Солнце


	Загрузить архив:
	Файл: 240-1228.zip (16kb [zip], Скачиваний: 110) скачать

- 1 -

Солнце, центральноетело солнечнойсистемы, представляет собой

раскалённыйплазменный шар;Солнце - ближайшая к Земле звезда.Масса

Солнца 1,990х10530 0кг (в 332958 раз больше массы Земли).В Солнце сосре-

доточено99,866% массыСолнечнойсистемы. Солнечный параллакс равен

8,794" (4,263х105-5 0радиан). Расстояние от Земли до Солнца меняетсяот

1,4710х105110м (в январе) до 1,5210х10511 0(в июле),составляя в среднем

1,4960х10511 0м. Это расстояние принято считать одной астрономической еди-

ницей.Средний угловойдиаметр Солнца составляет 1919,26" (9,305х105-3

рад),чему соответствует линейный диаметр Солнца,равный 1,392х10590м (в

109раз большедиаметраэкватора Земли). Средняяплотность Солнца

1,41х10530кг/м530.Ускорение свободногопаденияна поверхности Солнца

составляет 273,98м/сек520.Вторая космическаяскорость на поверхности

Солнца равна 6,18х1055 0м/сек. Эффективная температура поверхности Солнца,

определяемая согласно закону излучения Стефана-Больцмана, по полному из-

лучению Солнца равна 5770 К.

История телескопическихнаблюдений Солнца начинается с наблюдений,

выполненных Г.Галлилеем в 1611 году; были открыты солнечные пятна, опре-

делён период вращения Солнца вокруг своей оси. В 1843 году немецкий аст-

роном Г.Швабе обнаружил цикличность солнечной активности. Развитие мето-

довспектрального анализа позволило изучить физические условия на Солн-

це. В 1814 году Й.Фраунгофер обнаружил тёмные линии поглащения в спектре

Солнца - это положило начало изучению химического состава Солнца. С 1836

года регулярно ведутся наблюдения затмений Солнца, что привело к обнару-

жению короныи хромосферы Солнца, а также солнечныйпротуберанцев. В

1913 году американский астроном Дж.Хейл наблюдал зеемановскоерасщепле-

ние фраунгоферовыхлиний спектра солнечных пятен и этим доказал сущест-

вование на Солнце магнитных полей. К 1942 году шведский астроном Б.Эдлен

и другие отождествили несколько линий спектра солнечной короны с линиями

высокоионизированных элементов,доказав этим высокую температуру в сол-

нечной короне. В 1931 году Б.Лио изобрёл солнечный коронограф, позволив-

ший наблюдать корону и хромосферу вне затмений.В начале 40-х годовXX

века было открыто радиоизлучение Солнца. Существенным толчком для разви-

тия физики Солнца во второй половине XX века послужило развитие магнит-

ной гидродинамики и физики плазмы. После начала космической эры изучение

ультрафиалетового и рентгеновскогоизлученияСолнца ведётсяметодами

внеатмосферной астрономииспомощью ракет,автоматических орбитальных

обсерваторий на спутниках Земли,космических лабораторийслюдьми на

борту.

Вращение Солнца вокруг оси происходит в том же направлении,чтои

вращение Земли,в плоскости,наклонённойна 7°15' к плоскости орбиты

- 2 -

Земли (эклиптике).Скорость вращения определяется по видимомудвижению

различных деталейватмосфере Солнца и по сдвигу спектральных линий в

спектре края диска Солнца вследствие эффекта Доплера. Таким образом было

обнаружено, что период вращения Солнца неодинаков на разных широтах. По-

ложение различных деталей на поверхности Солнца определяется спомощью

гелиографических координат,отсчитываемых от солнечного экватора (гели-

ографическая широта) и от центрального меридиана видимого дискаСолнца

или от некоторого меридиана, выбранного в качестве начального (так назы-

ваемого меридиана Каррингтона).При этом считают,что Солнце вращается

как твёрдоетело. Одиноборототносительно Земли точки с гелиографи-

ческой широтой 17° совершают за 27,275 суток (синодический период). Вре-

мя оборотана той же широте Солнца относительно звёзд (сидерический пе-

риод) - 25,38 суток.Угловая скорость вращения 7f 0для сидерического вра-

щения изменяется с гелиографической широтой 7w 0по закону:7w0=14,33°-3°sin527f

в сутки. Линейная скорость вращения на экваторе Солнца-около 2000 м/сек.

