Солнце, центр льное тело солнечной системы, предст вляет собой
р ск лённый пл зменный ш р; Солнце - ближ йш я к Земле звезд . М сс
Солнц 1,990х10 530 0кг (в 332958 р з больше м ссы Земли). В Солнце сосре-
доточено 99,866% м ссы Солнечной системы. Солнечный п р лл кс р вен
8,794" (4,263х10 5-5 0р ди н). Р сстояние от Земли до Солнц меняется от
1,4710х10 511 0м (в янв ре) до 1,5210х10 511 0(в июле), сост вляя в среднем
1,4960х10 511 0м. Это р сстояние принято счит ть одной строномической еди-
ницей. Средний угловой ди метр Солнц сост вляет 1919,26" (9,305х10 5-3
р д), чему соответствует линейный ди метр Солнц , р вный 1,392х10 59 0м (в
109 р з больше ди метр экв тор Земли). Средняя плотность Солнц
1,41х10 53 0кг/м 53 0. Ускорение свободного п дения н поверхности Солнц
сост вляет 273,98 м/сек 52 0. Втор я космическ я скорость н поверхности
Солнц р вн 6,18х10 55 0м/сек. Эффективн я темпер тур поверхности Солнц ,
определяем я согл сно з кону излучения Стеф н -Больцм н , по полному из-
лучению Солнц р вн 5770 К.
История телескопических н блюдений Солнц н чин ется с н блюдений,
выполненных Г.Г ллилеем в 1611 году; были открыты солнечные пятн , опре-
делён период вр щения Солнц вокруг своей оси. В 1843 году немецкий ст-
роном Г.в бе обн ружил цикличность солнечной ктивности. Р звитие мето-
дов спектр льного н лиз позволило изучить физические условия н Солн-
це. В 1814 году Й.Фр унгофер обн ружил тёмные линии погл щения в спектре
Солнц - это положило н ч ло изучению химического сост в Солнц . С 1836
год регулярно ведутся н блюдения з тмений Солнц , что привело к обн ру-
жению короны и хромосферы Солнц , т кже солнечный протубер нцев. В
1913 году мерик нский строном Дж.Хейл н блюд л зеем новское р сщепле-
ние фр унгоферовых линий спектр солнечных пятен и этим док з л сущест-
вов ние н Солнце м гнитных полей. К 1942 году шведский строном Б.Эдлен
и другие отождествили несколько линий спектр солнечной короны с линиями
высокоионизиров нных элементов, док з в этим высокую темпер туру в сол-
нечной короне. В 1931 году Б.Лио изобрёл солнечный короногр ф, позволив-
ший н блюд ть корону и хромосферу вне з тмений. В н ч ле 40-х годов XX
век было открыто р диоизлучение Солнц . Существенным толчком для р зви-
тия физики Солнц во второй половине XX век послужило р звитие м гнит-
ной гидродин мики и физики пл змы. После н ч л космической эры изучение
ультр фи летового и рентгеновского излучения Солнц ведётся метод ми
вне тмосферной строномии с помощью р кет, втом тических орбит льных
обсерв торий н спутник х Земли, космических л бор торий с людьми н
борту.
Вр щение Солнц вокруг оси происходит в том же н пр влении, что и
вр щение Земли, в плоскости, н клонённой н 7°15' к плоскости орбиты

- 2 -
Земли (эклиптике). Скорость вр щения определяется по видимому движению
р зличных дет лей в тмосфере Солнц и по сдвигу спектр льных линий в
спектре кр я диск Солнц вследствие эффект Доплер . Т ким обр зом было
обн ружено, что период вр щения Солнц неодин ков н р зных широт х. По-
ложение р зличных дет лей н поверхности Солнц определяется с помощью
гелиогр фических координ т, отсчитыв емых от солнечного экв тор (гели-
огр фическ я широт ) и от центр льного мериди н видимого диск Солнц
или от некоторого мериди н , выбр нного в к честве н ч льного (т к н зы-
в емого мериди н К ррингтон ). При этом счит ют, что Солнце вр щ ется
к к твёрдое тело. Один оборот относительно Земли точки с гелиогр фи-
ческой широтой 17° соверш ют з 27,275 суток (синодический период). Вре-
мя оборот н той же широте Солнц относительно звёзд (сидерический пе-
риод) - 25,38 суток. Углов я скорость вр щения 7f 0для сидерического вр -
щения изменяется с гелиогр фической широтой 7w 0по з кону: 7w 0=14,33°-3°sin 52 7f
в сутки. Линейн я скорость вр щения н экв торе Солнц -около 2000 м/сек.
