- 1 - Солнце, центральное тело солнечной системы, представляет собой раскалённый плазменный шар; Солнце - ближайшая к Земле звезда. Масса Солнца 1,990х10 530  0кг (в 332958 раз больше массы Земли). В Солнце сосре- доточено 99,866% массы Солнечной системы. Солнечный параллакс равен 8,794" (4,263х10 5-5  0радиан). Расстояние от Земли до Солнца меняется от 1,4710х10 511  0м (в январе) до 1,5210х10 511  0(в июле), составляя в среднем 1,4960х10 511  0м. Это расстояние принято считать одной астрономической еди- ницей. Средний угловой диаметр Солнца составляет 1919,26" (9,305х10 5-3 рад), чему соответствует линейный диаметр Солнца, равный 1,392х10 59 0м (в 109 раз больше диаметра экватора Земли). Средняя плотность Солнца 1,41х10 53 0кг/м 53 0. Ускорение свободного падения на поверхности Солнца составляет 273,98 м/сек 52 0. Вторая космическая скорость на поверхности Солнца равна 6,18х10 55  0м/сек. Эффективная температура поверхности Солнца, определяемая согласно закону излучения Стефана-Больцмана, по полному из- лучению Солнца равна 5770 К. История телескопических наблюдений 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- дов спектрального 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 короны и хромосферы Солнца, а также солнечный протуберанцев. В 1913 году американский астроном Дж.Хейл наблюдал зеемановское расщепле- ние фраунгоферовых линий 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 годов XX 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 рентгеновского излучения Солнца ведётся методами внеатмосферной астрономии с помощью ракет, автоматических орбитальных обсерваторий на спутниках Земли, космических лабораторий с людьми на борту. Вращение Солнца вокруг оси происходит в том же направлении, что и вращение Земли, в плоскости, наклонённой на 7°15' к плоскости орбиты

- 2 - Земли (эклиптике). Скорость вращения определяется по видимому движению различных деталей в атмосфере 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 с помощью гелиографических координат, отсчитываемых от солнечного экватора (гели- ографическая широта) и от центрального меридиана видимого диска Солнца или от некоторого меридиана, выбранного в качестве начального (так назы- ваемого меридиана Каррингтона). При этом считают, что Солнце вращается как твёрдое тело. Один оборот относительно Земли точки с гелиографи- ческой широтой 17° совершают за 27,275 суток (синодический период). Вре- мя оборота на 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: 7w 0=14,33°-3°sin 52 7f 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 M 4v  0равна +4,83. Показатель цвета Солнца составляет для случая синей (В) и визуальной (М) областей спектра M 4B 0-M 4V 0=0,65. Спектральный класс Солнца G2V. Скорость движения относитель- но совокупности ближайших звёзд 19,7х10 53  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 5х10 59 0 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 составе дают возможность построить модель внутреннего строе- ния Солнца. Полагают, что содержание водорода в Солнце по массе около 70%, гелия около 27%, содержание всех остальных элементов около 2,5%. На основании этих предположений вычислено, что температура в центре Солнца составляет 10-15х10 56 0К, плотность около 1,5х10 55  0кг/м 53 0, давление 3,4х10 516 н/м 52  0(около 3х10 511  0атмосфер).Считается, что источником энергии, пополня- ющим потери на излучение и поддерживающим высокую температуру Солнца, являются ядерные реакции, происходящие в недрах Солнца. Среднее коли- чество энергии, вырабатываемое внутри Солнца, составляет 1,92 эрг/г/сек.

- 3 - Выделение энергии определяется ядерными реакциями, при которых водород превращается в гелий. На Солнце возможны две группы термоядерных реак- ций: так называемый протон - протонный (водородный) цикл и углеродный цикл (цикл Бете). Наиболее вероятно, что на Солнце преобладает протон- протонный цикл, состоящий из трёх реакций, в первой из которых из ядер водорода образуются ядра дейтерия (тяжёлый изотоп водорода, атомная масса 2); во второй из ядер водорода образуются ядра изотопа гелия с атомной массой 3 и, наконец, в третьей из них образуются ядра устойчиво- го изотопа гелия с атомной массой 4. Перенос энергии из внутренних слоёв Солнца в основном происходит путём поглощения электромагнитного излучения, приходящего снизу, и последующего переизлучения. В результате понижения температуры при уда- лении от Солнца постепенно увеличивается длина волны излучения, 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 10 58  0м. Скорость конвективных движе- ний растёт с удалением от центра Солнца и во внешней части конвективной зоны достигает (2-2,5)х10 53  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 солнечной короны 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 всех видов излучения, теплопровод- ностью или движением вещества равно сумме всех энергетических потерь слоя. Полное излучение Солнца определяется по освещённости, создаваемой им на поверхности Земли, - около 100 тыс. лк, когда Солнце находится в зените. Вне атмосферы на среднем расстоянии Земли от Солнца освещённость равна 127 тыс. лк. Сила света Солнца составляет 2,84х10 527  0свечей. Коли- чество энергии, приходящее в одну минуту на площадку в 1 см 52 0, поставлен- ную перпендикулярно солнечным лучам за пределами атмосферы на среднем расстоянии Земли от Солнца, называют солнечной постоянной. Мощность общ-

