Как называется струя горячего солнечного вещества солнца
Тесты по астрономии 10 класс. Тема: «Солнце»
Правильный вариант ответа отмечен знаком +
1. Как называется описываемое явление: «Постоянно появляются овальные образования размером тысячи и десятки тысяч километров. Их жизненный цикл не превышает 10 минут. Происхождение этих образований связано с движением вещества с разной температурой»?
2. Чему равна масса Солнца?
3. Какая звезда находится ближе всех к Земле?
4. Какое определение верное?
— Солнце – это огненный шар, поглощающий энергию и находящийся в центре Солнечной системы
+ Солнце – раскаленный газовый шар, являющийся источником энергии и находящийся в центре Солнечной системы
— Солнце – небесное тело, излучающее энергию, расположенное в центре Галактики Млечный Путь
5. Отметьте правильную последовательность в строении Солнца:
— Ядро, конвективная зона, зона лучистого переноса, хромосфера, фотосфера, корона
+ Ядро, зона лучистого переноса, конвективная зона, фотосфера, хромосфера, корона
— Ядро, зона лучистого переноса, конвективная зона, хромосфера, корона, фотосфера
6. Какие виды излучения дает Солнце?
+ Ультрафиолетовое, рентгеновское, инфракрасное, гамма-лучи, радиоволны
— Ультрафиолетовое и рентгеновское
— Микроволновое, ультрафиолетовое и инфракрасное
7. Чему примерно равняется диаметр Солнца?
8. Конвективный способ переноса энергии Солнца происходит:
+ При движении нагретых масс механическим способом
— За счет излучения
— С помощью солнечного ветра
9. Что становится итогом солнечных вспышек?
— Значительные выбросы ультрафиолетового излучения и радиоволн
+ Резкий рост рентгеновского, ультрафиолетового излучения и гамма-лучей
— Вспышка потоков радиоволн и микроволнового излучения
тест 10. Из каких главных элементов состоит Солнце?
— Гелия (около 90 % по числу атомов) и водорода (10 %)
+ Водорода (около 90 % по числу атомов) и гелия (10 %)
— Гелия (90 % по массе), водорода (10 %)
11. Зернистая структура фотосферы носит название:
12. В чем заключается особенность вещества нашей звезды?
— Вещество представлено нейтральными атомами
— Вещество состоит из электронов
13. Как называется видимая поверхность Солнца?
— Зона лучистого переноса
14. Период обращения Солнца вокруг своей оси:
+ 25 суток вблизи экватора, 30 суток около полюсов
— 30 суток в районе экватора, 25 суток на полюсах
— 30 суток вблизи экватора и полюсов
15. Температура солнца на его поверхности составляет:
16. Выберите правильный ответ:
+ От центра Солнца до расстояния 0,8RСолнца происходит лучистый перенос энергии, от 0,8R Солнца до поверхности – конвективный
— От центра Солнца до расстояния 0,3RСолнца идет перенос энергии, далее – с помощью конвекции
— До расстояния 0,8RСолнца отмечается конвективный перенос энергии, от 0,8R Солнца – лучистый
17. Выберите правильный химический состав Солнца по массе:
+ Водород (71 %), гелий (27 %)
— Гелий (71 %), водород (27 %)
— Углерод (71 %), гелий (27 %)
18. На какой показатель влияет сильное магнитное поле солнечных пятен?
19. Из чего состоит солнечный ветер, который поступает в космический вакуум?
+ Ионы, электроны, протоны, ядра гелия
— Ионы, ядра атомов водорода
тест-20. Корона солнца состоит из:
21. Как называется часть солнечной атмосферы, видимой при затмении Солнца?
22. Фотосфера – это:
+ Солнечная атмосфера с самой высокой плотностью
— «Облака» из наиболее плотных газов с пониженной температурой
— Зона с активным перемешиванием солнечного вещества
23. Выберите правильное описание пятен на Солнце:
+ Температура около 4000 К; диаметр более 10 тысяч километров; яркость на порядок меньше фотосферы
— Температура 4000 К; размеры менее одного километра; более яркие, чем фотосфера
— Нагреты до 6000 К; средний диаметр составляет от 10000 км; отличаются по яркости в меньшую сторону
24. Выработка солнечной энергии лучистым способом происходит в результате:
— Механического перемешивания вещества
— Процессов, протекающих в короне
25. Выберите верное утверждение:
— Солнце расширяется, но не сжимается
+ Солнце не сжимается, не расширяется
— Солнце сжимается и расширяется
26. В какой области Солнца протекают термоядерные реакции?
