Звезда по имени Солнце

Звезда поимени Солнце

ВВЕДЕНИЕ

Каждомунаверняка известно, что на Солнце нельзя смотреть невооруженным глазом, а темболее в телескоп без специальных, очень темных светофильтров или другихустройств, ослабляющих свет. Пренебрегая этим советом, наблюдатель рискуетполучить сильнейший ожог глаза. Самый простой способ рассматривать Солнце -спроецировать его изображение на белый экран. При помощи даже маленькоголюбительского телескопа можно получить увеличенное изображение солнечногодиска. Что же мы можем увидеть на этом изображении?

Преждевсего обращает на себя внимание резкость солнечного края. Солнце — газовый шар, не имеющий четкой границы, а плотность его убывает постепенно. Почему же втаком случае мы видим его резко очерченным? Дело все в том, что практически всевидимое излучение Солнца исходит из очень тонкого слоя, который имеетспециальное название — фотосфера (от греческого — «сфера света»). Еготолщина не превышает 300 километров. Именно этот тонкий слой и создает унаблюдателя иллюзию того, что Солнце имеет «поверхность»

ИСТОРИЯНАБЛЮДЕНИЙ

Историятелескопических наблюдений Солнца начинается с наблюдений, выполненных Г. Галлилеем в 1611 году; были открыты солнечные пятна, определён период вращения Солнцавокруг своей оси. В 1843 году немецкий астроном Г. Швабе обнаружил цикличностьсолнечной активности. Развитие методов спектрального анализа позволило изучитьфизические условия на Солнце. В 1814 году Й. Фраунгофер обнаружил тёмные линиипоглощения в спектре Солнца — это положило начало изучению химического составаСолнца. С 1836 года регулярно ведутся наблюдения затмений Солнца, что привело кобнаружению короны и хромосферы Солнца, а также солнечных протуберанцев. В1913 году американский астроном Дж. Хейл наблюдал зеемановское расщеплениефраунгоферовых линий спектра солнечных пятен и этим доказал существование наСолнце магнитных полей. К 1942 году шведский астроном Б. Эдлен и другиеотождествили несколько линий спектра солнечной короны с линиямивысокоионизированных элементов, доказав этим высокую температуру в солнечнойкороне. В 1931 году Б. Лио изобрёл солнечный коронограф, позволивший наблюдатькорону и хромосферу вне затмений. В начале 40-х годов XX века было открыторадиоизлучение Солнца. Существенным толчком для развития физики Солнца вовторой половине XX века послужило развитие магнитной гидродинамики и физикиплазмы. После начала космической эры изучение ультрафиолетового ирентгеновского излучения Солнца ведётся методами внеатмосферной астрономии с помощью ракет, автоматических орбитальных обсерваторий на спутниках Земли, космических лабораторий с людьми на борту.

ОБЩАЯХАРАКТЕРИСТИКА

Солнце, центральное тело солнечной системы, представляет собойраскалённый плазменный шар; Солнце — ближайшая к Земле звезда. Масса Солнца1,990•10530 кг (в 332 958 раз больше массы Земли). В Солнцесосредоточено 99,866% массы Солнечной системы. Солнечный параллакс равен8,794″ (4,263•105 радиан). Расстояние от Земли до Солнца меняется от 1,4710•10511 м (в январе) до 1,5210•10511 (виюле), составляя в среднем 1,4960•10511 м. Это расстояние принятосчитать одной астрономической единицей. Средний угловой диаметр Солнцасоставляет 1919,26″ (9,305•105−3 рад), чему соответствуетлинейный диаметр Солнца, равный 1,392•х1059 м (в 109 раз больше диаметра экватора Земли). Средняя плотность Солнца 1,41•1053 кг/м. Ускорение свободного падения на поверхности Солнца составляет 273,98 м/сек. Вторая космическая скорость на поверхности Солнца равна 6,18•1055м/сек. Эффективная температура поверхности Солнца, определяемая согласно законуизлучения Стефана-Больцмана, по полному излучению Солнца равна 5770 К.