- 4 - его излучения Солнца - 3,83х10 526  0ватт, из которых на Землю попадает око- ло 2х10 517  0ватт, средняя яркость поверхности Солнца (при наблюдении вне атмосферы Земли) составляет 1,98х10 59  0нт, яркость центра диска Солнца - 2,48х10 59  0нт. Яркость диска Солнца уменьшается от центра к краю, причём это уменьшение зависит от длины волны, так что яркость на краю диска Солнца для света с длиной волна 3600А составляет 0,2 яркости его центра, а для 5000А - около 0,3 яркости центра диска Солнца. На самом краю диска Солнца яркость падает в 100 раз на протяжении менее одной секунды дуги, поэтому граница диска Солнца выглядит очень резкой. Спектральный состав света, излучаемого Солнцем, то есть распределе- ние энергии в центре Солнца (после учёта влияния поглощения в земной ат- мосфере и влияния фраунгоферовых линий), в общих чертах соответствует распределению энергии в излучении абсолютно чёрного тела с температурой около 6000 К. Однако в отдельных участках спектра имеются заметные отк- лонения. Максимум энергии в спектре Солнца соответствует длине волны 4600 А. Спектр Солнца - это непрерывный спектр, ни который наложено бо- лее 20 тысяч линий поглощения (фраунгоферовых линий). Более 60% из них отождествлено со спектральными линиями известных химических элементов путём сравнения длин волн и относительной интенсивности линии поглощения в солнечном спектре с лабораторными спектрами. Изучение фраунгоферовых линий даёт сведения не только о химическом составе атмосферы Солнца, но и о физических условиях в тех слоях, в которых образуются те или иные поглощения. Преобладающим элементом на Солнце является водород. Коли- чество атомов гелия в 4-5 раз меньше, чем водорода. Число атомов всех других элементов вместе взятых, по крайней мере, в 1000 раз меньше числа атомов водорода. Среди них наиболее обильны кислород, углерод, азот, магний, железо и другие. В спектре Солнца можно отождествить также ли- нии, принадлежащие некоторым молекулам и свободным радикалам: OH, NH, CH, CO и другим. Магнитные поля на Солнце измеряются главным образом по зеемановско- му расщеплению линий поглощения в спектре Солнца. 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. Это поле тесно связано с межпланетным магнитным полем и его сек- торной структурой. Магнитные поля, связанные с солнечной активностью, могут достигать в солнечных 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 плотность 3х10 5-4  0кг/м 53 0. Температура в фотосфере падает по мере перехода к более внешним слоям, среднее её значение по- рядка 6000 К, на границе фотосферы около 4200 К. Давление меняется от 2х10 54  0до 10 52  0н/м 52 0. 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 тысяч кило- метров. Гранулы ярче межгранульных промежутков на 20-30%, что соот- ветствует разнице в температуре в среднем на 300 К. В отличие от других образований, на поверхности Солнца грануляция одинакова на всех гелио- 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. В фотосфере обнаружены квазипериоди- ческие колебательные движения 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 около 500 м/сек. Размеры ячеек - супергранул составляют 30-40 тысяч километров. По положению супергранулы совпадают с ячейками хро- мосферной сетки. На границах супергранул магнитное поле усилено. Предпо- лагают, что супергранулы отражают на глубине нескольких тысяч километров под поверхностью конвективных ячеек 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. Однако для упрощения математических выкладок 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 от нескольких 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 на движение вещества в пятнах - вытекание на более низких уровнях и втекание на более высоких, скорости движения достигают 3 тысячи м/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. Все солнечные пятна обладают сильным магнитным полем, достигающим для крупных пятен напряжённости 5 тысяч 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, вблизи них 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 16 лет. Наи- большее число пятен, одновременно видимых на поверхности Солнца, меня- ется для различных циклов более чем в два раза. В основном пятна встре- чаются в так называемых королевских зонах, простирающихся от 5 до 30° гелиографической широты по обе сторона солнечного экватора. В начале цикла солнечной активности широта места расположения пятен выше, а в конце цикла - ниже, а на более высоких широтах появляются пятна нового 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, эти полярности противоположны в северной и южной полусферах Солнца. По-видимому, пятна представляют собой углубления в фотосфере, а плотность вещества в них меньше плотности вещества в фотосфере на том же уровне.

