СОЛНЦЕ

СОЛНЦЕ центральное тело Солнечной
системы, представляет собой раскалённый плазменный шар; С.- ближайшая
к Земле звезда. Масса С. 1,990 ·10¹⁰кг
(в 332958
раз больше массы Земли). В С. сосредоточено 99,866% массы Солнечной системы.
Солнечный параллакс (угол, под к-рым из центра С. виден экваториальный
радиус Земли, находящейся на среднем расстоянии от С., равен 8",794 (4,263
·10^-5 рад). Расстояние от

Земли до С. меняется от 1,4710 *10" м
(январь)
до 1,5210 *10" м (июль), составляя в среднем 1,4960 *10¹¹м
(астрономическая единица). Средний угловой диаметр С. составляет 1919",26
(9,305*10^-3 рад), чему соответствует линейный диаметр
С. 1,392*10⁹ м (в 109 раз больше диаметра экватора Земли).
Средняя плотность С. 1,41 ·10³ кг/л³. Ускорение силы
тяжести на поверхности С. составляет 273,98 л/сек². Параболич.
скорость на поверхности С. (вторая космическая скорость)
6,18·10⁵м/сек.
Эффективная темп-pa поверхности С., определяемая, согласно
Стефана
- Больцмана закону излучения, по полному излучению С. (см.
Солнечная
радиация), равна 5770 К.

История телескопических наблюдений С. начинается
с наблюдений, выполненных Г. Галилеем в 1611; были открыты солнечные
пятна, определён период обращения С. вокруг своей оси. В 1843 нем.
астроном Г. Швабе обнаружил цикличность солнечной активности. Развитие
методов спектр, анализа позволило изучить физ. условия на С. В 1814 Й.
Фраунгофер
обнаружил
тёмные линии поглощения в спектре С.- это положило начало изучению хим.
состава С. С 1836 регулярно ведутся наблюдения затмений С., что привело
к обнаружению короны и хромосферы С., а также солнечных протуберанцев.
В 1913 амер. астроном Дж. Хейл наблюдал зеемановское расщепление фраунгоферовых
линий спектра солнечных пятен и этим доказал существование на С. магнитных
полей. К 1942 швед, астроном Б. Эдлен и др. отождествили неск. линий спектра
солнечной короны с линиями высокоионнзованных элементов, доказав этим высокую
температуру в солнечной короне. В 1931 Б. Лио изобрёл солнечный
коронограф,
позволивший наблюдать корону и хромосферу вне затмений. В нач. 40-х
гг. 20 в. было открыто радиоизлучение Солнца.
Существенным толчком
для развития физики С. во 2-й пол. 20 в. послужило развитие магнитной гидродинамики
и физики плазмы. После начала космич. эры изучение ультрафиолетового и
рентгеновского излучения С. ведётся методами
внеатмосферной астрономии
с
помощью ракет, автоматич. орбитальных обсерваторий на спутниках Земли,
космич. лабораторий с людьми на борту. В СССР исследования С. ведутся на
Крымской и Пулковской обсерваториях, в астрономич. учреждениях Москвы,
Киева, Ташкента, Алма-Аты. Абастумани, Иркутска и др. Исследованиями С.
занимается большинство зарубежных астрофизич. обсерваторий (см. Астрономические
обсерватории и институты).

Вращение С. вокруг оси происходит в том
же направлении, что и вращение Земли, в плоскости, наклонённой на 7° 15'
к плоскости орбиты Земли (эклиптике). Скорость вращения определяется по
видимому движению различных деталей в атмосфере С. и по сдвигу спектральных
пиний в спектре края диска С. вследствие эффекта Доплера. Таким образом
было обнаружено, что период вращения С. неодинаков на разных широтах. Положение
различных деталей на поверхности С. определяется с помощью гелиографич.
координат, отсчитываемых от солнечного экватора (гелиографич. широта) и
от центрального меридиана видимого диска С. или от нек-рого меридиана,
выбранного в качестве начального (т. н. меридиана Каррингтона). При этом
считают, что С. вращается как твёрдое тело. Положение начального меридиана
приводится в Астрономических ежегодниках на каждый день. Там же приводятся
сведения о положении оси С. на небесной сфере. Один оборот относительно
Земли точки с гелиографич. широтой 17° совершают за 27,275 сут (синодический
период). Время оборота на той же широте С. относительно звёзд (сидерический
период) - 25,38 сут. Угловая скорость вращения
для сидерического вращения изменяется с гелио-графической ши-ротой
по закону: = 14°,
44-3° sin²
в сутки. Линейная скорость вращения на экваторе С.- ок. 2000 м/ сек.

