- 1 -
Солнце, центральное тело
солнечной системы,
представляет собой
раскалённый плазменный
шар; Солнце - ближайшая к Земле
звезда. Масса
Солнца
1,990х10я530 я0кг (в 332958 раз больше массы Земли). В Солнце сосре-
доточено 99,866%
массы Солнечной системы.
Солнечный параллакс равен
8,794"
(4,263х10я5-5 я0радиан). Расстояние от
Земли до Солнца меняется от
1,4710х10я511 я0м
(в январе) до 1,5210х10я511 я0(в июле),
составляя в среднем
1,4960х10я511
я0м. Это расстояние принято считать одной астрономической еди-
ницей. Средний
угловой диаметр Солнца
составляет 1919,26" (9,305х10я5-3
рад), чему соответствует линейный диаметр
Солнца, равный 1,392х10я59я0м (в
109 раз
больше диаметра экватора
Земли). Средняя плотность Солнца
1,41х10я53я0кг/мя53я0. Ускорение
свободного падения на
поверхности Солнца
составляет
273,98 м/секя52я0. Вторая
космическая скорость на
поверхности
Солнца
равна 6,18х10я55 я0м/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 7ш15' 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 17ш 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
я7f я0для сидерического вра-
щения
изменяется с гелиографической широтой я7w я0по закону:я7wя0=14,33ш-3шsinя52я7f
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 Mя4v я0равна +4,83. Показатель цвета
Солнца
составляет для случая синей (В) и визуальной (М) областей спектра
Mя4Bя0-Mя4Vя0=0,65.
Спектральный класс Солнца G2V. Скорость движения относитель-
но
совокупности ближайших звёзд 19,7х10я53 я0м/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 5х10я59я0 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
10-15х10я56я0К, плотность около
1,5х10я55 я0кг/мя53я0, давление 3,4х10я516
н/мя52
я0(около 3х10я511 я0атмосфер).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 10я58 я0м. Скорость конвективных движе-
ний
растёт с удалением от центра Солнца и во внешней части конвективной
зоны
достигает (2-2,5)х10я53 я0м/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 2,84х10я527 я0свечей. Коли-
чество
энергии, приходящее в одну минуту на площадку в 1 смя52я0, поставлен-
ную
перпендикулярно солнечным лучам за пределами
атмосферы на среднем
расстоянии
Земли от Солнца, называют солнечной постоянной. Мощность общ-
- 4 -
его
излучения Солнца - 3,83х10я526 я0ватт, из которых на Землю попадает око-
ло
2х10я517 я0ватт, средняя яркость поверхности Солнца (при
наблюдении вне
атмосферы
Земли) составляет 1,98х10я59 я0нт,
яркость центра диска Солнца -
2,48х10я59
я0нт. 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 3х10я5-4
я0кг/мя53я0. 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
2х10я54
я0до 10я52 я0н/мя52я0. 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 30ш
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 10я515 я0вблизи фотосферы
до
10я59 я0в 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 15х10я53 я0м/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 +40ш и южнее -40ш ге-
лиографической
широты и низкоширотных зонах около ы30ш
в начале цикла
солнечной
активности и ы17ш 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 10я59 я0частиц в 1 смя53я0. 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 10я56
я0К. В активных
слоях
короны температура выше - до 10я57 я0К.
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)х10я54 я0К, в
более
высоких слоях - до 10я57 я0К. Плотность
частиц во вспышке достигает
10я513я0-10я514
я0в одном кубическом сантиметре. Площадь солнечных вспышек может
- 10 -
достигать
10я515 я0мя52я0. 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
10я521я0-10я525
я0джоулей). 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
10я510
я0эв. 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 10я525
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 3,6х10я526я0 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.