- 7 - В активных областях Солнца наблюдаются факелы - яркие фотосферные образования, видимые в белом свете преимущественно вблизи края диска Солнца. Обычно факелы появляются раньше пятен и существуют некоторое время после их исчезновения. Площадь факельных полщадок в несколько раз превышает площадь соответствующей группы пятен. Количество факелов на диске Солнца зависит от фазы цикла солнечной активности. Максимальный контраст (18%) факелы имеют вблизи края диска Солнца, но не на самом краю. В центре диска Солнца 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. Средняя про- должительность их существования - 15 суток, но может достигать почти трёх месяцев. Выше фотосферы расположен слой атмосферы Солнца, называемый хро- мосферой. Без специальных телескопов хромосфера видна только во время полных солнечных затмений 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 подъёма плазмы в спикулах до 30 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 в хромосфере падает с увеличением расстояния от центра Солнца. Число атомов в одном куб. сантиметре изменяется от 10 515  0вблизи фотосферы до 10 59  0в верхней части хромосферы. Исследование спектров хромосферы при- вело к выводу, что в слое, где происходит переход от фотосферы к хро- мосфере, температура переходит через минимум и по мере увеличения высоты над основанием хромосферы становится равной 8-10 тысяч Кельвинов, а на высоте в несколько тысяч километров достигает 15-20 тысяч Кельвинов. Установлено, что в хромосфере имеет место хаотическое движение газовых масс со скоростями до 15х10 53  0м/сек. В хромосфере факелы в активных об- ластях видны как светлые образования, называемые обычно флоккулами. 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 симметрично относительно солнечного экватора зонах: полярных зонах севернее +40° и южнее -40° ге- лиографической широты и низкоширотных зонах около ы30° в начале цикла солнечной активности и ы17° в конце цикла. Волокна и протуберанцы низко- широтных зон показывают хорошо выраженный 11-летний цикл, их максимум совпадает с максимумом пятен. У высокоширотных протуберанцев зависимость от фаз цикла 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 нескольких 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 можно разбить на 3 группы: электромагнитные, в которых движения происходят по упорядо- ченным искривлённым траекториям - силовым линиям магнитного поля; хаоти- ческие, в которых преобладают неупорядоченные турбулентные движения (скорости порядка 10 км/сек); эруптивные, в которых вещество первона- чального спокойного протуберанца с хаотическими движениями внезапно выб- расывается с возрастающей скоростью (достигающей 700 км/сек) прочь от Солнца. Температура в протуберанцах (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 часть сол- нечной атмосферы, простирающаяся на несколько (более 10) солнечных ради- усов. До 1931 года корону можно было наблюдать только во время полных солнечных затмений в 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. Общая форма короны меняется с фазой цикла солнечной активности: в годы минимума ко- рона сильно вытянута вдоль экватора, в годы максимума она почти сферич- на. В белом свете поверхностная яркость солнечной короны в миллион раз меньше яркости центра диска Солнца. Свечение её образуется в основном в результате рассеяния фотосферного излучения свободными электронами. Практически все атомы в короне ионизированы. Концентрация ионов и сво- бодных электронов у основания короны составляет 10 59  0частиц в 1 см 53 0. Наг-

- 9 - рев короны осуществляется аналогично нагреву хромосферы. Наибольшее вы- деление энергии происходит 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. К потере энергии приводит уход из короны наиболее быстрых частиц. Во внешних частях короны большую часть энергии уносит солнечный ветер - поток коронального газа, скорость которого растёт с удалением от Солнца от нескольких км/сек у его поверхности до 450 км/сек на расстоянии Земли. Температура в короне превышает 10 56  0К. В активных слоях короны температура выше - до 10 57  0К. Над активными областями могут образовываться так называемые корональные 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 химических элементов. Они наблюдаются и в видимой части спектра и в ультрафиалетовой области. В солнечной короне генерируется радиоизлучение Солнца в метровом диапазоне и рентгеновское излучение, усиливающееся во много раз в активных об- ластях. Как показали рассчёты, солнечная корона не находится в равно- весии с межпланетной средой. Из короны в межпланетное пространство расп- ространяются потоки частиц, образующие солнечный ветер. Между хромосфе- рой и короной имеется сравнительно тонкий переходной слой, в котором происходит резкий рост температуры до значений, характерных для короны. Условия в нём 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. В активных областях структура 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 в белом свете. В спектре солнечной вспышки насчитывается несколько сотен эмиссионных линий различных эле- ментов, нейтральных и ионизированных. Температура тех слоёв солнечной атмосферы, которые дают свечение в хромосферных линиях (1-2)х10 54  0К, в более высоких слоях - до 10 57  0К. Плотность частиц во вспышке достигает 10 513 0-10 514  0в одном кубическом сантиметре. Площадь солнечных вспышек может