С. как звезда является типичным желтым
карликом и располагается в средней части гл. последовательности звёзд на
Герцшпрунга
- Ресселла диаграмме. Видимая фотовизуальная
звёздная величина С.
равна - 26,74, абс. визуальная звёздная величина Mv равна + 4,83. Показатель
цвета С. составляет для случая синей (В) и визуальной (V) областей
спектра MСкорость движения относительно совокупности ближайших звёзд 19,7*10³м!сек.
С. расположено внутри одной из спиральных ветвей нашей Галактики на
расстоянии ок. 10 кис от её центра. Период обращения С. вокруг центра Галактики
ок. 200 млн. лет. Возраст С.- ок. 5 *10⁹ лет.

Внутреннее строение С. определено в предположении,
что оно является сферически симметричным телом и находится в равновесии.
Уравнение переноса энергии, закон сохранения энергии, уравнение состояния
идеального газа, закон Стефана - Больцмана и условия гидростатического,
лучистого и конвективного равновесия вместе с определяемыми из наблюдений
значениями полной светимости, полной массы и радиуса С. и данными о его
хим. составе дают возможность построить модель внутр. строения С. Полагают,
что содержание водорода в С. по массе ок. 70%, гелия ок. 27%, содержание
всех остальных элементов ок. 2,5%. На основании этих предположений вычислено,
что температура в центре С. составляет 10-15 ·10⁶К, плотность
ок. 1,5 *10⁵ кг/л³, давление 3,4 *1O¹⁶н/м²(ок.
3*10¹¹ атмосфер). Считается, что источником энергии, пополняющим
потери на излучение и поддерживающим высокую темп-ру С., являются ядерные
реакции, происходящие в недрах С. Среднее количество энергии, вырабатываемое
внутри С., составляет 1,92 эрг на г в сек. Выделение энергии
определяется ядерными реакциями, при к-рых водород превращается в гелий.
На С. возможны 2 группы термоядерных реакций такого типа: т. н. протон-протонный
(водородный) цикл и углеродный цикл (цикл Бете). Наиболее вероятно, что
на С. преобладает протон-протонный цикл, состоящий из 3 реакций, в, первой
из к-рых из ядер водорода образуются ядра дейтерия (тяжёлый изотоп водорода,
атомная масса 2); во второй из ядер дейтерия образуются ядра изотопа гелия
с атомной массой 3 и, наконец, в третьей из них образуются ядра устойчивого
изотопа гелия с атомной массой 4.

Перенос энергии из внутр. слоев С. в основном
происходит путём поглощения электромагнитного излучения, приходящего снизу,
и последующего переизлучения. В результате понижения темп-ры при удалении
от центра С. постепенно увеличивается длина волны излучения, переносящего
большую часть энергии в верх, слои (см. Вина закон излучения). Перенос
энергии движением горячего вещества из внутр. слоев, а охлаждённого внутрь
(конвекция) играет существенную роль в сравнительно более высоких слоях,
образующих конвективную зону С., к-рая начинается на глубине порядка 0,2
солнечных радиуса и имеет толщину ок. 10⁸м.
Скорость
конвективных движений растёт с удалением от центра С. и во внеш. части
конвективной зоны достигает (2-2,5)*10³ м!сек.
В ещё
более высоких слоях (в атмосфере С.) перенос энергии опять осуществляется
излучением. В верх, слоях атмосферы С. (в хромосфере и короне) часть энергии
доставляется механич. и магнитогидродинамич. волнами, к-рые генерируются
в конвективной зоне, но поглощаются только в этих слоях. Плотность в верхней
атмосфере очень мала, и необходимый отвод энергии за счёт излучения и теплопроводности
возможен только, если кинетич. темп-pa этих слоев достаточно велика. Наконец,
в верх, части солнечной короны большую часть энергии уносят потоки вещества,
движущиеся от С., т. н. солнечный ветер. Темп-pa в каждом слое устанавливается
на таком уровне, что автоматически осуществляется баланс энергии: количество
приносимой энергии за счёт поглощения всех видов излучения, теплопроводностью
или движением вещества равно сумме всех энергетич. потерь слоя.