Солнце как звезда является типичным жёлтым карликом и располагается

в средней части главной последовательности звёзд на диаграмме Герцшпрун-

га-Рессела.Видимая фотовизуальная звёздная величина Солнца равна -26,74,

абсолютная визуальная звёздная величина M4v 0равна +4,83. Показатель цвета

Солнца составляет для случая синей (В) и визуальной (М) областей спектра

M4B0-M4V0=0,65. Спектральный класс Солнца G2V. Скорость движения относитель-

но совокупности ближайших звёзд 19,7х1053 0м/сек. Солнце расположено внут-

ри одной из спиральных ветвей нашей Галактики на расстоянии около 10 кпс

от её центра.Период обращения Солнца вокруг центра Галактики около 200

миллионов лет. Возраст Солнца - около 5х10590 лет.

Внутреннее строение Солнца определено в предположении,что оно яв-

ляется сферически симметричным телом и находится в равновесии. Уравнение

переноса энергии,закон сохранения энергии, уравнение состояния идеаль-

ного газа, закон Стефана-Больцмана и условия гидростатического, лучисто-

го и конвекционного равновесия вместе с определяемыми из наблюдений зна-

чениями полной светимости,полной массы и радиуса Солнца и данным о его

химическом составедают возможность построить модель внутреннего строе-

ния Солнца.Полагают, что содержание водорода в Солнце по массеоколо

70%, гелия около 27%, содержание всех остальных элементов около 2,5%. На

основании этих предположений вычислено, что температура в центреСолнца

составляет 10-15х10560К,плотность около 1,5х1055 0кг/м530, давление 3,4х10516

н/м52 0(около 3х10511 0атмосфер).Считается, что источником энергии, пополня-

ющим потерина излучениеи поддерживающим высокую температуру Солнца,

являются ядерные реакции,происходящие в недрах Солнца.Среднееколи-

чество энергии, вырабатываемое внутри Солнца, составляет 1,92 эрг/г/сек.

- 3 -

Выделение энергии определяется ядерными реакциями,при которыхводород

превращается вгелий. На Солнце возможны две группы термоядерных реак-

ций: так называемый протон - протонный (водородный) циклиуглеродный

цикл (цикл Бете).Наиболее вероятно,что на Солнце преобладает протон-

протонный цикл,состоящий из трёх реакций,в первой из которых из ядер

водорода образуютсяядрадейтерия (тяжёлыйизотоп водорода,атомная

масса 2);во второй из ядер водорода образуются ядраизотопагелия с

атомной массой 3 и, наконец, в третьей из них образуются ядра устойчиво-

го изотопа гелия с атомной массой 4.

Перенос энергиииз внутреннихслоёв Солнца в основном происходит

путём поглощенияэлектромагнитногоизлучения, приходящегоснизу, и

последующего переизлучения.В результате понижения температуры при уда-

лении от Солнца постепенно увеличивается длинаволныизлучения, пере-

носящего 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 сол-

нечных радиуса и имеет толщину около 1058 0м. Скорость конвективных движе-

ний растёт с удалением от центра Солнца и во внешней части конвективной

зоны достигает (2-2,5)х1053 0м/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 ме-

ханическими и магнитогидродинамическими волнами, которые генерируются в

конвективной зоне, но поглощаются только в этих слоях. Плотность в верх-

ней 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 солнечнойкороны большую

часть энергии уносят потоки вещества, движущиеся от Солнца, так называе-

мый солнечный ветер.Температура в каждом слое устанавливается на таком

уровне, что автоматически осуществляется баланс энергии: количество при-

носимой энергии за счёт поглощения всехвидовизлучения, теплопровод-

ностью илидвижением веществаравносумме всех энергетических потерь

слоя.

Полное излучениеСолнца 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 тыс.лк. Сила света Солнца составляет 2,84х10527 0свечей. Коли-

чество энергии, приходящее в одну минуту на площадку в 1 см520, поставлен-

ную перпендикулярно солнечным лучам за пределами атмосферынасреднем

расстоянии Земли от Солнца, называют солнечной постоянной. Мощность общ-

- 4 -

его излучения Солнца - 3,83х10526 0ватт, из которых на Землю попадает око-

ло 2х105170ватт,средняя яркость поверхности Солнца (при наблюдении вне

атмосферы Земли) составляет 1,98х1059 0нт, яркость центра диска Солнца-

2,48х1059 0нт.Яркость диска Солнца уменьшается от центра к краю,причём

это уменьшение зависит от длины волны,так что яркостьнакраю диска

Солнца для света с длиной волна 3600А составляет 0,2 яркости его центра,

а для 5000А - около 0,3 яркости центра диска Солнца. На самом краю диска

Солнца яркостьпадает в 100 раз на протяжении менее одной секунды дуги,

поэтому граница диска Солнца выглядит очень резкой.