- 10 - достигать 10 515  0м 52 0. Обычно солнечные вспышки происходят вблизи быстро развивающихся групп солнечных пятен с магнитным полем сложной конфигура- ции. Они сопровождаются активизацией волокон и флоккулов, а также выб- росами вещества. При вспышке выделяется большое количество энергии (до 10 521 0-10 525  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 10 510  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 солнечного происхождения. Протонные вспышки создают опасность для находящихся в полёте космонавтов, так как энергичные частицы, сталкиваясь с атомами оболочки корабля порождают рентгеновское и гамма-излучение, причём иногда в опасных дозах. Уровень солнечной активности (число активных областей и солнечных пятен, количество и мощность солнечных вспышек и т.д.) изменяется с пе- риодом около 11 лет. Существуют также слабые колебания величины максиму- мов 11-летнего цикла с периодом около 90 лет. На Земле 11-летний цикл прослеживается на целом 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 верхней ат- 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 их составляет 5-40 минут, редко несколько часов. Энергия хромосферной вспышки может достигать 10 525 джоулей, из выделяющейся при вспышке энергии лишь 1-10% приходится на электромагнитное излучение в оптическом диапазоне. По сравнению с полным излучением Солнца в оптическом диапазоне энергия вспышки не велика, но коротковолновое излучение вспышки и генерируемые при вспышек электроны,

- 11 - а иногда солнечные космические лучи могут дать заметный вклад в рентге- новское и карпускулярное излучение Солнца. В периоды повышения солнечной активности его рентгеновское излучение увеличивается в диапазоне 30-10 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 вклад активных областей в полное излучение Солнца увеличивается, и в последнем из ука- занных диапазонов практически всё излучение обусловлено активными об- ластями. Жёсткое рентгеновское излучение с длиной волны меньше 0,2 нм появляется в спектре Солнца всего лишь на короткое время после вспышек. В ультрафиалетовом диапазоне (длина волны 180-350 нм) излучение Солнца за 11-летний цикл меняется всего на 1-10%, а в диапазоне 290-2400 нм остаётся практически постоянным и составляет 3,6х10 526 0 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 хромосферных вспышек могут оказывать значительное 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, приходят к Земле 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 коротких радиоволн (в ряде случаев наблюдаются нарушения корот- коволновой радиосвязи). Усиление солнечного ветра, вызванное вспышкой, приводит к сжатию магнитосферы Земли с солнечной стороны, усилению токов на её внешней 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 общее возмущение магнитного поля Земли. Воз- действие активных процессов на Солнце (солнечных бурь) на геофизические явления осуществляется как коротковолновой радиацией, так и через посредство магнитного поля Земли. По-видимому эти факторы являются глав- ными 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 фактический материал не оставляет сомнений в существовании таких связей. Так, была установлена корреляция между 11-летним циклом солнечной активности и землетрясения- ми, урожаями сельхозкультур, числом сердечно-сосудистых заболеваний и т.д. Эти данные указывают на постоянное действие солнечно-земных связей. Наблюдения Солнца ведутся с помощью рефракторов небольшого или среднего размера и больших зеркальных телескопов, у которых большая часть оптики неподвижна, а солнечные лучи направляются внутрь горизон- 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 много раз уменьшается 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 прозрачностью по радиусу, позволяющие наблюдать солнечную корону на расстоянии нескольких радиусов Солнца. Обычно крупные солнечные телеско- пы снабжаются мощными спектрографами с фотографической или фотоэлектри- ческой фиксацией спектров. Спектрограф может иметь также магнитограф - прибор для исследования зеемановского расщепления и поляризации спект- ральных линий и определения величины и направления магнитного поля на 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- воляющих получать спектры Солнца и отдельных образований на его поверх- ности вне земной атмосферы.
NURBIZ.KZ - каталог компаний и предприятий Казахстана и Алматы

Фараби Вэддинг Холл / Farabi Wedding Hall

Скидка 10%

При заказе банкета молодоженам предоставляется скидка 10% в зале бракосочетания!

Что делать, если ваш ребенок не любит читать

Индивидуализация обучения – в чем секрет успеха