— В зоне конвекции
27. Средняя температура Солнца в целом равна приблизительно:
28. Выберите верное значение солнечной постоянной:
29. Как называется этот структурный элемент?
тест_30. Чему равна скорость солнечного ветра в момент его выхода из короны?
31. Признаки максимальной солнечной активности
— Сокращение количества пятен, корона изменяет форму, слабые проявления протуберанцев
— Рост солнечных пятен, отсутствие протуберанцев
+ Значительное увеличение пятен на солнце, изменение очертаний короны, появление мощных протуберанцев
32. Значение солнечного излучения (или его светимость) равняется:
33. С какой скоростью Солнце вращается на своем экваторе?
34. Отметьте правильное определение:
+ Протуберанец – это струи горячего вещества, которые удерживаются над поверхностью Солнца его магнитным полем
— Протуберанцы – это темные пятна в фотосфере
— Протуберанец – активное образование, возникающее в ядре в результате термоядерной реакции
35. Средняя плотность Солнца принимается равной:
36. Какой возраст имеет звезда нашей Солнечной системы?
37. Граница ядра проходит по сфере с радиусом
— 0,8Rсолнца (0,8, помноженные на радиус Солнца
+ 0,3Rсолнца (0,3 умножаем на средний радиус нашей звезды)
— 0,5Rcолнца (0, 5 от усредненного солнечного радиуса)
38. Отметьте правильно составленную термоядерную реакцию синтеза элементов на Солнце:
39. Каким способом вырабатываемая энергия перемещается на поверхность Солнца?
+ Конвективным и лучистым
тест*40. Энергия ядра достигает поверхности Солнца через:
— Несколько тысяч лет
+ Несколько миллионов лет
41. Какая элементарная частица не задерживается веществом?
42. Область атмосферы Солнца протяженностью около 10 км, которая характеризуется увеличением температуры, а также ионизацией гелия, водорода – это:
Источник
Строение Солнца. 2. Атмосфера
Атмосфера солнца
4а.Фотосфера
Фотосфера — это нижний из трех слоев атмосферы Солнца, расположенный непосредственно на плотной массе невидимого газа конвективной области. Фотосфера образована раскаленным ионизированным газом, температура которого у основания близка к 10000°С , а у верхней границы, расположенной примерно в 300км выше, порядка 5000°С. Средняя температура фотосферы принимается в 5700°С. При такой температуре раскаленный газ излучает электромагнитную энергию преимущественно в оптическом (видимом) диапазоне волн. Именно этот нижний слой атмосферы, видимый как желтовато-яркий диск, зрительно воспринимается нами как Солнце.
Через прозрачный воздух фотосферы в телескоп отчетливо просматривается ее основание — контакт с массой непрозрачного воздуха конвективной области. Поверхность раздела имеет зернистую структуру, называемую грануляцией. Зерна, или гранулы, имеют поперечники от 700 до 2000км. Положение, конфигурация и размеры гранул меняются. Наблюдения показали, что каждая гранула в отдельности выражена лишь какое-то короткое время (около 5-10 мин.), а затем исчезает, заменяясь новой гранулой. На поверхности Солнца гранулы не остаются неподвижными, а совершают нерегулярные движения со скоростью примерно 2 км/с. В совокупности светлые зерна (гранулы) занимают до 40% поверхности солнечного диска.
Процесс грануляции представляется как наличие в самом нижнем слое фотосферы непрозрачного газа конвективной области — сложной системы вертикальных круговоротов. Светлая ячея — это поступающая из глубины порция более разогретого газа по сравнению с уже охлажденной на поверхности, а потому и менее яркой, компенсационно погружающейся вниз. Яркость гранул на 10-20 процентов больше окружающего фона указывает на различие их температур в 200-300°С.
Образно грануляцию на поверхности Солнца можно сравнить с кипением густой жидкости типа расплавленного гудрона, когда со светлыми восходящими струями появляются пузырьки воздуха, а более темные и плоские участки характеризуют погружающиеся порции жидкости.
Исследования механизма передачи энергии в газовом шаре Солнца от центральной области к поверхности и ее излучение в космическое пространство показали, что она переносится лучами. Даже в конвективной зоне, где передача энергии осуществляется движением газов, большая часть энергии переносится излучением.