Солнце к к звезд является типичным жёлтым к рликом и р спол г ется
в средней ч сти гл вной последов тельности звёзд н ди гр мме Герцшпрун-
г -Рессел .Видим я фотовизу льн я звёздн я величин Солнц р вн -26,74,
бсолютн я визу льн я звёздн я величин M 4v 0р вн +4,83. Пок з тель цвет
Солнц сост вляет для случ я синей (В) и визу льной (М) обл стей спектр
M 4B 0-M 4V 0=0,65. Спектр льный кл сс Солнц G2V. Скорость движения относитель-
но совокупности ближ йших звёзд 19,7х10 53 0м/сек. Солнце р сположено внут-
ри одной из спир льных ветвей н шей Г л ктики н р сстоянии около 10 кпс
от её центр . Период обр щения Солнц вокруг центр Г л ктики около 200
миллионов лет. Возр ст Солнц - около 5х10 59 0 лет.
Внутреннее строение Солнц определено в предположении, что оно яв-
ляется сферически симметричным телом и н ходится в р вновесии. Ур внение
перенос энергии, з кон сохр нения энергии, ур внение состояния иде ль-
ного г з , з кон Стеф н -Больцм н и условия гидрост тического, лучисто-
го и конвекционного р вновесия вместе с определяемыми из н блюдений зн -
чениями полной светимости, полной м ссы и р диус Солнц и д нным о его
химическом сост ве д ют возможность построить модель внутреннего строе-
ния Солнц . Пол г ют, что содерж ние водород в Солнце по м ссе около
70%, гелия около 27%, содерж ние всех ост льных элементов около 2,5%. Н
основ нии этих предположений вычислено, что темпер тур в центре Солнц
сост вляет 10-15х10 56 0К, плотность около 1,5х10 55 0кг/м 53 0, д вление 3,4х10 516
н/м 52 0(около 3х10 511 0 тмосфер).Счит ется, что источником энергии, пополня-
ющим потери н излучение и поддержив ющим высокую темпер туру Солнц ,
являются ядерные ре кции, происходящие в недр х Солнц . Среднее коли-
чество энергии, выр б тыв емое внутри Солнц , сост вляет 1,92 эрг/г/сек.

- 3 -
Выделение энергии определяется ядерными ре кциями, при которых водород
превр щ ется в гелий. Н Солнце возможны две группы термоядерных ре к-
ций: т к н зыв емый протон - протонный (водородный) цикл и углеродный
цикл (цикл Бете). Н иболее вероятно, что н Солнце преобл д ет протон-
протонный цикл, состоящий из трёх ре кций, в первой из которых из ядер
водород обр зуются ядр дейтерия (тяжёлый изотоп водород , томн я
м сс 2); во второй из ядер водород обр зуются ядр изотоп гелия с
томной м ссой 3 и, н конец, в третьей из них обр зуются ядр устойчиво-
го изотоп гелия с томной м ссой 4.
Перенос энергии из внутренних слоёв Солнц в основном происходит
путём поглощения электром гнитного излучения, приходящего снизу, и
последующего переизлучения. В результ те понижения темпер туры при уд -
лении от Солнц постепенно увеличив ется длин волны излучения, пере-
носящего большую ч сть энергии в верхние слои. Перенос энергии движением
горячего веществ из внутренних слоёв, охл ждённого внутрь (конвекция)
игр ет существенную роль в ср внительно более высоких слоях, обр зующих
конвективную зону Солнц , котор я н чин ется н глубине порядк 0,2 сол-
нечных р диус и имеет толщину около 10 58 0м. Скорость конвективных движе-
ний р стёт с уд лением от центр Солнц и во внешней ч сти конвективной
зоны достиг ет (2-2,5)х10 53 0м/сек. В ещё более высоких слоях (в тмосфере
Солнц ) перенос энергии опять осуществляется излучением. В верхних слоях
тмосферы Солнц (в хромосфере и короне) ч сть энергии дост вляется ме-
х ническими и м гнитогидродин мическими волн ми, которые генерируются в
конвективной зоне, но поглощ ются только в этих слоях. Плотность в верх-
ней тмосфере очень м л , и необходимый отвод энергии з счёт излучения
и теплопроводности возможен только, если кинетическ я энергия этих слоёв
дост точно велик . Н конец, в верхней ч сти солнечной короны большую
ч сть энергии уносят потоки веществ , движущиеся от Солнц , т к н зыв е-
мый солнечный ветер. Темпер тур в к ждом слое уст н влив ется н т ком
уровне, что втом тически осуществляется б л нс энергии: количество при-
носимой энергии з счёт поглощения всех видов излучения, теплопровод-
ностью или движением веществ р вно сумме всех энергетических потерь
слоя.