Вращение Солнца вокруг оси происходит в том же направлении, что ивращение Земли, в плоскости, наклонённой на 7°15' к плоскости орбиты Земли (эклиптике). Скорость вращения определяется по видимому движению различныхдеталей в атмосфере Солнца и по сдвигу спектральных линий в спектре краядиска Солнца вследствие эффекта Доплера. Таким образом было обнаружено, чтопериод вращения Солнца неодинаков на разных широтах. Положение различныхдеталей на поверхности Солнца определяется с помощью гелиографическихкоординат, отсчитываемых от солнечного экватора (гелиографическая широта) и отцентрального меридиана видимого диска Солнца или от некоторого меридиана, выбранного в качестве начального (так называемого меридиана Каррингтона). Приэтом считают, что Солнце вращается как твёрдое тело. Один оборот относительноЗемли точки с гелиографической широтой 17° совершают за 27,275 суток (синодический период). Время оборота на той же широте Солнца относительнозвёзд (сидерический период) — 25,38 суток. Угловая скорость вращения 7f 0для сидерического вращения изменяется с гелиографической широтой 7w0 по закону: 7w 0=14,33°-3°sin 52 7f в сутки. Линейная скорость вращения на экваторе Солнца — около 2000 м/сек.

Солнцекак звезда является типичным жёлтым карликом и располагается в средней частиглавной последовательности звёзд на диаграмме Герцшпрунга-Рессела. Видимаяфотовизуальная звёздная величина Солнца равна -26,74, абсолютная визуальнаязвёздная величина M 4v равна +4,83. Показатель цвета Солнца составляет дляслучая синей (В) и визуальной (М) областей спектраM 4B 0-M 4V 0=0,65. Спектральный класс Солнца G2V. Скоростьдвижения относительно совокупности ближайших звёзд 19,7•1053 м/сек.Солнце расположено внутри одной из спиральных ветвей нашей Галактики нарасстоянии около 10 кпс от её центра. Период обращения Солнца вокруг центраГалактики около 200 миллионов лет. Возраст Солнца — около 5•1059 лет.

ВНУТРЕННЕЕСТРОЕНИЕ

Внутреннее строение Солнца определено в предположении, что оно являетсясферически симметричным телом и находится в равновесии. Уравнение переносаэнергии, закон сохранения энергии, уравнение состояния идеального газа, законСтефана-Больцмана и условия гидростатического, лучистого и конвекционногоравновесия вместе с определяемыми из наблюдений значениями полной светимости, полной массы и радиуса Солнца и данным о его химическом составе даютвозможность построить модель внутреннего строения Солнца. Полагают, чтосодержание водорода в Солнце по массе около 70%, гелия около 27%, содержаниевсех остальных элементов около 2,5%. На основании этих предположений вычислено, что температура в центре Солнца составляет 10−15•1056 К, плотность около 1,5•1055 кг/м, давление 3,4•10516н/м (около 3•10511 атмосфер).Считается, что источником энергии, пополняющим потери на излучение и поддерживающим высокую температуру Солнца, являются ядерные реакции, происходящие в недрах Солнца. Среднее количествоэнергии, вырабатываемое внутри Солнца, составляет 1,92 эрг/г/сек. Выделениеэнергии определяется ядерными реакциями, при которых водород превращается в гелий. На Солнце возможны две группы термоядерных реакций: так называемыйпротон-протонный (водородный) цикл и углеродный цикл (цикл Бете). Наиболеевероятно, что на Солнце преобладает протон-протонный цикл, состоящий из трёхреакций, в первой из которых из ядер водорода образуются ядра дейтерия (тяжёлый изотоп водорода, атомная масса; во второй из ядер водородаобразуются ядра изотопа гелия с атомной массой 3 и, наконец, в третьей из нихобразуются ядра устойчивого изотопа гелия с атомной массой 4.

Перенос энергии из внутренних слоёв Солнца в основном происходит путёмпоглощения электромагнитного излучения, приходящего снизу, и последующегопереизлучения. В результате понижения температуры при удалении от Солнцапостепенно увеличивается длина волны излучения, переносящего большую частьэнергии в верхние слои. Перенос энергии движением горячего вещества извнутренних слоёв, а охлаждённого внутрь (конвекция) играет существенную роль всравнительно более высоких слоях, образующих конвективную зону Солнца, котораяначинается на глубине порядка 0,2 солнечных радиуса и имеет толщину около 1058 м. Скорость конвективных движений растёт с удалением от центра Солнца и во внешнейчасти конвективной зоны достигает (2−2,5)х1053 м/сек. В ещё болеевысоких слоях (в атмосфере Солнца) перенос энергии опять осуществляетсяизлучением. В верхних слоях атмосферы Солнца (в хромосфере и короне) частьэнергии 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 счётизлучения и теплопроводности возможен только, если кинетическая энергия этихслоёв достаточно велика. Наконец, в верхней части солнечной короны большуючасть энергии уносят потоки вещества, движущиеся от Солнца, так называемыйсолнечный ветер. Температура в каждом слое устанавливается на таком уровне, что автоматически осуществляется баланс энергии: количество приносимой энергииза счёт поглощения всех видов излучения, теплопроводностью или движением вещества равно сумме всех энергетических потерь слоя.