Спектральный состав света, излучаемого Солнцем, то есть распределе-

ние энергии в центре Солнца (после учёта влияния поглощения в земной ат-

мосфере ивлияния 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 отк-

лонения. Максимум энергии в спектреСолнцасоответствует длиневолны

4600 А.Спектр Солнца - это непрерывный спектр, ни который наложено бо-

лее 20 тысяч линий поглощения (фраунгоферовых линий). Более 60%из них

отождествлено соспектральнымилиниями известных химических элементов

путём сравнения длин волн и относительной интенсивности линии поглощения

в солнечномспектре с лабораторными спектрами.Изучение фраунгоферовых

линий даёт сведения не только о химическом составе атмосферы Солнца,но

и офизических условиях в тех слоях,в которых образуются те или иные

поглощения. Преобладающим элементом на Солнце являетсяводород.Коли-

чество атомовгелия в 4-5 раз меньше,чем водорода. Число атомов всех

других элементов вместе взятых, по крайней мере, в 1000 раз меньше числа

атомов водорода.Срединих наиболее обильны кислород,углерод, азот,

магний, железо и другие.В спектре Солнца можно отождествить такжели-

нии, принадлежащиенекоторым молекулам и свободным радикалам:OH,NH,

CH, CO и другим.

Магнитные поля на Солнце измеряются главным образом по зеемановско-

му расщеплению линий поглощения в спектреСолнца.Различают несколько

типов магнитных полей на Солнце.Общее магнитное поле Солнца невелико и

достигает напряжённости в 1 э той или иной полярности и меняется со вре-

менем. Этополе тесно связано с межпланетным магнитным полем и его сек-

торной структурой.Магнитные поля,связанные с солнечнойактивностью,

могут достигатьвсолнечных пятнах напряжённости в несколько тысяч э.

Структура магнитных полей в активных областях очень запутана, чередуются

магнитные полюсы различной полярности.Встречаются также локальные маг-

нитные области с напряжённостью поля в сотни э вне солнечных пятен. Маг-

нитные поля проникают и в хромосферу, и в солнечную корону. Большую роль

- 5 -

на Солнце играют магнитогазодинамические и плазменные процессы. При тем-

пературе 5000 - 10000 К газ достаточно ионизирован, проводимость его ве-

лика и благодаря огромным масштабам солнечных явлений значение электро-

механических и магнитомеханических взаимодействий весьма велико.