Полное излучение Солнц определяется по освещённости, созд в емой
им н поверхности Земли, - около 100 тыс. лк, когд Солнце н ходится в
зените. Вне тмосферы н среднем р сстоянии Земли от Солнц освещённость
р вн 127 тыс. лк. Сил свет Солнц сост вляет 2,84х10 527 0свечей. Коли-
чество энергии, приходящее в одну минуту н площ дку в 1 см 52 0, пост влен-
ную перпендикулярно солнечным луч м з предел ми тмосферы н среднем
р сстоянии Земли от Солнц , н зыв ют солнечной постоянной. Мощность общ-

- 4 -
его излучения Солнц - 3,83х10 526 0в тт, из которых н Землю поп д ет око-
ло 2х10 517 0в тт, средняя яркость поверхности Солнц (при н блюдении вне
тмосферы Земли) сост вляет 1,98х10 59 0нт, яркость центр диск Солнц -
2,48х10 59 0нт. Яркость диск Солнц уменьш ется от центр к кр ю, причём
это уменьшение з висит от длины волны, т к что яркость н кр ю диск
Солнц для свет с длиной волн 3600А сост вляет 0,2 яркости его центр ,
для 5000А - около 0,3 яркости центр диск Солнц . Н с мом кр ю диск
Солнц яркость п д ет в 100 р з н протяжении менее одной секунды дуги,
поэтому гр ниц диск Солнц выглядит очень резкой.
Спектр льный сост в свет , излуч емого Солнцем, то есть р спределе-
ние энергии в центре Солнц (после учёт влияния поглощения в земной т-
мосфере и влияния фр унгоферовых линий), в общих черт х соответствует
р спределению энергии в излучении бсолютно чёрного тел с темпер турой
около 6000 К. Одн ко в отдельных уч стк х спектр имеются з метные отк-
лонения. М ксимум энергии в спектре Солнц соответствует длине волны
4600 А. Спектр Солнц - это непрерывный спектр, ни который н ложено бо-
лее 20 тысяч линий поглощения (фр унгоферовых линий). Более 60% из них
отождествлено со спектр льными линиями известных химических элементов
путём ср внения длин волн и относительной интенсивности линии поглощения
в солнечном спектре с л бор торными спектр ми. Изучение фр унгоферовых
линий д ёт сведения не только о химическом сост ве тмосферы Солнц , но
и о физических условиях в тех слоях, в которых обр зуются те или иные
поглощения. Преобл д ющим элементом н Солнце является водород. Коли-
чество томов гелия в 4-5 р з меньше, чем водород . Число томов всех
других элементов вместе взятых, по кр йней мере, в 1000 р з меньше числ
томов водород . Среди них н иболее обильны кислород, углерод, зот,
м гний, железо и другие. В спектре Солнц можно отождествить т кже ли-
нии, прин длеж щие некоторым молекул м и свободным р дик л м: OH, NH,
CH, CO и другим.
М гнитные поля н Солнце измеряются гл вным обр зом по зеем новско-
му р сщеплению линий поглощения в спектре Солнц . Р злич ют несколько
типов м гнитных полей н Солнце. Общее м гнитное поле Солнц невелико и
достиг ет н пряжённости в 1 э той или иной полярности и меняется со вре-
менем. Это поле тесно связ но с межпл нетным м гнитным полем и его сек-
торной структурой. М гнитные поля, связ нные с солнечной ктивностью,
могут достиг ть в солнечных пятн х н пряжённости в несколько тысяч э.
Структур м гнитных полей в ктивных обл стях очень з пут н , чередуются
м гнитные полюсы р зличной полярности. Встреч ются т кже лок льные м г-
нитные обл сти с н пряжённостью поля в сотни э вне солнечных пятен. М г-
нитные поля проник ют и в хромосферу, и в солнечную корону. Большую роль

- 5 -
н Солнце игр ют м гнитог зодин мические и пл зменные процессы. При тем-
пер туре 5000 - 10000 К г з дост точно ионизиров н, проводимость его ве-
лик и бл год ря огромным м сшт б м солнечных явлений зн чение электро-
мех нических и м гнитомех нических вз имодействий весьм велико.