Полное излучение Солнца определяется по освещённости, создаваемой имна поверхности Земли, - около 100 тыс. лк, когда Солнце находится в зените. Вне атмосферы на среднем расстоянии Земли от Солнца освещённость равна 127тысяч лк. Сила света Солнца составляет 2,84•10527 свечей. Количествоэнергии, приходящее в одну минуту на площадку в 1 см, поставленную перпендикулярно солнечным лучам за пределами атмосферы на среднем расстоянииЗемли от Солнца, называют солнечной постоянной. Мощность общего излученияСолнца — 3,83•10526 ватт, из которых на Землю попадает около 2•10517ватт, средняя яркость поверхности Солнца (при наблюдении вне атмосферы Земли) составляет 1,98•1059 нт, яркость центра диска Солнца - 2,48•1059нт. Яркость диска Солнца уменьшается от центра к краю, причём это уменьшениезависит от длины волны, так что яркость на краю диска Солнца для света сдлиной волна 3600А составляет 0,2 яркости его центра, а для 5000А — около 0,3яркости центра диска Солнца. На самом краю диска Солнца яркость падает в 100раз на протяжении менее одной секунды дуги, поэтому граница диска Солнцавыглядит очень резкой.

Спектральный состав света, излучаемого Солнцем, то есть распределениеэнергии в центре Солнца (после учёта влияния поглощения в земной атмосфере и влияния фраунгоферовых линий), в общих чертах соответствует распределениюэнергии в излучении абсолютно чёрного тела с температурой около 6000 К. Однако в отдельных участках спектра имеются заметные отклонения. Максимумэнергии 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 иотносительной интенсивности линии поглощения в солнечном спектре слабораторными спектрами. Изучение фраунгоферовых линий даёт сведения не толькоо 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 разменьше 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.

Магнитныеполя на Солнце измеряются главным образом по зеемановскому расщеплению линийпоглощения в спектре Солнца. Различают несколько типов магнитных полей наСолнце. Общее магнитное поле Солнца невелико и достигает напряжённости в 1этой или иной полярности и меняется со временем. Это поле тесно связано смежпланетным магнитным полем и его секторной структурой. Магнитные поля, связанные с солнечной активностью, могут достигать в солнечных пятнахнапряжённости в несколько тысяч. Структура магнитных полей в активных областяхочень запутана, чередуются магнитные полюсы различной полярности. Встречаютсятакже локальные магнитные области с напряжённостью поля в сотни вне солнечныхпятен. Магнитные поля проникают и в хромосферу, и в солнечную корону.

Большуюроль на Солнце играют магнитогазодинамические и плазменные процессы. Притемпературе 5000 — 10 000 К газ достаточно ионизирован, проводимость его великаи благодаря огромным масштабам солнечных явлений значение электромеханических имагнитомеханических взаимодействий весьма велико.

АТМОСФЕРА СОЛНЦА

АтмосферуСолнца образуют внешние, доступные наблюдениям слои. Почти всё излучение Солнцаисходит из нижней части его атмосферы, называемой фотосферой. На основанииуравнений лучистого переноса энергии, лучистого и локальноготермодинамического равновесия и наблюдаемого потока излучения можнотеоретически построить модель распределения температуры и плотности с глубинойв фотосфере. Толщина фотосферы около трёхсот километров, её средняя плотность 3•104−5 кг/м. Температура в фотосфере падает по мере перехода кболее внешним слоям, среднее её значение порядка 6000 К, на границе фотосферыоколо 4200 К. Давление меняется от 2•1054 до 1052н/м. Существование конвекции в подфотосферной зоне Солнца проявляется внеравномерной яркости фотосферы, видимой её зернистости — так называемойгрануляционной структуре. Гранулы представляют собой яркие пятнышки более илименее круглой формы. Размер гранул 150 — 1000 км, время жизни 5 — 10 минут, отдельные гранулы удаётся наблюдать в течении 20 минут. Иногдагранулы образуют скопления размером до 30 тысяч километров. Гранулы ярче межгранульных промежутков на 20 — 30%, что соответствует разнице втемпературе в среднем на 300 К. В отличие от других образований, на поверхности Солнца грануляция одинакова на всех гелиографических широтах и независит от солнечной активности. Скорости хаотических движений (турбулентныескорости) в фотосфере составляют по различным определениям 1−3 км/сек. В фотосфере обнаружены квазипериодические колебательные движения в радиальномнаправлении. Они происходят на площадках размерами 2−3 тысячи километров спериодом около пяти минут и амплитудой скорости порядка 500 м/сек. Посленескольких периодов колебания в данном месте затухают, затем могут возникнутьснова. Наблюдения показали также существование ячеек, в которых движениепроисходит в горизонтальном направлении от центра ячейки к её границам. Скорости таких движений около 500 м/сек. Размеры ячеек — супергранулсоставляют 30 — 40 тысяч километров. По положению супергранулы совпадают с ячейками хромосферной сетки. На границах супергранул магнитное поле усилено. Предполагают, что супергранулы отражают на глубине нескольких тысяч километровпод поверхностью конвективных ячеек такого же размера. Первоначальнопредполагалось, что фотосфера даёт только непрерывное излучение, а линиипоглощения образуются в расположенном над ней обращающем слое. Позже былоустановлено, что в фотосфере образуются и спектральные линии, и непрерывныйспектр. Однако для упрощения математических выкладок при расчетеспектральных линий понятие обращающего слоя иногда применяется.