Таким образом, поверхность Солнца, излучающая энергию в космическое пространство в световом диапазоне спектра электромагнитных волн, — это разреженный слой газов фотосферы и просматривающаяся сквозь нее гранулированная верхняя поверхность слоя непрозрачного газа конвективной области. В целом зернистая структура, или грануляция, признается свойственной фотосфере — нижнему слою солнечной атмосферы.
4б.Хромосфера Солнца
При полном солнечном затмении у самого края затемненного диска Солнца видно розовое сияние — это хромосфера. Она не имеет резких границ, а представляет собой сочетание множества ярких выступов или языков пламени, находящихся в непрерывном движении. Хромосферу сравнивают иногда с горящей степью. Языки хромосферы называют спикулами. Они имеют в поперечнике от 200 до 2000км (иногда до 10.000км) и достигают в высоту нескольких тысяч километров. Их надо представлять себе как вырывающиеся из Солнца потоки плазмы (раскаленного ионизированного газа).
Установлено, что переход от фотосферы к хромосфере сопровождается скачкообразным повышением температуры от 5700°С до 8000 — 10000°С. К верхней же границе хромосферы, находящейся приблизительно на высоте 14.000км от поверхности Солнца, температура повышается до 15000 — 20000°С. Плотность вещества на таких высотах составляет всего 10-12 г/см3, т.е. в сотни и даже тысячи раз меньше, чем плотность нижних слоев хромосферы.
4с.Солнечная корона
Солнечная корона — внешняя атмосфера Солнца. Некоторые астрономы называют ее атмосферой Солнца. Она образована наиболее разреженным ионизированным газом. Простирается примерно на расстояние 5 диаметров Солнца, имеет лучистое строение, слабо светится. Ее можно наблюдать только во время полного солнечного затмения. Яркость солнечной короны примерно такая же, как у Луны в полнолуние, что составляет лишь около 5/1000.000 долей яркости Солнца. Корональные газы в высокой степени ионизированы, что определяет их температуру примерно в 1млн. градусов. Внешние слои короны излучают в космическое пространство корональный газ — солнечный ветер. Это второй энергетический (после лучистого электромагнитного) поток Солнца, получаемый планетами. Скорость удаления коронального газа от Солнца возрастает от нескольких километров в секунду у короны до 450 км/с на уровне орбиты Земли, что связано с уменьшением силы притяжения Солнца при увеличении расстояния. Постепенно разреживаясь по мере удаления от Солнца, корональный газ заполняет все межпланетное пространство. Он воздействует на тела Солнечной системы как непосредственно, так и через магнитное поле, которое несет с собой. Оно взаимодействует с магнитными полями планет. Именно корональный газ (солнечный ветер) является основной причиной полярных сияний на Земле и активности других процессов магнитосферы.
Источник
Строение атмосферы Солнца
Все виды излучений, которые мы воспринимаем от Солнца, образуются в его самых внешних слоях, в атмосфере. Самый глубокий и плотный слой атмосферы — фотосфера — имеет толщину около 200— 300 км, плотность вещества в ней около 10 -5 кг/м 3 , значительно меньше плотности земной атмосферы, которая у поверхности Земли равна 1 кг/м 3 Несмотря на, казалось бы, малое значение толщины и плотности, фотосфера непрозрачна для всех видов излучений, образующихся в более глубоких слоях Солнца, поэтому мы не можем заглянуть в его под-фотосферные слои. Температура фотосферы растет с глубиной и в среднем составляет 6000 К. Именно эта температура принимается за температуру поверхности, а саму фотосферу принято считать поверхностью Солнца, и от нее начинаются слои атмосферы.
Слои атмосферы Солнца
Атмосфера Солнца состоит из трех слоев, между которыми нет резкой границы. Самый близкий к фотосфере и самый плотный, но очень тонкий слой называется обращающим слоем. Следующий, более обширный и более разреженный слой называется хромосферой (от греческого «хромоc», что означает «цвет»). Хромосфера Солнца имеет красноватый оттенок.
Хромосфера видна во время полных солнечных затмений как клочковатое яркое кольцо вокруг чёрного диска Луны, только что затмившего Солнце. Хромосфера весьма неоднородна и состоит в основном из продолговатых вытянутых язычков (спикул), придающих ей вид горящей травы. Температура этих хромосферных струй в два-три раза выше, чем в фотосфере, а плотность в сотни тысяч раз меньше. Общая протяжённость хромосферы 10— 15 тыс. километров.