Атмосферу Солнц обр зуют внешние, доступные н блюдениям слои. Поч-
ти всё излучение Солнц исходит из нижней ч сти его тмосферы, н зыв е-
мой фотосферой. Н основ нии ур внений лучистого перенос энергии, лу-
чистого и лок льного термодин мического р вновесия и н блюд емого поток
излучения можно теоретически построить модель р спределения темпер туры
и плотности с глубиной в фотосфере. Толщин фотосферы около трёхсот ки-
лометров, её средняя плотность 3х10 5-4 0кг/м 53 0. Темпер тур в фотосфере
п д ет по мере переход к более внешним слоям, среднее её зн чение по-
рядк 6000 К, н гр нице фотосферы около 4200 К. Д вление меняется от
2х10 54 0до 10 52 0н/м 52 0. Существов ние конвекции в подфотосферной зоне Солнц
проявляется в нер вномерной яркости фотосферы, видимой её зернистости -
т к н зыв емой гр нуляционной структуре. Гр нулы предст вляют собой яр-
кие пятнышки более или менее круглой формы. Р змер гр нул 150 - 1000 км,
время жизни 5 - 10 минут, отдельные гр нулы уд ётся н блюд ть в течении
20 минут. Иногд гр нулы обр зуют скопления р змером до 30 тысяч кило-
метров. Гр нулы ярче межгр нульных промежутков н 20-30%, что соот-
ветствует р знице в темпер туре в среднем н 300 К. В отличие от других
обр зов ний, н поверхности Солнц гр нуляция один ков н всех гелио-
гр фических широт х и не з висит от солнечной ктивности. Скорости х о-
тических движений (турбулентные скорости) в фотосфере сост вляют по р з-
личным определениям 1-3 км/сек. В фотосфере обн ружены кв зипериоди-
ческие колеб тельные движения в р ди льном н пр влении. Они происходят
н площ дк х р змер ми 2-3 тысячи километров с периодом около пяти минут
и мплитудой скорости порядк 500 м/сек. После нескольких периодов коле-
б ния в д нном месте з тух ют, з тем могут возникнуть снов . Н блюдения
пок з ли т кже существов ние ячеек, в которых движение происходит в го-
ризонт льном н пр влении от центр ячейки к её гр ниц м. Скорости т ких
движений около 500 м/сек. Р змеры ячеек - супергр нул сост вляют 30-40
тысяч километров. По положению супергр нулы совп д ют с ячейк ми хро-
мосферной сетки. Н гр ниц х супергр нул м гнитное поле усилено. Предпо-
л г ют, что супергр нулы отр ж ют н глубине нескольких тысяч километров
под поверхностью конвективных ячеек т кого же р змер . Первон ч льно
предпол г лось, что фотосфер д ёт только непрерывное излучение, линии
поглощения обр зуются в р сположенном н д ней обр щ ющем слое. Позже бы-
ло уст новлено, что в фотосфере обр зуются и спектр льные линии, и неп-
рерывный спектр. Одн ко для упрощения м тем тических выкл док при

- 6 -
р ссчёте спектр льных линий понятие обр щ ющего слоя иногд применяется.
Ч сто в фотосфере н блюд ются солнечные пятн и ф келы. Солнечный
пятн - это тёмные обр зов ния, состоящие, к к пр вило, из более тёмного
ядр (тени) и окруж ющей его полутени. Ди метры пятен достиг ют двухсот
тысяч километров. Иногд пятно быв ет окружено светлой к ёмкой. Совсем
м ленькие пятн н зыв ют пор ми. Время жизни пятен от нескольких ч сов
до нескольких месяцев. В спектре пятен ещё больше линий и полос поглоще-
ния, чем в спектре фотосферы, он н помин ет спектр звезды спектр льного
кл сс КО. Смещения линий в спектре пятен из-з эффект Доплер ук зыв -
ет н движение веществ в пятн х - вытек ние н более низких уровнях и
втек ние н более высоких, скорости движения достиг ют 3 тысячи м/сек.
Из ср внений интенсивности линий и непрерывного спектр пятен и фотосфе-
ры следует, что пятн холоднее фотосферы н 1-2 тысячи гр дусов (4500 К
и ниже). Вследствие этого н фоне фотосферы пятн к жутся тёмными, яр-
кость ядр сост вляет 0,2-0,5 яркости фотосферы, яркость полутени около
80% фотосферной. Все солнечные пятн обл д ют сильным м гнитным полем,
достиг ющим для крупных пятен н пряжённости 5 тысяч эстердов. Обычно
пятн обр зуют группы, которые по своему м гнитному полю могут быть уни-
полярными, биполярными и мультиполярными, то есть содерж щими много пя-
тен р зличной полярности, ч сто объединённых общей полутенью. Группы пя-
тен всегд окружены ф кел ми и флоккул ми, протубер нц ми, вблизи них
иногд происходят солнечные вспышки, и в солнечной короне н д ними н б-
люд ются обр зов ния в виде лучей шлемов, оп х л - всё это вместе обр -
зует ктивную обл сть н Солнце. Среднегодовое число н блюд емых пятен и
ктивных обл стей, т кже средняя площ дь, з ним ем я ими, меняется с
периодом около 11 лет. Это - средняя величин , продолжительность же от-
дельных циклов солнечной ктивности колеблется от 7,5 до 16 лет. Н и-
большее число пятен, одновременно видимых н поверхности Солнц , меня-
ется для р зличных циклов более чем в дв р з . В основном пятн встре-
ч ются в т к н зыв емых королевских зон х, простир ющихся от 5 до 30°
гелиогр фической широты по обе сторон солнечного экв тор . В н ч ле
цикл солнечной ктивности широт мест р сположения пятен выше, в
конце цикл - ниже, н более высоких широт х появляются пятн нового
цикл . Ч ще н блюд ются биполярные группы пятен, состоящие из двух круп-
ных пятен - головного и последующего, имеющих противоположную м гнитную
полярность, и несколько более мелких. Головные пятн имеют одну и ту же
полярность в течение всего цикл солнечной ктивности, эти полярности
противоположны в северной и южной полусфер х Солнц . По-видимому, пятн
предст вляют собой углубления в фотосфере, плотность веществ в них
меньше плотности веществ в фотосфере н том же уровне.