Частов фотосфере наблюдаются солнечные пятна и факелы.

Солнечные пятна

Солнечныйпятна — это тёмные образования, состоящие, как правило, из более тёмного дра (тени) и окружающей его полутени. Диаметры пятен достигают двухсот тысяч километров. Иногда пятно бывает окружено светлой каёмкой. Совсем аленькие пятна называютпорами. Время жизни пятен от нескольких часов до нескольких месяцев. Вспектре пятен ещё больше линий и полос поглощения, чем в спектре фотосферы, оннапоминает спектр звезды спектрального класса КО. Смещения линий в спектрепятен из-за эффекта Доплера указывает на движение вещества в пятнах -вытекание на более низких уровнях и втекание на более высоких, скоростидвижения достигают 3 тысячи м/сек. Из сравнений интенсивности линий инепрерывного спектра пятен и фотосферы следует, что пятна холоднее фотосферына 1−2 тысячи градусов (4500 К и ниже). Вследствие этого на фоне фотосферыпятна кажутся тёмными, яркость ядра составляет 0,2 — 0,5 яркости фотосферы, яркость полутени около 80% фотосферной. Все солнечные пятна обладают сильныммагнитным полем, достигающим для крупных пятен напряжённости 5 тысяч эстердов. Обычно пятна образуют группы, которые по своему магнитному полюмогут быть униполярными, биполярными и мультиполярными, то есть содержащимимного пятен различной полярности, часто объединённых общей полутенью. Группыпятен всегда окружены факелами и флоккулами, протуберанцами, вблизи нихиногда происходят солнечные вспышки, и в солнечной короне над ними наблюдаютсяобразования в виде лучей шлемов, опахал — всё это вместе образует активнуюобласть 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 отдельных циклов солнечнойактивности колеблется от 7,5 до 16 лет. Наибольшее число пятен, одновременно видимых на поверхности Солнца, меняется для различных цикловболее чем в два раза. В основном пятна встречаются в так называемыхкоролевских зонах, простирающихся от 5 до 30° гелиографической широты по обесторона солнечного экватора. В начале цикла солнечной активности широта места расположения пятен выше, а в конце цикла — ниже, а на более высоких широтахпоявляются пятна нового цикла. Чаще наблюдаются биполярные группы пятен, состоящие из двух крупных пятен — головного и последующего, имеющихпротивоположную магнитную полярность, и несколько более мелких. Головные пятнаимеют одну и ту же полярность в течение всего цикла солнечной активности, эти полярности противоположны в северной и южной полусферах Солнца. По-видимому, пятна представляют собой углубления в фотосфере, а плотностьвещества в них меньше плотности вещества в фотосфере на том же уровне.

Факелы

Вактивных областях Солнца наблюдаются факелы — яркие фотосферные образования, видимые в белом свете преимущественно вблизи края диска Солнца. Обычнофакелы появляются раньше пятен и существуют некоторое время после ихисчезновения. Площадь факельных площадок в несколько раз превышает площадьсоответствующей группы пятен. Количество факелов на диске Солнца зависит от фазы цикла солнечной активности. Максимальный контраст (18%) факелы имеютвблизи края диска Солнца, но не на самом краю. В центре диска Солнцафакелы практически не видны, контраст их очень мал. Факелы имеют сложнуюволокнистую структуру, контраст их зависит от длины волны, на которойпроводятся наблюдения. Температура факелов на несколько сот градусов превышаеттемпературу фотосферы, общее излучение с одного квадратного сантиметрапревышает фотосферное на 3 — 5%. По-видимому, факелы несколько возвышаются надфотосферой. Средняя продолжительность их существования - 15 суток, номожет достигать почти трёх месяцев.