Атмосферу Солнца образуют внешние, доступные наблюдениям слои. Поч-

ти всё излучение Солнца исходит из нижней части его атмосферы, называе-

мой фотосферой.На основании уравнений лучистого переноса энергии,лу-

чистого и локального термодинамического равновесия и наблюдаемого потока

излучения можно теоретически построить модель распределения температуры

и плотности с глубиной в фотосфере.Толщина фотосферы около трёхсот ки-

лометров, её средняя плотность3х105-4 0кг/м530. Температуравфотосфере

падает помере перехода к более внешним слоям,среднее её значение по-

рядка 6000 К,на границе фотосферы около 4200 К.Давление меняетсяот

2х1054 0до 1052 0н/м520. Существование конвекции в подфотосферной зоне Солнца

проявляется в неравномерной яркости фотосферы,видимой её зернистости -

так называемой грануляционной структуре.Гранулы представляют собой яр-

кие пятнышки более или менее круглой формы. Размер гранул 150 - 1000 км,

время жизни 5 - 10 минут,отдельные гранулы удаётся наблюдать в течении

20 минут.Иногда гранулы образуют скопления размером до 30 тысячкило-

метров. Гранулыярчемежгранульных промежутковна 20-30%,что соот-

ветствует разнице в температуре в среднем на 300 К.В отличие от других

образований, наповерхности Солнца грануляция одинакова на всехгелио-

графических широтах и не зависит от солнечной активности. Скорости хао-

тических движений (турбулентные скорости) в фотосфере составляют по раз-

личным определениям 1-3 км/сек.Вфотосфере обнаруженыквазипериоди-

ческие колебательныедвижения в радиальном направлении.Они происходят

на площадках размерами 2-3 тысячи километров с периодом около пяти минут

и амплитудой скорости порядка 500 м/сек. После нескольких периодов коле-

бания в данном месте затухают,затем могут возникнуть снова. Наблюдения

показали также существование ячеек,в которых движение происходит в го-

ризонтальном направлении от центра ячейки к её границам. Скорости таких

движений около500 м/сек.Размеры ячеек - супергранул составляют 30-40

тысяч километров.По положению супергранулы совпадают сячейкамихро-

мосферной сетки. На границах супергранул магнитное поле усилено. Предпо-

лагают, что супергранулы отражают на глубине нескольких тысяч километров

под поверхностьюконвективныхячеек такого же размера.Первоначально

предполагалось, что фотосфера даёт только непрерывное излучение, а линии

поглощения образуются в расположенном над ней обращающем слое. Позже бы-

ло установлено,что в фотосфере образуются и спектральные линии, и неп-

рерывный спектр. Однакодля упрощенияматематическихвыкладок при

- 6 -

рассчёте спектральных линий понятие обращающего слоя иногда применяется.

Часто в фотосфере наблюдаются солнечные пятна и факелы.Солнечный

пятна - это тёмные образования, состоящие, как правило, из более тёмного

ядра (тени) и окружающей его полутени.Диаметры пятен достигают двухсот

тысяч километров.Иногда пятно бывает окружено светлой каёмкой.Совсем

маленькие пятна называют порами.Время жизни пятен отнескольких часов

до нескольких месяцев. В спектре пятен ещё больше линий и полос поглоще-

ния, чем в спектре фотосферы,он напоминает спектр звезды спектрального

класса КО. Смещения линий в спектре пятен из-за эффекта Доплера указыва-

ет надвижение вещества в пятнах - вытекание на более низких уровнях и

втекание на более высоких,скорости движения достигают 3 тысячим/сек.

Из сравнений интенсивности линий и непрерывного спектра пятен и фотосфе-

ры следует,что пятна холоднее фотосферы на 1-2 тысячи градусов (4500 К

и ниже).Вследствие этого на фоне фотосферы пятна кажутся тёмными,яр-

кость ядра составляет 0,2-0,5 яркости фотосферы, яркость полутени около

80% фотосферной.Всесолнечные пятна обладают сильным магнитным полем,

достигающим для крупных пятен напряжённости5тысяч эстердов. Обычно

пятна образуют группы, которые по своему магнитному полю могут быть уни-

полярными, биполярными и мультиполярными,то есть содержащими много пя-

тен различной полярности, часто объединённых общей полутенью. Группы пя-

тен всегда окружены факелами и флоккулами, протуберанцами,вблизиних

иногда происходят солнечные вспышки,и в солнечной короне над ними наб-

людаются образования в виде лучей шлемов,опахал - всё это вместе обра-

зует активную область на Солнце. Среднегодовое число наблюдаемых пятен и

активных областей,а также средняя площадь,занимаемая ими, меняется с

периодом около 11 лет.Это - средняя величина, продолжительность же от-

дельных циклов солнечной активности колеблется от 7,5 до 16лет.Наи-

большее число пятен,одновременно видимых на поверхности Солнца,меня-

ется для различных циклов более чем в два раза.В основном пятна встре-

чаются втак называемых королевских зонах, простирающихся от 5 до 30°

гелиографической широты по обе сторонасолнечногоэкватора. Вначале

цикла солнечнойактивностиширота места расположения пятен выше,а в

конце цикла - ниже,а на более высоких широтах появляются пятнанового

цикла. Чаще наблюдаются биполярные группы пятен, состоящие из двух круп-

ных пятен - головного и последующего,имеющих противоположную магнитную

полярность, и несколько более мелких.Головные пятна имеют одну и ту же

полярность в течение всего цикла солнечной активности,этиполярности

противоположны в северной и южной полусферах Солнца. По-видимому, пятна

представляют собой углубления в фотосфере,а плотность веществавних

меньше плотности вещества в фотосфере на том же уровне.