Полное излучение С. определяется по освещённости,
создаваемой им на поверхности Земли,- ок. 100 тыс. лк,
когда С.
находится в зените. Вне атмосферы на среднем расстоянии Земли от С. освещённость
равна 127 тыс. лк. Сила света С. составляет 2,84*10²⁷св.
Количество
энергии, приходящее в 1 мин на площадку в 1 см²,
поставленную
перпендикулярно солнечным лучам за пределами атмосферы на среднем расстоянии
Земли от С., называют солнечной постоянной. Мощность общего излучения
С.- 3,83 810²⁶ em, из к-рых на Землю попадает ок. 2 *10¹⁷вт,
средняя
яркость поверхности С. (при наблюдении вне атмосферы Земли) - 1,98 *10⁹нт,
яркость
центра диска С.- 2,48 *10⁹нт.
Яркость диска С. уменьшается
от центра к краю, причём это уменьшение зависит от длины волны, так что
яркость на краю диска С., напр, для света с длиной войны 3600 А, составляет
ок. 0,2 яркости его центра, а для

Рис. 1. Фотография Солнца в белом свете.
Чёрная линия указывает направление суточного движения

Солнца. Видны тёмные солнечные пятна н
яркие факелы.

5000 А - ок. 0,3 яркости центра диска С.
На самом краю диска С. яркость падает в 100 раз на протяжении менее одной
секунды дуги, поэтому граница диска С. выглядит очень резкой (рис. 1).

Спектральный состав света, излучаемого
С., т. е. распределение энергии в спектре С. (после учёта влияния поглощения
в земной атмосфере и влияния фраунгоферовых линий), в общих чертах соответствует
распределению энергии в излучении абс. чёрного тела с темп-рой ок. 6000
К. Однако в отд. участках спектра имеются заметные отклонения. Максимум
энергии в спектре С. соответствует длине волны 4600 А. Спектр С.- это непрерывный
спектр, на к-рый наложено более 20 тыс. линий поглощения (фраунгоферовых
линий). Более 60% из них отождествлено со спектр, линиями известных хим.
элементов путём сравнения длин волн и относительной интенсивности линии
поглощения в солнечном спектре с лабораторными спектрами. Изучение фраунгоферовых
линий даёт сведения не только о хим. составе атмосферы С., но и о физ.
условиях в тех слоях, в к-рых образуются те или иные линии поглощения.
Преобладающим элементом на· С. является водород. Количество 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, кремний, сера, железо
и др. В спектре С. можно отождествить также линии, принадлежащие нек-рым
молекулам и свободным радикалам: ОН, NH, CH, СО и др.

Магнитные поля на С. измеряются гл. обр.
по зеемановскому расщеплению линий поглощения в спектре С. (см.
Зеемана
эффект). Различают неск. типов магнитных полей на С. (см.
Солнечный
магнетизм). Общее магнитное поле С. невелико и достигает напряжённости
в 1 э той или иной полярности и меняется со временем. Это поле тесно связано
с межпланетным магнитным полем и его секторной структурой. Магнитные поля,
связанные с солнечной активностью, могут достигать в солнечных пятнах напряжённости
в неск. тысяч э. Структура магнитных полей в активных областях очень запутана,
чередуются магнитные полюсы различной полярности. Встречаются также локальные
магнитные области с напряжённостью поля в сотни э вне солнечных пятен.
Магнитные поля проникают и в хромосферу, и в солнечную корону. Большую
роль на С. играют магнитогазодинамич. и плазменные процессы. При темп-ре
5000- 10000 К газ достаточно ионизован, проводимость его велика и благодаря
огромным масштабам солнечных явлений значение электромеханич. и магнитомеханич.
взаимодействий весьма велико (см. Космическая магнитогидродинамика).

Атмосферу С. образуют внешние, доступные
наблюдениям слои. Почти всё излучение С. исходит из ниж. части его атмосферы,
наз. фотосферой. На основании уравнений лучистого переноса энергии, лучистого
и локального термодинамич. равновесия и наблюдаемого потока излучения можно
теоретически построить модель распределения темп-ры и плотности с глубиной
в фотосфере. Толщина фотосферы ок. 300 км, её средняя плотность
3 ·10^-4 кг/л³. Темп-pa в фотосфере падает по мере
перехода к более внеш. слоям, среднее её значение порядка 6000 К, на границе
фотосферы ок. 4200 К. Давление меняется от 2 *10⁴ до 10²н/м².
Существование
конвекции в подфотосферной зоне С. проявляется в неравномерной яркости
фотосферы, видимой её зернистости - т. н. грануляционной структуре.

Рис. 2. Фотография грануляции и солнечного
пятна; получена с помощью стратосферного телескопа (СССР).