ХРОМОСФЕРА

Вышефотосферы расположен слой атмосферы Солнца, называемый хромосферой. Безспециальных телескопов хромосфера видна только во время полных солнечных затмений как розовое кольцо, окружающее тёмный диск в те минуты, когда Лунаполностью закрывает фотосферу. Тогда можно наблюдать и спектр хромосферы. Накраю диска Солнца хромосфера представляется наблюдателю как неровная полоска, из которой выступают отдельные зубчики — хромосферные спикулы. Диаметр спикул200−2000 километров, высота порядка 10 000 километров, скорость подъёма плазмы в спикулах до 30 км/сек. Одновременно на Солнцесуществует до 250 тысяч спикул. При наблюдении в монохроматическом свете надиске Солнца видна яркая хромосферная сетка, состоящая из отдельных узелков -мелких диаметром до 1000 км и крупных диаметром от 2000 до 8000 км. Крупные узелки представляют собой скопления мелких. Размеры ячеек сетки 30 — 40 тысячкилометров. Полагают, что спикулы образуются на границах ячеек хромосфернойсетки. Плотность в хромосфере падает с увеличением расстояния от центраСолнца. Число атомов в одном куб. сантиметре изменяется от 10515 0вблизи фотосферы до 1059 в верхней части хромосферы. Исследование спектров хромосферы привело к выводу, что в слое, где происходитпереход от фотосферы к хромосфере, температура переходит через минимум и помере увеличения высоты над основанием хромосферы становится равной 8 -10 тысячКельвинов, а на высоте в несколько тысяч километров достигает 15 — 20 тысячКельвинов.

Установлено, что в хромосфере имеет место хаотическое движение газовыхмасс со скоростями до 15•1053 м/сек. В хромосфере факелы вактивных областях видны как светлые образования, называемые обычно флоккулами. В красной линии спектра водорода хорошо видны тёмные образования, называемые волокнами. На краю диска Солнца волокна выступают за диск инаблюдаются на фоне неба как яркие протуберанцы. Наиболее часто волокна ипротуберанцы встречаются в четырёх расположенных симметрично относительносолнечного экватора зонах: полярных зонах севернее +40° и южнее -40°гелиографической широты и низкоширотных зонах около √(30°) в начале цикла солнечной активности и √(17°) в конце цикла. Волокна и протуберанцынизкоширотных зон показывают хорошо выраженный 11-летний цикл, их максимумсовпадает с максимумом пятен. У высокоширотных протуберанцев зависимость от фазцикла солнечной активности выражена меньше, максимум наступает через два года после максимума пятен. Волокна, являющиеся спокойными протуберанцами, могут достигать длины солнечного радиуса и существовать в течении несколькихоборотов Солнца. Средняя высота протуберанцев над поверхностью Солнцасоставляет 30 — 50 тысяч километров, средняя длина - 200 тысяч километров, ширина — 5 тысяч километров. Согласно исследованиям А. Б. Северного, всепротуберанцы по характеру движения можно разбить на 3 группы: электромагнитные, в которых движения происходят по упорядоченным искривлённымтраекториям — силовым линиям магнитного поля; хаотические, в которых преобладают неупорядоченные турбулентные движения (скорости порядка 10км/сек); эруптивные, в которых вещество первоначального спокойногопротуберанца с хаотическими движениями внезапно выбрасывается с возрастающейскоростью (достигающей 700 км/сек) прочь от Солнца. Температура в протуберанцах (волокнах) 5 — 10 тысяч Кельвинов, плотность близка к среднейплотности хромосферы. Волокна, представляющие собой активные, быстро меняющиесяпротуберанцы, обычно сильно изменяются за несколько часов или даже минут. Форма и характер движений в протуберанцах тесно связаны с магнитным полем вхромосфере и солнечной короне.