Наконец, третий, самый обширный и разреженный слой атмосферы Солнца называется солнечной короной. Он представляется нам в виде лучистого сияния с перламутровым оттенком.
Фотосфера Солнца начинается на 200—300 км глубже видимого края солнечного диска. Эти самые глубокие слои атмосферы называют фотосферой. Поскольку их толщина составляет не более одной трёхтысячной доли солнечного радиуса, фотосферу иногда условно называют поверхностью Солнца.
В фотосфере видна зернистая структура, получившая название грануляции. Характерные угловые размеры гранул, напоминающих по виду рисовые зерна, составляют 1—2′, но линейные их размеры достигают тысячи и более километров. Наблюдения показывают, что грануляция находится в непрерывном движении и изменении: одни гранулы исчезают, а взамен им тут же появляются новые. Средняя продолжительность жизни различных гранул от 5 до 10 мин. Смещение спектральных линий в спектре центральной, более яркой и горячей части гранулы указывает на подъем горячего вещества из-под фотосферы; противоположное смещение линии в спектре более темного и холодного вещества, окаймляющего гранулу, указывает на опускание вещества под фотосферу.
Скорость подъема и опускания газа в слоях солнечной атмосферы составляет около 1 км/с, а разница между температурой горячего и холодного вещества близка к 300 К. Картина грануляции во многом напоминает картину на поверхности кипящей воды — конвекцию. Горячая вода, как более легкая, поднимается снизу вверх, на поверхности она отдает свою энергию в окружающее пространство и, охладившись, опускается вниз. Специальные измерения показали, что поверхность кипящей воды разбивается на ячейки и в каждой горячее вещество поднимается, а по краям более холодное опускается. Таким образом, грануляция на Солнце указывает на то, что энергия в фотосферу поступает из более глубоких и горячих слоев Солнца путем конвекции.
Пятна на Солнце
На ярком фоне фотосферы наблюдаются темные пятна. Такое пятно представляет собой довольно сложное образование, состоящее из центральной темной области, называемой тенью, и окаймляющей ее более светлой области с вытянутыми вдоль радиуса пятна темными и светлыми образованиями, получившей название полутени.
Размеры солнечных пятен крайне разнообразны. В небольшие телескопы примерно с 50-кратным увеличением уже можно видеть пятна с угловым поперечником в 4—5″. Они выглядят небольшими черными точками без признаков полутени, но в действительности их линейные размеры близки к 3000—3500 км. Линейные поперечники пятен с угловыми размерами около 18″ сравнимы с диаметром нашей Земли (примерно 13 000 км). У наиболее же крупных, но редко появляющихся пятен угловые диаметры достигают 4′, т. е. 0,13 диаметра Солнца, и следовательно, их линейные размеры приближаются к 180 000 км! Такие крупные пятна хорошо видны даже невооруженным глазом (конечно, только сквозь темный светофильтр) .
На фоне ослепительно яркой фотосферы пятно нам кажется черным. Однако измерения показали, что яркость пятен в 5—10 раз меньше яркости окружающей горячей фотосферы, а их реальный цвет — красноватый. Эти измерения позволили оценить температуру Т„ вещества в тени пятен. Поскольку поверхность пятен площадью 1 м 2 излучает в 5—10 раз меньше энергии, чем такой же участок фотосферы с температурой Т = 6000 К, то, используя закон Стефана — Больцмана, можно записать:
откуда следует, что температура пятен заключена в пределах от 3400 до 4000 K:
На фотографиях солнечных пятен отчетливо заметна структура распределения темных и светлых областей в полутени пятна, похожая на распределение железных опилок в магнитном поле, причем темные области вытянуты вдоль магнитных линий. Наличие сильного магнитного поля в пятнах подтверждается и спектральными наблюдениями. В некоторых пятнах магнитная индукция достигает 0,5 Тл и выше, в то время как в среднем в фотосфере она составляет 10 -4 -10 -3 Тл. В центре пятна вектор магнитной индукции направлен перпендикулярно к поверхности Солнца, а на краях, в полутени он идет вдоль поверхности и его значение меньше.
Сильное магнитное поле пятен является причиной их низкой температуры. Это объясняется тем, что вещество фотосферы представляет собой плазму, состоящую из заряженных частиц. Сильное магнитное поле тормозит движение плазмы, замедляет ее конвенцию и тем самым ослабляет поступление энергии из внутренних слоев Солнца. В результате температура вещества в области пятен уменьшается и пятна выглядят темными на фоне яркой фотосферы.