- 7 -
В ктивных обл стях Солнц н блюд ются ф келы - яркие фотосферные
обр зов ния, видимые в белом свете преимущественно вблизи кр я диск
Солнц . Обычно ф келы появляются р ньше пятен и существуют некоторое
время после их исчезновения. Площ дь ф кельных полщ док в несколько р з
превыш ет площ дь соответствующей группы пятен. Количество ф келов н
диске Солнц з висит от ф зы цикл солнечной ктивности. М ксим льный
контр ст (18%) ф келы имеют вблизи кр я диск Солнц , но не н с мом
кр ю. В центре диск Солнц ф келы пр ктически не видны, контр ст их
очень м л. Ф келы имеют сложную волокнистую структуру, контр ст их з -
висит от длины волны, н которой проводятся н блюдения. Темпер тур ф -
келов н несколько сот гр дусов превыш ет темпер туру фотосферы, общее
излучение с одного кв др тного с нтиметр превыш ет фотосферное н 3-5%.
По-видимому, ф келы несколько возвыш ются н д фотосферой. Средняя про-
должительность их существов ния - 15 суток, но может достиг ть почти
трёх месяцев.
Выше фотосферы р сположен слой тмосферы Солнц , н зыв емый хро-
мосферой. Без специ льных телескопов хромосфер видн только во время
полных солнечных з тмений к к розовое кольцо, окруж ющее тёмный диск в
те минуты, когд Лун полностью з крыв ет фотосферу. Тогд можно н блю-
д ть и спектр хромосферы. Н кр ю диск Солнц хромосфер предст вляется
н блюд телю к к неровн я полоск , из которой выступ ют отдельные зубчи-
ки - хромосферные спикулы. Ди метр спикул 200-2000 километров, высот
порядк 10000 километров, скорость подъём пл змы в спикул х до 30
км/сек. Одновременно н Солнце существует до 250 тысяч спикул. При н б-
людении в монохром тическом свете н диске Солнц видн ярк я хромосфер-
н я сетк , состоящ я из отдельных узелков - мелких ди метром до 1000 км
и крупных ди метром от 2000 до 8000 км. Крупные узелки предст вляют со-
бой скопления мелких. Р змеры ячеек сетки 30-40 тысяч километров. Пол -
г ют, что спикулы обр зуются н гр ниц х ячеек хромосферной сетки. Плот-
ность в хромосфере п д ет с увеличением р сстояния от центр Солнц .
Число томов в одном куб. с нтиметре изменяется от 10 515 0вблизи фотосферы
до 10 59 0в верхней ч сти хромосферы. Исследов ние спектров хромосферы при-
вело к выводу, что в слое, где происходит переход от фотосферы к хро-
мосфере, темпер тур переходит через минимум и по мере увеличения высоты
н д основ нием хромосферы ст новится р вной 8-10 тысяч Кельвинов, н
высоте в несколько тысяч километров достиг ет 15-20 тысяч Кельвинов.
Уст новлено, что в хромосфере имеет место х отическое движение г зовых
м сс со скоростями до 15х10 53 0м/сек. В хромосфере ф келы в ктивных об-
л стях видны к к светлые обр зов ния, н зыв емые обычно флоккул ми. В
кр сной линии спектр водород хорошо видны тёмные обр зов ния, н зыв е-

- 8 -
мые волокн ми. Н кр ю диск Солнц волокн выступ ют з диск и н блюд -
ются н фоне неб к к яркие протубер нцы. Н иболее ч сто волокн и про-
тубер нцы встреч ются в четырёх р сположенных симметрично относительно
солнечного экв тор зон х: полярных зон х севернее +40° и южнее -40° ге-
лиогр фической широты и низкоширотных зон х около v30° в н ч ле цикл
солнечной ктивности и v17° в конце цикл . Волокн и протубер нцы низко-
широтных зон пок зыв ют хорошо выр женный 11-летний цикл, их м ксимум
совп д ет с м ксимумом пятен. У высокоширотных протубер нцев з висимость
от ф з цикл солнечной ктивности выр жен меньше, м ксимум н ступ ет
через дв год после м ксимум пятен. Волокн , являющиеся спокойными
протубер нц ми, могут достиг ть длины солнечного р диус и существов ть
в течении нескольких оборотов Солнц . Средняя высот протубер нцев н д
поверхностью Солнц сост вляет 30-50 тысяч километров, средняя длин -
200 тысяч километров, ширин - 5 тысяч километров. Согл сно исследов ни-
ям А.Б.Северного, все протубер нцы по х р ктеру движения можно р збить
н 3 группы: электром гнитные, в которых движения происходят по упорядо-
ченным искривлённым тр екториям - силовым линиям м гнитного поля; х оти-
ческие, в которых преобл д ют неупорядоченные турбулентные движения
(скорости порядк 10 км/сек); эруптивные, в которых вещество первон -
ч льного спокойного протубер нц с х отическими движениями внез пно выб-
р сыв ется с возр ст ющей скоростью (достиг ющей 700 км/сек) прочь от
Солнц . Темпер тур в протубер нц х (волокн х) 5-10 тысяч Кельвинов,
плотность близк к средней плотности хромосферы. Волокн , предст вляющие
собой ктивные, быстро меняющиеся протубер нцы, обычно сильно изменяются
з несколько ч сов или д же минут. Форм и х р ктер движений в протубе-
р нц х тесно связ ны с м гнитным полем в хромосфере и солнечной короне.