солнечная корона

Солнечная корона — самая внешняя и наиболее разрежённая часть солнечнойатмосферы, простирающаяся на несколько (более 10) солнечных радиусов. До 1931 года корону можно было наблюдать только во время полных солнечных затмений в виде серебристо-жемчужного сияния вокруг закрытого Луной диска Солнца. Вкороне хорошо выделяются детали её структуры: шлемы, опахала, корональные лучии полярные щёточки. После изобретения коронографа солнечную корону сталинаблюдать и вне затмений. Общая форма короны меняется с фазой цикла солнечнойактивности: в годы минимума корона сильно вытянута вдоль экватора, в годымаксимума она почти сферична. В белом свете поверхностная яркость солнечнойкороны в миллион раз меньше яркости центра диска Солнца. Ее свечение образуетсяв основном в результате рассеяния фотосферного излучения свободными электронами. Практически все атомы в короне ионизированы. Концентрация ионови свободных электронов у основания короны составляет 1059 частиц в 1 см. Нагрев короны осуществляется аналогично нагреву хромосферы. Наибольшее выделение энергии происходит в нижней части короны, но благодаря высокой теплопроводности коронапочти изотермична — температура понижается наружу очень медленно. Отток энергиив короне происходит несколькими путями.

В нижнейчасти короны основную роль играет перенос энергии вниз благодаря теплопроводности. К потере энергии приводит уход из короны наиболее быстрых частиц. Во внешнихчастях короны большую часть энергии уносит солнечный ветер - потоккоронального газа, скорость которого растёт с удалением от Солнца отнескольких км/сек у его поверхности до 450 км/сек на расстоянии Земли. Температура в короне превышает 1056 К. В активных слоях коронытемпература выше — до 1057 К. Над активными областями могутобразовываться так называемые корональные конденсации, в которыхконцентрация частиц возрастает в десятки раз. Часть излучения внутри короны -это линии излучения многократно ионизированных атомов железа, кальция, магния, углерода, кислорода, серы и других химических элементов. Они наблюдаются и в видимой части спектра и в ультрафиолетовой области. В солнечной коронегенерируется радиоизлучение Солнца в метровом диапазоне и рентгеновское излучение, усиливающееся во много раз в активных областях. Как показалирассчёты, солнечная корона не находится в равновесии с межпланетной средой. Из короны в межпланетное пространство распространяются потоки частиц, образующие солнечный ветер. Между хромосферой и короной имеется сравнительнотонкий переходной слой, в котором происходит резкий рост температуры дозначений, характерных для короны. Условия в нём определяются потоком энергиииз короны в результате теплопроводности. Переходный слой является источникомбольшей части ультрафиалетового излучения Солнца. Хромосфера, переходной слойи корона дают всё наблюдаемое радиоизлучение Солнца. В активных областях структура хромосферы, короны и переходного слоя меняется. Это изменение, однако, ещё недостаточно изучено.

Вактивных областях хромосферы наблюдаются внезапные и сравнительнократковременные увеличения яркости, видимые сразу во многих спектральныхлиниях. Эти яркие образования существуют от нескольких минут до несколькихчасов. Они называются солнечными вспышками (прежнее название — хромосферныевспышки). Вспышки лучше всего видны в свете водородной линии, но наиболееяркие видны иногда и в белом свете. В спектре солнечной вспышкинасчитывается несколько сотен эмиссионных линий различных элементов, нейтральных и ионизированных. Температура тех слоёв солнечной атмосферы, которые дают свечение в хромосферных линиях (1−2)х1054 К, в болеевысоких слоях — до 1057 К. Плотность частиц во вспышке достигает10513 -10514 в одном кубическом сантиметре. Площадь солнечных вспышек может достигать 10515 м. Обычно солнечные вспышки происходят вблизи быстро развивающихся группсолнечных пятен с магнитным полем сложной конфигурации. Они сопровождаютсяактивизацией волокон и флоккулов, а также выбросами вещества. При вспышкевыделяется большое количество энергии (до 10521 — 10525джоулей). Предполагается, что энергия солнечной вспышки первоначальнозапасается в магнитном поле, а затем быстро высвобождается, что приводит клокальному нагреву и ускорению протонов и электронов, вызывающих дальнейшийразогрев газа, его свечение в различных участках спектра электромагнитногоизлучения, образование ударной волны. Солнечные вспышки дают значительноеувеличение ультрафиалетового излучения Солнца, сопровождаются всплескамирентгеновского излучения (иногда весьма мощными), всплесками радиоизлучения, выбросом карпускул высоких энергий вплоть до 10510 эв. Иногданаблюдаются всплески рентгеновского излучения и без усиления свечения вхромосфере. Некоторые вспышки (они называются протонными) сопровождаютсяособенно сильными потоками энергичных частиц — космическими лучами солнечного происхождения. Протонные вспышки создают опасность для находящихся в полёте космонавтов, так как энергичные частицы, сталкиваясь с атомамиоболочки корабля порождают рентгеновское и гамма-излучение, причём иногда вопасных дозах.