- 7 -

В активных областях Солнца наблюдаются факелы -яркиефотосферные

образования, видимыевбелом светепреимущественно вблизи края диска

Солнца. Обычно факелы появляются раньшепятени существуютнекоторое

время после их исчезновения.Площадь факельных полщадок в несколько раз

превышает площадь соответствующей группы пятен. Количествофакеловна

диске Солнцазависит от фазы цикла солнечной активности. Максимальный

контраст (18%) факелы имеют вблизи края диска Солнца, нонена самом

краю. Вцентре дискаСолнца факелы практически не видны,контраст их

очень мал.Факелы имеют сложную волокнистую структуру,контраст их за-

висит от длины волны,на которой проводятся наблюдения. Температура фа-

келов на несколько сот градусов превышает температуру фотосферы,общее

излучение с одного квадратного сантиметра превышает фотосферное на 3-5%.

По-видимому, факелы несколько возвышаются над фотосферой. Средняяпро-

должительность ихсуществования-15 суток,но может достигать почти

трёх месяцев.

Выше фотосферырасположен слой атмосферы Солнца,называемый хро-

мосферой. Без специальных телескопов хромосфера видна толькововремя

полных солнечныхзатмений как розовое кольцо,окружающее тёмный диск в

те минуты,когда Луна полностью закрывает фотосферу. Тогда можно наблю-

дать и спектр хромосферы. На краю диска Солнца хромосфера представляется

наблюдателю как неровная полоска,из которой выступают отдельные зубчи-

ки -хромосферные спикулы.Диаметр спикул 200-2000 километров,высота

порядка 10000 километров,скорость подъёмаплазмы вспикулахдо30

км/сек. Одновременно на Солнце существует до 250 тысяч спикул.При наб-

людении в монохроматическом свете на диске Солнца видна яркая хромосфер-

ная сетка,состоящая из отдельных узелков - мелких диаметром до 1000 км

и крупных диаметром от 2000 до 8000 км.Крупные узелки представляют со-

бой скопления мелких.Размеры ячеек сетки 30-40 тысяч километров. Пола-

гают, что спикулы образуются на границах ячеек хромосферной сетки. Плот-

ность вхромосфере падаетсувеличением расстояния от центра Солнца.

Число атомов в одном куб. сантиметре изменяется от 10515 0вблизи фотосферы

до 1059 0в верхней части хромосферы. Исследование спектров хромосферы при-

вело к выводу,что в слое,где происходит переход от фотосферы кхро-

мосфере, температура переходит через минимум и по мере увеличения высоты

над основанием хромосферы становится равной 8-10 тысяч Кельвинов,ана

высоте внесколько тысячкилометровдостигает 15-20 тысяч Кельвинов.

Установлено, что в хромосфере имеет место хаотическое движениегазовых

масс соскоростями до 15х1053 0м/сек.В хромосфере факелы в активных об-

ластях видны как светлые образования,называемые обычнофлоккулами.В

красной линии спектра водорода хорошо видны тёмные образования, называе-

- 8 -

мые волокнами. На краю диска Солнца волокна выступают за диск и наблюда-

ются на фоне неба как яркие протуберанцы.Наиболее часто волокна и про-

туберанцы встречаются в четырёх расположенных симметричноотносительно

солнечного экватора зонах: полярных зонах севернее +40° и южнее -40° ге-

лиографической широты и низкоширотных зонах около √30° вначалецикла

солнечной активности и √17° в конце цикла. Волокна и протуберанцы низко-

широтных зон показывают хорошо выраженный 11-летний цикл,ихмаксимум

совпадает с максимумом пятен. У высокоширотных протуберанцев зависимость

от фаз цикла солнечной активности выражена меньше,максимумнаступает

через двагода после максимума пятен. Волокна,являющиеся спокойными

протуберанцами, могут достигать длины солнечного радиуса и существовать

в течениинескольких оборотов Солнца.Средняя высота протуберанцев над

поверхностью Солнца составляет 30-50 тысяч километров, средняя длина-

200 тысяч километров, ширина - 5 тысяч километров. Согласно исследовани-

ям А.Б.Северного,все протуберанцы по характеру движения можноразбить

на 3 группы: электромагнитные, в которых движения происходят по упорядо-

ченным искривлённым траекториям - силовым линиям магнитного поля; хаоти-

ческие, вкоторых преобладаютнеупорядоченныетурбулентные движения

(скорости порядка 10 км/сек);эруптивные,в которых веществопервона-

чального спокойного протуберанца с хаотическими движениями внезапно выб-

расывается с возрастающей скоростью (достигающей 700 км/сек)прочьот

Солнца. Температуравпротуберанцах (волокнах)5-10 тысяч Кельвинов,

плотность близка к средней плотности хромосферы. Волокна, представляющие

собой активные, быстро меняющиеся протуберанцы, обычно сильно изменяются

за несколько часов или даже минут.Форма и характер движений в протубе-

ранцах тесно связаны с магнитным полем в хромосфере и солнечной короне.