Обычно пятна появляются группами. В группе самое большое головное пятно расположено впереди по направлению вращения Солнца; оно имеет полярность магнитного поля, противоположную полярности следующего за ним меньшего пятна. Кроме того, головное пятно в северном полушарии Солнца имеет полярность, противоположную полярности головного пятна южного полушария.
Наряду с пятнами на фотосфере, вблизи края солнечного диска сравнительно часто видны факелы — светлые образования довольно сложной волокнистой структуры. Некоторые факелы живут неделями. Их яркость незначительно превышает яркость фотосферы, а температура всего лишь на 200— 300 К выше ее температуры.
Солнечная корона
На рисунке показана фотография Солнца, полученная во время полного солнечного затмения 31 июля 1981 г. Экспозиция подобрана таким образом, что заметен тонкий слой хромосферы и внутренняя часть внешней оболочки солнечной атмосферы — короны, имеющей вид лучистого жемчужного сияния, яркость которого в миллион раз меньше яркости фотосферы. На фотоснимках, полученных с большой экспозицией, солнечная корона прослеживается до расстояний в десять и более радиусов Солнца. На данном снимке видна самая яркая часть солнечной короны. Обращают на себя внимание несколько ярких образований, похожих на выбросы, которые получили название протуберанцев.
Температура атмосферы Солнца сначала убывает от 6000 К в фотосфере до 4800 К в нижних слоях хромосферы, а затем начинает резко возрастать в ее верхних слоях и в короне. Средняя температура вещества хромосферы около 20 000 К. Именно благодаря такой высокой температуре в хромосфере возбуждается свечение атомов гелия.
Изучение солнечной короны показало, что она состоит из сильно разреженной плазмы с температурой, близкой к двум миллионам кельвинов (2*10 6 К). Плотность ее вещества в сотни миллиардов раз меньше плотности воздуха у поверхности Земли. В таких условиях нейтральные атомы химических элементов существовать не могут, так как их скорость настолько велика, что при взаимных столкновениях они теряют электроны и многократно ионизуются. Поэтому солнечная корона состоит в основном из протонов, ядер гелия и свободных электронов с незначительными примесями ионов других химических элементов. Этим и объясняется своеобразный спектр солнечной короны: в нем отсутствуют линии водорода, гелия, натрия (свойственные спектру хромосферы), а необычайно слабый, еле заметный непрерывный фон спектра создается электронами, рассеивающими свет фотосферы.
Корона— внешняя разреженная и горячая оболочка Солнца, распространяющаяся от него на несколько солнечных радиусов и имеющая температуру плазмы до миллиона градусов. Яркость солнечной короны в миллион раз меньше, чем фотосферы. Поэтому наблюдать солнечную корону можно во время полных солнечных затмений или с помощью специальных телескопов-коронографов. Внешние слои атмосферы Солнца тянутся вплоть до орбиты Земли.
С высокой температурой короны и разреженностью ее вещества связана разгадка наблюдаемых в ее спектре двух ярких линий — зеленой λ = 5303 Å и красной λ = 6374 Å. Сравнение положений этих линий со спектрами излучения известных химических элементов, полученных в лабораториях, не давало положительных результатов. Астрономы уже имели дело с аналогичной ситуацией, приведшей к открытию гелия. Поэтому сначала ученые предположили существование нового химического элемента, который назвали ко-ронием. Но потом возникло предположение о принадлежности этих линий известному химическому элементу, который, находясь в условиях сильно разреженной короны с высокой температурой, излучает волны, соответствующие наблюдаемым спектральным линиям.
Теоретическое исследование состоянии ионизации и возбуждения атомов химических элементов в физических условиях солнечной короны, проведенное к началу 40-х годов прошлого столетия, показало, что эти две загадочные спектральные линии соответствуют длинам волн, которые излучают атомы железа, находясь в высокой степени ионизации. Зеленая линия принадлежит атому железа, у которого оторвано 13 внешних электронов, а красная линия принадлежит атому железа, у которого оторвано 9 внешних электронов. Дальнейшие исследования показали, что большинство линий излучения короны принадлежит различным элементам, находящимся в состоянии высокой степени ионизации.
Основное число линий излучения короны находится в ультрафиолетовом и рентгеновском диапазонах спектра, а для их наблюдений используют специальные (ультрафиолетовые и рентгеновские) телескопы, установленные на космических научных станциях. Обширный материал по ультрафиолетовому излучению Солнца получен советской солнечной обсерваторией на борту космической станции «Салют».