Солнечн я корон - с м я внешняя и н иболее р зрежённ я ч сть сол-
нечной тмосферы, простир ющ яся н несколько (более 10) солнечных р ди-
усов. До 1931 год корону можно было н блюд ть только во время полных
солнечных з тмений в виде серебристо-жемчужного сияния вокруг з крытого
Луной диск Солнц . В короне хорошо выделяются дет ли её структуры: шле-
мы, оп х л , корон льные лучи и полярные щёточки. После изобретения ко-
роногр ф солнечную корону ст ли н блюд ть и вне з тмений. Общ я форм
короны меняется с ф зой цикл солнечной ктивности: в годы минимум ко-
рон сильно вытянут вдоль экв тор , в годы м ксимум он почти сферич-
н . В белом свете поверхностн я яркость солнечной короны в миллион р з
меньше яркости центр диск Солнц . Свечение её обр зуется в основном в
результ те р ссеяния фотосферного излучения свободными электрон ми.
Пр ктически все томы в короне ионизиров ны. Концентр ция ионов и сво-
бодных электронов у основ ния короны сост вляет 10 59 0ч стиц в 1 см 53 0. Н г-

- 9 -
рев короны осуществляется н логично н греву хромосферы. Н ибольшее вы-
деление энергии происходит в нижней ч сти короны, но бл год ря высокой
теплопроводности корон почти изотермичн - темпер тур пониж ется н ру-
жу очень медленно. Отток энергии в короне происходит несколькими путями.
В нижней ч сти короны основную роль игр ет перенос энергии вниз бл год -
ря теплопроводности. К потере энергии приводит уход из короны н иболее
быстрых ч стиц. Во внешних ч стях короны большую ч сть энергии уносит
солнечный ветер - поток корон льного г з , скорость которого р стёт с
уд лением от Солнц от нескольких км/сек у его поверхности до 450 км/сек
н р сстоянии Земли. Темпер тур в короне превыш ет 10 56 0К. В ктивных
слоях короны темпер тур выше - до 10 57 0К. Н д ктивными обл стями могут
обр зовыв ться т к н зыв емые корон льные конденс ции, в которых кон-
центр ция ч стиц возр ст ет в десятки р з. Ч сть излучения внутри короны
- это линии излучения многокр тно ионизиров нных томов желез , к льция,
м гния, углерод , кислород , серы и других химических элементов. Они
н блюд ются и в видимой ч сти спектр и в ультр фи летовой обл сти. В
солнечной короне генерируется р диоизлучение Солнц в метровом ди п зоне
и рентгеновское излучение, усилив ющееся во много р з в ктивных об-
л стях. К к пок з ли р ссчёты, солнечн я корон не н ходится в р вно-
весии с межпл нетной средой. Из короны в межпл нетное простр нство р сп-
ростр няются потоки ч стиц, обр зующие солнечный ветер. Между хромосфе-
рой и короной имеется ср внительно тонкий переходной слой, в котором
происходит резкий рост темпер туры до зн чений, х р ктерных для короны.
Условия в нём определяются потоком энергии из короны в результ те теп-
лопроводности. Переходный слой является источником большей ч сти ультр -
фи летового излучения Солнц . Хромосфер , переходной слой и корон д ют
всё н блюд емое р диоизлучение Солнц . В ктивных обл стях структур
хромосферы, короны и переходного слоя меняется. Это изменение, одн ко,
ещё недост точно изучено.