Уровеньсолнечной активности (число активных областей и солнечных пятен, количество имощность солнечных вспышек и т. д.) изменяется с периодом около 11 лет. Существуют также слабые колебания величины максимумов 11-летнего цикла спериодом около 90 лет. На Земле 11-летний цикл прослеживается на целом рядеявлений органической и неорганической природы (возмущения магнитного поля, полярные сияния, возмущения ионосферы, изменение скорости роста деревьев спериодом около 11 лет, установленным по чередованиям толщины годовых колец, ит.д.). На земные процессы оказывают также воздействие отдельные активныеобласти на Солнце и происходящие в них кратковременные, но иногда очень мощныевспышки. Время существования отдельной магнитной области на Солнце можетдостигать одного года. Вызываемые этой областью возмущения в магнитосфере и верхней атмосфере Земли повторяются через 27 суток (с наблюдаемым с Землипериодом вращения Солнца). Наиболее мощные проявления солнечной активности -солнечные (хромосферные) вспышки происходят нерегулярно (чаще вблизи периодовмаксимальной активности), длительность их составляет 5−40 минут, редконесколько часов. Энергия хромосферной вспышки может достигать 10525джоулей, из выделяющейся при вспышке энергии лишь 1−10% приходится наэлектромагнитное излучение в оптическом диапазоне. По сравнению с полнымизлучением Солнца в оптическом диапазоне энергия вспышки не велика, нокоротковолновое излучение вспышки и генерируемые при вспышек электроны, аиногда солнечные космические лучи могут дать заметный вклад в рентгеновское икарпускулярное излучение Солнца. В периоды повышения солнечной активности егорентгеновское излучение увеличивается в диапазоне 30 -10 нм в два раза, вдиапазоне 10 -1 нм в 3−5 раз, в диапазоне 1−0,2 нм более чем в сто раз. Помере уменьшения длины волны излучения вклад активных областей в полноеизлучение Солнца увеличивается, и в последнем из указанных диапазоновпрактически всё излучение обусловлено активными областями. Жёсткое рентгеновское излучение с длиной волны меньше 0,2 нм появляется в спектреСолнца всего лишь на короткое время после вспышек.

В ультрафиолетовом диапазоне (длина волны 180−350 нм) излучениеСолнца за 11-летний цикл меняется всего на 1−10%, а в диапазоне 290−2400 нмостаётся практически постоянным и составляет 3,6•10526 ватт.

Постоянствоэнергии, получаемой Землёй от Солнца, обеспечивает стационарность тепловогобаланса Земли. Солнечная активность существенно не сказывается не энергетикеЗемли как планеты, но отдельные компоненты излучения хромосферных вспышек могут оказывать значительное влияние на многие физические, биофизические ибиохимические процессы на Земле.

Активныеобласти являются мощным источником корпускулярного излучения. Частицы сэнергиями около 1 кэв (в основном протоны), распространяющиеся вдоль силовыхлиний межпланетного магнитного поля из активных областей усиливают солнечныйветер. Эти усиления (порывы) солнечного ветра повторяются через 27 дней иназываются рекуррентными. Аналогичные потоки, но ещё большей энергии иплотности, возникают при вспышках. Они вызывают так называемые спорадическиевозмущения солнечного ветра и достигают Земли за интервалы времени от 8 часовдо двух суток. Протоны высокой энергии (от 100 Мэв до 1 Гэв) от очень сильных"протонных" вспышек и электроны с энергией 10−500 кэв, входящие всостав солнечных космических лучей, приходят к Земле через десятки минутпосле вспышек; несколько позже приходят те из них, которые попали в"ловушки" межпланетного магнитного поля и двигались вместе ссолнечным ветром. Коротковолновое излучение и солнечные космические лучи (ввысоких широтах) ионизируют земную атмосферу, что приводит к колебаниям еёпрозрачности в ультрафиолетовом и инфракрасном диапазонах, а также к изменениямусловий распространения коротких радиоволн (в ряде случаев наблюдаютсянарушения коротковолновой радиосвязи).