Как всякая разреженная горячая плазма, солнечная корона интенсивно излучает дециметровые и метровые радиоволны. Радиоизлучение короны было впервые обнаружено во время второй мировой войны. Известный астрофизик Д. Г Мензел в своей книге «Наше Солнце» так описывает это открытие: «Однажды после полудня в 1942 г. все британские радиолокационные станции кругового обзора вышли из строя. Интенсивное высокочастотное радиоизлучение заглушило обычный сигнал локатора. Вначале операторы заподозрили новую контрмеру врага. Но проверка показала, что все радиолокаторы на побережье были направлены в сторону заходящего Солнца».
Детальные исследования радиоизлучения солнечной короны установили ее протяженность до расстояний в несколько десятков радиусов Солнца. Далее она постепенно рассеивается в межпланетном пространстве. Эти исследования подтвердили ничтожную плотность и высокую температуру короны.
Каким же образом вещество солнечной короны нагревается до столь высокой температуры?
Оказывается, к нагреванию короны имеет непосредственное отношение конвекция, наблюдаемая в фотосфере. Здесь опять полезна аналогия конвекции на Солнце с процессами, происходящими в кипящей воде. Если прислушаться к кипящей воде, то можно услышать шум — звуковые волны, которые возбуждаются в воздухе на границе с поверхностью воды ее конвективными движениями. Такие же волны, но в еще больших масштабах возбуждаются конвекцией в фотосфере. Затем эти волны распространяются наружу в хромосферу и корону, унося с собой часть механической энергии конвективных движений. Как и любой волновой процесс, эти волны по мере распространения затухают и особенно эффективно— в короне. Энергия, которую они переносят, и нагревает солнечную корону до высокой температуры в два миллиона кельвинов.
Солнечные протуберанцы
Во время полных солнечных затмений во внутренних слоях солнечной короны наблюдаются протуберанцы — струи горячего вещества, имеющие вид выступов и фонтанов. Плотность вещества протуберанцев значительно больше плотности короны, а температура близка к 10 000 К.
В настоящее время астрономы имеют возможность наблюдать протуберанцы и вне солнечных затмений. Для этого они применяют специальный инструмент — внезатменный коронограф, в котором солнечное затмение искусственно создается заслонкой (искусственной луной). Так как протуберанцы излучают много света в красной водородной линии (Нα), которая практически отсутствует в спектре короны, то внутреннюю область короны фотографируют сквозь специальный светофильтр, пропускающий только излучение, длина волны которого соответствует этой линйи спектра. На таких фотографиях корона почти не видна, а протуберанцы, наоборот, видны отчетливо.
Некоторые протуберанцы, конденсирующиеся в нижних слоях солнечной короны, подолгу, в течение многих часов висят над хромосферой, медленно меняют свой вид и постепенно исчезают, подобно тому как рассеиваются легкие облака в прогретой земной атмосфере в летнее время года. Такие протуберанцы получили название спокойных. Другой вид протуберанцев — эруптивные. Они внезапно, с большой скоростью взлетают над хромосферой, быстро поднимаются до высоты в несколько десятков и даже сотен тысяч километров и также быстро падают обратно.
На рисунке представлена серия фотографий одного из самых грандиозных протуберанцев, который когда-либо наблюдался. Он даже получил имя «Дедушка». Всего почти за 30 мин он поднялся на высоту около 400 000 км, что соответствует скорости вещества примерно в 200 км/с. Наблюдались протуберанцы, которые удалялись на 1,5-10б км от поверхности Солнца. В конце концов вещество протуберанцев или рассеивается в солнечной короне, или падает в хромосферу.
Солнечная корона находится в динамическом равновесии. В нее постоянно поступает плазма из хромосферы, а из короны истекает в межпланетное пространство непрерывный поток частиц (протонов, ядер гелия, ионов, электронов), называемый солнечным ветром. Частицы солнечного ветра покидают солнечную корону со скоростью около 800 км/с, поэтому мощное притяжение Солнца не может их удержать. Вблизи Земли скорость солнечного ветра достигает 500 км/с. Существование такого потока частиц от Солнца предполагали еще в середине XIX в. для объяснения природы кометных хвостов. Прямые измерения состава и скорости частиц солнечного ветра впервые были проведены с борта советской космической станции «Луна-3» в 1959 г.
Источник