В ктивных обл стях хромосферы н блюд ются внез пные и ср внительно
кр тковременные увеличения яркости, видимые ср зу во многих спектр льных
линиях. Эти яркие обр зов ния существуют от нескольких минут до несколь-
ких ч сов. Они н зыв ются солнечными вспышк ми (прежнее н зв ние - хро-
мосферные вспышки). Вспышки лучше всего видны в свете водородной линии,
но н иболее яркие видны иногд и в белом свете. В спектре солнечной
вспышки н считыв ется несколько сотен эмиссионных линий р зличных эле-
ментов, нейтр льных и ионизиров нных. Темпер тур тех слоёв солнечной
тмосферы, которые д ют свечение в хромосферных линиях (1-2)х10 54 0К, в
более высоких слоях - до 10 57 0К. Плотность ч стиц во вспышке достиг ет
10 513 0-10 514 0в одном кубическом с нтиметре. Площ дь солнечных вспышек может

- 10 -
достиг ть 10 515 0м 52 0. Обычно солнечные вспышки происходят вблизи быстро
р звив ющихся групп солнечных пятен с м гнитным полем сложной конфигур -
ции. Они сопровожд ются ктивиз цией волокон и флоккулов, т кже выб-
рос ми веществ . При вспышке выделяется большое количество энергии (до
10 521 0-10 525 0джоулей). Предпол г ется, что энергия солнечной вспышки перво-
н ч льно з п с ется в м гнитном поле, з тем быстро высвобожд ется, что
приводит к лок льному н греву и ускорению протонов и электронов, вызыв -
ющих д льнейший р зогрев г з , его свечение в р зличных уч стк х спектр
электром гнитного излучения, обр зов ние уд рной волны. Солнечные вспыш-
ки д ют зн чительное увеличение ультр фи летового излучения Солнц , соп-
ровожд ются всплеск ми рентгеновского излучения (иногд весьм мощными),
всплеск ми р диоизлучения, выбросом к рпускул высоких энергий вплоть до
10 510 0эв. Иногд н блюд ются всплески рентгеновского излучения и без уси-
ления свечения в хромосфере. Некоторые вспышки (они н зыв ются протонны-
ми) сопровожд ются особенно сильными поток ми энергичных ч стиц - косми-
ческими луч ми солнечного происхождения. Протонные вспышки созд ют
оп сность для н ходящихся в полёте космон втов, т к к к энергичные
ч стицы, ст лкив ясь с том ми оболочки кор бля порожд ют рентгеновское
и г мм -излучение, причём иногд в оп сных доз х.
Уровень солнечной ктивности (число ктивных обл стей и солнечных
пятен, количество и мощность солнечных вспышек и т.д.) изменяется с пе-
риодом около 11 лет. Существуют т кже сл бые колеб ния величины м ксиму-
мов 11-летнего цикл с периодом около 90 лет. Н Земле 11-летний цикл
прослежив ется н целом ряде явлений орг нической и неорг нической при-
роды (возмущения м гнитного поля, полярные сияния, возмущения ионосферы,
изменение скорости рост деревьев с периодом около 11 лет, уст новленным
по чередов ниям толщины годовых колец, и т.д.). Н земные процессы ок -
зыв ют т кже воздействие отдельные ктивные обл сти н Солнце и происхо-
дящие в них кр тковременные, но иногд очень мощные вспышки. Время су-
ществов ния отдельной м гнитной обл сти н Солнце может достиг ть одного
год . Вызыв емые этой обл стью возмущения в м гнитосфере и верхней т-
мосфере Земли повторяются через 27 суток (с н блюд емым с Земли периодом
вр щения Солнц ). Н иболее мощные проявления солнечной ктивности - сол-
нечный (хромосферные) вспышки происходят нерегулярно (ч ще вблизи перио-
дов м ксим льной ктивности), длительность их сост вляет 5-40 минут,
редко несколько ч сов. Энергия хромосферной вспышки может достиг ть 10 525
джоулей, из выделяющейся при вспышке энергии лишь 1-10% приходится н
электром гнитное излучение в оптическом ди п зоне. По ср внению с полным
излучением Солнц в оптическом ди п зоне энергия вспышки не велик , но
коротковолновое излучение вспышки и генерируемые при вспышек электроны,

- 11 -
иногд солнечные космические лучи могут д ть з метный вкл д в рентге-
новское и к рпускулярное излучение Солнц . В периоды повышения солнечной
ктивности его рентгеновское излучение увеличив ется в ди п зоне 30-10
нм в дв р з , в ди п зоне 10-1 нм в 3-5 р з, в ди п зоне 1-0,2 нм более
чем в сто р з. По мере уменьшения длины волны излучения вкл д ктивных
обл стей в полное излучение Солнц увеличив ется, и в последнем из ук -
з нных ди п зонов пр ктически всё излучение обусловлено ктивными об-
л стями. Жёсткое рентгеновское излучение с длиной волны меньше 0,2 нм
появляется в спектре Солнц всего лишь н короткое время после вспышек.
В ультр фи летовом ди п зоне (длин волны 180-350 нм) излучение
Солнц з 11-летний цикл меняется всего н 1-10%, в ди п зоне 290-2400
нм ост ётся пр ктически постоянным и сост вляет 3,6х10 526 0 в тт.