Солнечная корона - самая внешняя и наиболее разрежённая частьсол-

нечной атмосферы, простирающаяся на несколько (более 10) солнечных ради-

усов. До 1931 года корону можно было наблюдать только вовремяполных

солнечных затменийв виде серебристо-жемчужного сияния вокруг закрытого

Луной диска Солнца. В короне хорошо выделяются детали её структуры: шле-

мы, опахала,корональные лучи и полярные щёточки. После изобретения ко-

ронографа солнечную корону стали наблюдать и вне затмений. Общаяформа

короны меняется с фазой цикла солнечной активности:в годы минимума ко-

рона сильно вытянута вдоль экватора,в годы максимума она почти сферич-

на. Вбелом свете поверхностная яркость солнечной короны в миллион раз

меньше яркости центра диска Солнца.Свечение её образуется в основном в

результате рассеяния фотосферногоизлучения свободнымиэлектронами.

Практически все атомы в короне ионизированы. Концентрация ионов исво-

бодных электронов у основания короны составляет 1059 0частиц в 1 см530. Наг-

- 9 -

рев короны осуществляется аналогично нагреву хромосферы. Наибольшее вы-

деление энергиипроисходит в нижней части короны,но благодаря высокой

теплопроводности корона почти изотермична - температура понижается нару-

жу очень медленно. Отток энергии в короне происходит несколькими путями.

В нижней части короны основную роль играет перенос энергии вниз благода-

ря теплопроводности.Кпотере энергии приводит уход из короны наиболее

быстрых частиц.Во внешних частях короны большую частьэнергииуносит

солнечный ветер- поток коронального газа,скорость которого растёт с

удалением от Солнца от нескольких км/сек у его поверхности до 450 км/сек

на расстоянииЗемли.Температура в короне превышает 1056 0К.В активных

слоях короны температура выше - до 1057 0К. Над активными областями могут

образовываться такназываемыекорональные конденсации,в которых кон-

центрация частиц возрастает в десятки раз. Часть излучения внутри короны

- это линии излучения многократно ионизированных атомов железа, кальция,

магния, углерода,кислорода,серы и других химическихэлементов. Они

наблюдаются ив видимой части спектра и в ультрафиалетовой области.В

солнечной короне генерируется радиоизлучение Солнца в метровом диапазоне

и рентгеновскоеизлучение,усиливающееся вомного раз в активных об-

ластях. Как показали рассчёты,солнечная корона не находитсявравно-

весии с межпланетной средой. Из короны в межпланетное пространство расп-

ространяются потоки частиц, образующие солнечный ветер. Между хромосфе-

рой икороной имеетсясравнительно тонкий переходной слой,в котором

происходит резкий рост температуры до значений, характерных для короны.

Условия внём определяются потоком энергии из короны в результате теп-

лопроводности. Переходный слой является источником большей части ультра-

фиалетового излучения Солнца.Хромосфера, переходной слой и корона дают

всё наблюдаемое радиоизлучение Солнца.Вактивных областяхструктура

хромосферы, короны и переходного слоя меняется.Это изменение,однако,

ещё недостаточно изучено.

