Просто нужен любой доклад о солнце. Пожа-а-а-алуйста!!!

Атмосфера Солнца начинается на 200-300 глубже видимого края солнечного диска
называют фотосферой. Поскольку их толщина составляет не более одной
трехтысячной доли солнечного радиуса, фотосферу иногда условно называют
поверхностью Солнца.
Плотность газов в фотосфере примерно такая же, как в земной стратосфере, и в
сотни раз меньше чем у поверхности Земли. Температура фотосферы уменьшается
от 8000 К на глубине 300 км до 4000 К в самых верхних слоях. Температура же
того среднего слоя, излучение которого мы воспринимаем около 6000 К.
При таких условиях почти все молекулы газа распадаются на отдельные атомы.
Лишь в самых верхних слоях фотосферы сохраняется относительно немного
простейших молекул и радикалов типа Н2, ОН, СН.
Особую роль в солнечной атмосфере играет не встречающийся в земной природе
отрицательный ион водорода, который представляет собой протон с двумя
электронами. Это необычное соединение возникает в тонком внешнем, наиболее
«холодном» слое фотосферы при «налипании» на нейтральные атомы водорода
отрицательно заряженных свободных электронов, которые поставляются легко
ионизируемыми атомами кальция, натрия, магния, железа и других металлов. При
возникновении отрицательные ионы водорода излучают большую часть видимого
света. Этот же свет ионы жадно поглощают, из-за чего непрозрачность атмосферы
с глубиной быстро растет. Поэтому видимый край Солнца и кажется нам очень
резким.
Почти все наши знания о Солнце основаны на излучении его спектра.
В телескоп с большим увеличением можно наблюдать тонкие детали фотосферы: вся
она кажется усыпанной мелкими яркими зернышками – гранулами, разделенными
сетью узких темных дорожек. Грануляция является результатом перемешивания
всплывающих более теплых потоков газа и опускающихся более холодных. Разность
температур между ними в наружных слоях значительно невелика (200-300 К), но
глубже, в конвективной зоне, она больше, и перемешивание происходит
значительно интенсивнее. Конвекция во внешних слоях Солнца играет огромную
роль, определяя общую структуру атмосферы. В конечном счете именно конвекция
в результате сложного взаимодействия с солнечными магнитными полями является
причиной всех многообразных проявлений солнечной активности.
Магнитные поля участвую во всех процессах на Солнце. Временами в небольшой
области солнечной атмосферы возникают концентрированные магнитные поля, в
несколько тысяч раз более сильные чем на Земле. Ионизированная плазма –
хороший проводник, она не может перемещаться поперек линий магнитной индукции
сильного магнитного поля. Поэтому в таких местах перемешивание и подъем
горячих газов с низу тормозится, и возникает темная область – солнечное
пятно. На фоне ослепительной фотосферы оно кажется совсем черным, хотя в
действительности яркость его слабее раз в десять.
С течением времени величина и форма пятен сильно меняются. Возникнув в виде
едва заметной точки – поры, пятно постепенно увеличивает свои размеры до
десятков тысяч километров. Крупные пятна, как правило, состоят из темной
части ( ядра) и менее темной – полутени, структура которой придает пятну вид
вихря. Пятна бывают окружены более яркими участками фотосферы, называемыми
факелами или факельными полями.
Фотосфера постепенно переходит в более разреженные внешние слои солнечной
атмосферы – хромосферу и корону. Хромосфера (греч. «сфера цвета») названа так за свою
красновато-фиолетовую окраску. Она видна во время полных солнечных затмений как
клочковатое яркое кольцо вокруг черного 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 протяженность хромосферы 10-15 тыс. километров.

bibliofond.ru/view.aspx?id=85006