Постоянство энергии, получ емой Землёй от Солнц , обеспечив ет ст -
цион рность теплового б л нс Земли. Солнечн я ктивность существенно не
ск зыв ется не энергетике Земли к к пл неты, но отдельные компоненты из-
лучения хромосферных вспышек могут ок зыв ть зн чительное влияние н
многие физические, биофизические и биохимические процессы н Земле.
Активные обл сти являются мощным источником корпускулярного излуче-
ния. Ч стицы с энергиями около 1 кэв (в основном протоны), р спростр ня-
ющиеся вдоль силовых линий межпл нетного м гнитного поля из ктивных об-
л стей усилив ют солнечный ветер. Эти усиления (порывы) солнечного ветр
повторяются через 27 дней и н зыв ются рекуррентными. Ан логичные пото-
ки, но ещё большей энергии и плотности, возник ют при вспышк х. Они вы-
зыв ют т к н зыв емые спор дические возмущения солнечного ветр и дости-
г ют Земли з интерв лы времени от 8 ч сов 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 сост в солнечных космических
лучей, приходят к Земле через десятки минут после вспышек; несколько
позже приходят те из них, которые поп ли в "ловушки" межпл нетного м г-
нитного поля и двиг лись вместе с солнечным ветром. Коротковолновое из-
лучение и солнечные космические лучи (в высоких широт х) ионизируют зем-
ную тмосферу, что приводит к колеб ниям её прозр чности в ультр фиоле-
товом и инфр кр сном ди п зон х, т кже к изменениям условий р спрост-
р нения коротких р диоволн (в ряде случ ев н блюд ются н рушения корот-
коволновой р диосвязи).
Усиление солнечного ветр , вызв нное вспышкой, приводит к сж тию
м гнитосферы Земли с солнечной стороны, усилению токов н её внешней
гр нице, ч стичному проникновению ч стиц солнечного ветр в глубь м гни-
тосферы, пополнению ч стиц ми высоких энергий р ди ционных поясов Земли
и т.д. Эти процессы сопровожд ются колеб ниями н пряжённости геом гнит-

- 12 -
ного поля (м гнитной бурей), полярными сияниями и другими геофизическими
явлениями, отр ж ющими общее возмущение м гнитного поля Земли. Воз-
действие ктивных процессов н Солнце (солнечных бурь) н геофизические
явления осуществляется к к коротковолновой р ди цией, т к и через
посредство м гнитного поля Земли. По-видимому эти ф кторы являются гл в-
ными и для физико-химических и биологических процессов. Проследить всю
цепь связей, приводящих к 11-летней периодичности многих процессов н
Земле пок не уд ётся, но н копленный обширный ф ктический м тери л не
ост вляет сомнений в существов нии т ких связей. Т к, был уст новлен
корреляция между 11-летним циклом солнечной ктивности и землетрясения-
ми, урож ями сельхозкультур, числом сердечно-сосудистых з болев ний и
т.д. Эти д нные ук зыв ют н постоянное действие солнечно-земных связей.
Н блюдения Солнц ведутся с помощью рефр кторов небольшого или
среднего р змер и больших зерк льных телескопов, у которых больш я
ч сть оптики неподвижн , солнечные лучи н пр вляются внутрь горизон-
т льной или б шенной уст новки телескоп при помощи одного или двух дви-
жущихся зерк л. Созд н специ льный тип солнечного телескоп - внез тмен-
ный короногр ф. Внутри короногр ф осуществляется з темнение Солнц спе-
ци льным непрозр чным экр ном. В короногр фе во много р з уменьш ется
количество р ссеяного свет , поэтому можно н блюд ть вне з тмения с мые
внешние слои тмосферы Солнц . Солнечные телескопы ч сто сн бж ются уз-
кополосными светофильтр ми, позволяющими вести н блюдения в свете одной
спектр льной линии. Созд ны т кже нейтр льные светофильтры с переменной
прозр чностью по р диусу, позволяющие н блюд ть солнечную корону н
р сстоянии нескольких р диусов Солнц . Обычно крупные солнечные телеско-
пы сн бж ются мощными спектрогр ф ми с фотогр фической или фотоэлектри-
ческой фикс цией спектров. Спектрогр ф может иметь т кже м гнитогр ф -
прибор для исследов ния зеем новского р сщепления и поляриз ции спект-
р льных линий и определения величины и н пр вления м гнитного поля н
Солнце. Необходимость устр нить з мыв ющее действие земной тмосферы,
т кже исследов ния излучения Солнц в ультр фи летовой, инфр кр сной и
некоторых других обл стях спектр ,которые поглощ ются в тмосфере Земли,
привели к созд нию орбит льных обсерв торий з предел ми тмосферы, поз-
воляющих получ ть спектры Солнц и отдельных образований н его поверх-
ности...

<< вернуться к выбору реферата