В активных областях хромосферы наблюдаются внезапные и сравнительно

кратковременные увеличения яркости, видимые сразу во многих спектральных

линиях. Эти яркие образования существуют от нескольких минут до несколь-

ких часов.Они называются солнечными вспышками (прежнее название - хро-

мосферные вспышки).Вспышки лучше всего видны в свете водородной линии,

но наиболее яркие видны иногда и вбеломсвете. Вспектресолнечной

вспышки насчитываетсянесколькосотен эмиссионных линий различных эле-

ментов, нейтральных и ионизированных. Температура техслоёвсолнечной

атмосферы, которыедаютсвечение в хромосферныхлиниях (1-2)х1054 0К, в

более высоких слоях - до 1057 0К. Плотность частиц вовспышкедостигает

105130-10514 0в одном кубическом сантиметре. Площадь солнечных вспышек может

- 10 -

достигать 10515 0м520. Обычно солнечные вспышки происходятвблизибыстро

развивающихся групп солнечных пятен с магнитным полем сложной конфигура-

ции. Они сопровождаются активизацией волокон и флоккулов,а также выб-

росами вещества.Привспышке выделяется большое количество энергии (до

105210-10525 0джоулей). Предполагается, что энергия солнечной вспышки перво-

начально запасается в магнитном поле, а затем быстро высвобождается, что

приводит к локальному нагреву и ускорению протонов и электронов, вызыва-

ющих дальнейший разогрев газа, его свечение в различных участках спектра

электромагнитного излучения, образование ударной волны. Солнечные вспыш-

ки дают значительное увеличение ультрафиалетового излучения Солнца, соп-

ровождаются всплесками рентгеновского излучения (иногда весьма мощными),

всплесками радиоизлучения,выбросом карпускул высоких энергий вплоть до

10510 0эв. Иногда наблюдаются всплески рентгеновского излучения и без уси-

ления свечения в хромосфере. Некоторые вспышки (они называются протонны-

ми) сопровождаются особенно сильными потоками энергичных частиц - косми-

ческими лучами солнечногопроисхождения.Протонные вспышкисоздают

опасность для находящихсявполёте космонавтов,таккак энергичные

частицы, сталкиваясьс атомами оболочки корабля порождают рентгеновское

и гамма-излучение, причём иногда в опасных дозах.

Уровень солнечнойактивности (число активных областей и солнечных

пятен, количество и мощность солнечных вспышек и т.д.) изменяется спе-

риодом около 11 лет. Существуют также слабые колебания величины максиму-

мов 11-летнего цикла с периодом около 90 лет.На Земле11-летнийцикл

прослеживается нацелом ряде явлений органической и неорганической при-

роды (возмущения магнитного поля, полярные сияния, возмущения ионосферы,

изменение скорости роста деревьев с периодом около 11 лет, установленным

по чередованиям толщины годовых колец,и т.д.). На земные процессы ока-

зывают также воздействие отдельные активные области на Солнце и происхо-

дящие в них кратковременные,но иногда очень мощные вспышки.Время су-

ществования отдельной магнитной области на Солнце может достигать одного

года. Вызываемые этой областью возмущения в магнитосфере и верхнейат-

мосфере Земли повторяются через 27 суток (с наблюдаемым с Земли периодом

вращения Солнца). Наиболее мощные проявления солнечной активности - сол-

нечный (хромосферные) вспышки происходят нерегулярно (чаще вблизи перио-

дов максимальной активности),длительность ихсоставляет 5-40минут,

редко несколько часов. Энергия хромосферной вспышки может достигать 10525

джоулей, из выделяющейся при вспышке энергии лишь 1-10%приходитсяна

электромагнитное излучение в оптическом диапазоне. По сравнению с полным

излучением Солнца в оптическом диапазоне энергия вспышки не велика,но

коротковолновое излучениевспышки и генерируемые при вспышек электроны,

- 11 -

а иногда солнечные космические лучи могут дать заметный вклад врентге-

новское и карпускулярное излучение Солнца. В периоды повышения солнечной

активности его рентгеновское излучение увеличивается в диапазоне30-10

нм в два раза, в диапазоне 10-1 нм в 3-5 раз, в диапазоне 1-0,2 нм более

чем в сто раз.По мере уменьшения длины волны излучения вкладактивных

областей в полное излучение Солнца увеличивается,и в последнем из ука-

занных диапазонов практически всё излучение обусловленоактивнымиоб-

ластями. Жёсткоерентгеновскоеизлучение с длиной волны меньше 0,2 нм

появляется в спектре Солнца всего лишь на короткое время после вспышек.

В ультрафиалетовомдиапазоне (длинаволны180-350 нм) излучение

Солнца за 11-летний цикл меняется всего на 1-10%, а в диапазоне 290-2400

нм остаётся практически постоянным и составляет 3,6х105260 ватт.

Постоянство энергии, получаемой Землёй от Солнца, обеспечивает ста-

ционарность теплового баланса Земли. Солнечная активность существенно не

сказывается не энергетике Земли как планеты, но отдельные компоненты из-

лучения хромосферныхвспышекмогут оказыватьзначительное влияние на

многие физические, биофизические и биохимические процессы на Земле.