Усилениесолнечного ветра, вызванное вспышкой, приводит к сжатию магнитосферы Земли ссолнечной стороны, усилению токов на её внешней границе, частичномупроникновению частиц солнечного ветра в глубь магнитосферы, пополнениючастицами высоких энергий радиационных поясов Земли и т. д. Эти процессысопровождаются колебаниями напряжённости геомагнитного поля (магнитной бурей), полярными сияниями и другими геофизическими явлениями, отражающими общее возмущение магнитного поля Земли. Воздействие активных процессов на Солнце (солнечных бурь) на геофизические явления осуществляется как коротковолновой радиацией, так и через посредство магнитного поля Земли. По-видимому, этифакторы являются главными и для физико-химических и биологических процессов. Проследить всю цепь связей, приводящих к 11-летней периодичности многих процессов на Земле пока не удаётся, но накопленный обширный фактическийматериал не оставляет сомнений в существовании таких связей. Так, былаустановлена корреляция между 11-летним циклом солнечной активности иземлетрясениями, урожаями сельхозкультур, числом сердечно-сосудистыхзаболеваний и т. д. Эти данные указывают на постоянное действие солнечно-земныхсвязей.

Наблюдения Солнца ведутся с помощью рефракторов небольшого или среднего размера и больших зеркальных телескопов, у которых большая часть оптикинеподвижна, а солнечные лучи направляются внутрь горизонтальной или башеннойустановки телескопа при помощи одного или двух движущихся зеркал. Созданспециальный тип солнечного телескопа — внезатменный коронограф. Внутрикоронографа осуществляется затемнение Солнца специальным непрозрачным экраном. В коронографе во много раз уменьшается количество рассеянного света, поэтомуможно наблюдать вне затмения самые внешние слои атмосферы Солнца. Солнечныетелескопы часто снабжаются узкополосными светофильтрами, позволяющими вестинаблюдения в свете одной спектральной линии. Созданы также нейтральныесветофильтры с переменной прозрачностью по радиусу, позволяющие наблюдать солнечную корону на расстоянии нескольких радиусов Солнца. Обычно крупныесолнечные телескопы снабжаются мощными спектрографами с фотографической илифотоэлектрической фиксацией спектров. Спектрограф может иметь такжемагнитограф - прибор для исследования зеемановского расщепления иполяризации спектральных линий и определения величины и направления магнитного поля на Солнце. Необходимость устранить замывающее действиеземной атмосферы, а также исследования излучения Солнца в ультрафиолетовой, инфракрасной и некоторых других областях спектра, которые поглощаются ватмосфере Земли, привели к созданию орбитальных обсерваторий за пределамиатмосферы, позволяющих получать спектры Солнца и отдельных образований на егоповерхности вне земной атмосферы.

ПУТЬ СОЛНЦАСРЕДИ ЗВЕЗД

Суточный путь Солнца

Каждый день, поднимаясь из-за горизонта в восточной стороне неба, Солнцепроходит по небу и вновь скрывается на западе. Для жителей Северного полушарияэто движение происходит слева направо, для южан ­- справа налево. В полденьСолнце достигает наибольшей высоты, или, как говорят астрономы, кульминирует.Полдень — это верхняя кульминация, а бывает еще и нижняя — в полночь. В нашихсредних широтах нижняя кульминация Солнца не видна, так как она происходит подгоризонтом. А вот за Полярным кругом, где Солнце летом иногда не заходит, можнонаблюдать и верхнюю, и нижнюю кульминации.

На географическом полюсе суточный путь Солнца практически параллеленгоризонту. Появившись в день весеннего равноденствия, Солнце четверть годаподнимается все выше и выше, описывая круги над горизонтом. В день летнегосолнцестояния оно достигает максимальной высоты (23,5˚). Следующиечетверть года, до осеннего равноденствия, Солнце спускается. Это полярный день. Затем на полгода наступает полярная ночь.

В средних широтах на протяжении года видимый суточный путь Солнца тосокращается, то увеличивается. Наименьшим он оказывается в день зимнегосолнцестояния, наибольшим — в день летнего солнцестояния. В дни равноденствийСолнце находится на небесном экваторе. В это же время оно восходит в точкевостока и заходит в точке запада.

Впериод от весеннего равноденствия до летнего солнцестояния место восхода Солнцанемного смещается от точки восхода влево, к северу. А место захода удаляется отточки запада вправо, хотя тоже к северу. В день летнего солнцестояния Солнцепоявляется на северо-востоке, а в полдень оно кульминирует на максимальной загод высоте. Заходит Солнце на северо-западе.

Затем места восхода и захода смещаются обратно к югу. В день зимнегосолнцестояния Солнце восходит на юго-востоке, пересекает небесный меридиан наминимальной высоте и заходит на юго-западе.