. Общее магнитное поле Солнца невелико и достигает напряжённости в 1 этой или иной полярности и меняется со временем. Это поле тесно связано с межпланетным магнитным полем и его секторной структурой.

Интересные статьи:

Спектрометрическое сканирование атмосферы и поверхности Земли
ВВЕДЕНИЕ Материалы дистанционного зондирования (ДЗ) являются частью большой системы сбора, переработки, регистрации и использования данных. Правильно организованная система дистанционных исследований должна быть ориентирована на решение к ...

Лунные и солнечные затмения
Введение В очень далёкие времена, около 6000 лет назад, народы, населявшие обширные равнины вдоль великих рек Египта, Китая, Индии и Месопотамии, достигли в своём развитии высокой самобытной культуры. Свободные от тяжёлого физического т ...

Открытия, положившие начало науке о Вселенной
ВВЕДЕНИЕ Черные дыры и космология — две новые и, несомненно, самые удивительные области исследований, которые породила эйнштейновская общая теория относительности. Вселенная, рассматриваемая как единое целое, — физическая система со свои ...