Активные области являются мощным источником корпускулярного излуче-

ния. Частицы с энергиями около 1 кэв (в основном протоны), распространя-

ющиеся вдоль силовых линий межпланетного магнитного поля из активных об-

ластей усиливают солнечный ветер. Эти усиления (порывы) солнечного ветра

повторяются через 27 дней и называются рекуррентными. Аналогичные пото-

ки, но ещё большей энергии и плотности,возникают при вспышках. Они вы-

зывают так называемые спорадические возмущения солнечного ветра и дости-

гают Земли за интервалы времени от 8 часов до двух суток. Протоны высо-

кой энергии (от 100 Мэв до 1 Гэв) от очень сильных "протонных" вспышек и

электроны с энергией 10-500 кэв, входящие в состав солнечных космических

лучей, приходяткЗемле через десятки минут после вспышек; несколько

позже приходят те из них,которые попали в "ловушки" межпланетного маг-

нитного поля и двигались вместе с солнечным ветром.Коротковолновое из-

лучение и солнечные космические лучи (в высоких широтах) ионизируют зем-

ную атмосферу,что приводит к колебаниям её прозрачности в ультрафиоле-

товом и инфракрасном диапазонах,а также к изменениям условий распрост-

ранения короткихрадиоволн (в ряде случаев наблюдаются нарушения корот-

коволновой радиосвязи).

Усиление солнечноговетра, вызванное вспышкой,приводит к сжатию

магнитосферы Земли с солнечной стороны,усилению токовна еёвнешней

границе, частичному проникновению частиц солнечного ветра в глубь магни-

тосферы,пополнению частицами высоких энергий радиационных поясов Земли

и т.д.Эти процессы сопровождаются колебаниями напряжённости геомагнит-

- 12 -

ного поля (магнитной бурей), полярными сияниями и другими геофизическими

явлениями,отражающими общеевозмущениемагнитного поля Земли.Воз-

действие активных процессов на Солнце (солнечных бурь) на геофизические

явленияосуществляетсякак коротковолновойрадиацией,так ичерез

посредство магнитного поля Земли. По-видимому эти факторы являются глав-

нымии для физико-химических и биологических процессов.Проследить всю

цепь связей,приводящих к 11-летней периодичности многихпроцессовна

Землепока не удаётся,но накопленный обширный фактический материал не

оставляет сомнений в существовании таких связей. Так,была установлена

корреляциямежду 11-летним циклом солнечной активности и землетрясения-

ми,урожаями сельхозкультур,числом сердечно-сосудистых заболеванийи

т.д. Эти данные указывают на постоянное действие солнечно-земных связей.

Наблюдения Солнца ведутсяс помощьюрефракторовнебольшого или

среднегоразмера ибольшихзеркальных телескопов,у которых большая

часть оптики неподвижна,а солнечные лучи направляются внутрьгоризон-

тальной или башенной установки телескопа при помощи одного или двух дви-

жущихся зеркал. Создан специальный тип солнечного телескопа - внезатмен-

ный коронограф. Внутри коронографа осуществляется затемнение Солнца спе-

циальным непрозрачным экраном.В коронографе во многоразуменьшается

количество рассеяного света,поэтому можно наблюдать вне затмения самые

внешние слои атмосферы Солнца.Солнечные телескопы часто снабжаются уз-

кополосными светофильтрами,позволяющими вести наблюдения в свете одной

спектральной линии.Созданы также нейтральные светофильтры с переменной

прозрачностьюпо радиусу,позволяющиенаблюдать солнечную корону на

расстоянии нескольких радиусов Солнца. Обычно крупные солнечные телеско-

пыснабжаются мощными спектрографами с фотографической или фотоэлектри-

ческой фиксацией спектров.Спектрограф может иметь также магнитограф-

прибордля исследования зеемановского расщепления и поляризации спект-

ральных линий и определения величины и направления магнитногополяна

Солнце.Необходимость устранить замывающее действие земной атмосферы, а

также исследования излучения Солнца в ультрафиалетовой,инфракрасной и

некоторых других областях спектра,которые поглощаются в атмосфере Земли,

привели к созданию орбитальных обсерваторий за пределами атмосферы, поз-

воляющихполучать спектры Солнца и отдельных образований на его поверх-

ности вне земной атмосферы.