Гранулы представляют собой яркие пятнышки
более или менее круглой формы, видимые на изображении С., полученном в
белом свете (рис. 2). Размер гранул 150-1000 км, время жизни 5-
10 мин, отд. гранулы удаётся наблюдать в течение 20 мин.
Иногда
гранулы образуют скопления размером до 30 000 км. Гранулы ярче межгранульных
промежутков на 20-30% , что соответствует разнице в темп-ре в среднем на
300 К. В отличие от др. образований, на поверхности С. грануляция одинакова
на всех гелиографич. широтах и не зависит от солнечной активности. Скорости
хаотических движений (турбулентные скорости) в фотосфере составляют по
различным определениям 1-3 км/сек. В фотосфере обнаружены квазипериодичсские
колебат. движения в радиальном направлении. Они происходят на площадках
размерами 2-3 тыс. км, с периодом ок. 5 мин и амплитудой
скорости порядка 500 м/сек. После нескольких периодов колебания
в данном месте затухают, затем могут возникнуть снова. Наблюдения показали
также существование ячеек, в к-рых движение происходит в горизонтальном
направлении от центра ячейки к её границам. Скорости таких движений около
500 м/сек. Размеры ячеек - супергранул - 30-40 тыс. км. По
положению супергранулы совпадают с ячейками хромосферной сетки. На границах
супергранул магнитное поле усилено. Предполагают, что супергранулы отражают
существование на глубине нескольких тыс. км 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 было установлено, что в фотосфере образуются
и спектральные линии, и непрерывный спектр. Однако для упрощения математич.
выкладок при расчёте спектр, линий понятие обращающего слоя иногда применяется.

Солнечные пятна и факелы. Часто в фотосфере
наблюдаются солнечные пятна и факелы (рис. 1 и 2). Солнечные пятна - это
тёмные образования, состоящие, как правило, из более тёмного ядра (тени)
и окружающей его полутени. Диаметры пятен достигают 200 000
км.
Иногда
пятно бывает окружено светлой каёмкой. Совсем маленькие пятна наз. порами.
Время жизни пятен - от нескольких ч до нескольких
мес.
В
спектре пятен наблюдается ещё больше линий и полос поглощения, чем в спектре
фотосферы, он напоминает спектр звезды спектр, класса КО. Смещения линий
в спектре пятен из-за эффекта Доплера указывают на движение вещества в
пятнах - вытекание на более низких уровнях и втекание на более высоких,
скорости движения достигают 3 ·10
³м/сек
(эффект Эвершеда).
Из сравнений интенсивностей линий и непрерывного стектра пятен и фотосферы
следует, ч о пятна холоднее фотосферы на 1- 2 тыс. градусов (4500 К и ниже).
Вследствие этого на фоне фотосферы пятна кажутся тёмными, яркость ядра
составляет 0,2-0,5 яркости фотосферы, яркость полутени ок. 80% фотосферной.
Все солнечные пятна обладают сильным магнитным полем, достигающим для крупных
пятен напряженности 5000 э. Обычно пятна образуют группы, к-рые по своему
магнитному полю могут быть униполярными, биполярными и мультиполярными,
т. е. содержащими много пятен различной полярности, часто объединённых
общей полутенью. Группы пятен всегда окружены факелами и флоккулами, протуберанцами,
вблизи них иногда происходят солнечные вспышки, и в солнечной короне над
ними наблюдаются образования в виде лучей шлемов, опахал - всё это вместе
образует активную область на С. Среднегодовое число наблюдаемых пятен и
активных областей, а также средняя площадь, занимаемая ими, меняется с
периодом ок. 11 лет. Это - средняя величина, продолжительность же отд.
циклов солнечной активности колеблется от 7,5 до 16 лет (см. Солнечная
активность). Наибольшее число пятен, одновременно видимых на поверхности
С., меняется для различных циклов более чем в два раза. В основном пятна
встречаются в т. н. королевских зонах, простирающихся от 5 до 30° гелиографич.
широты по обе стороны солнечного экватора. В начале цикла солнечной активности
широта места расположения пятен выше, в конце цикла - ниже, а на более
высоких широтах появляются пятна нового цикла. Чаще наблюдаются биполярные
группы пятен, состоящие из двух крупных пятен - головного и последующего,
имеющих противоположную магнитную полярность, и неск. более мелких. Головные
пятна имеют одну и ту же полярность в течение всего цикла солнечной активности,
эти полярности противоположны в сев. и юж. полусферах С. По-видимому, пятна
представляют собой углубления в фотосфере, а плотность вещества в них меньше
плотности вещества в фотосфере на том же уровне. В активных областях С.
наблюдаются факелы - яркие фотосферные образования, видимые в белом свете
преим. вблизи края диска С. Обычно факелы появляются раньше пятен и существуют
нек-рое время после их исчезновения. Площадь факельных площадок в неск.
раз превышает площадь соответствующей группы пятен.

Рис. 3. Изображения Солнца в свете отдельных
спектральных линий, образующихся на разной высоте в хромосфере:
а -
снимок
в лучах водородной линии На; б - снимок в лучах ионизованного кальция.

Количество факелов на диске С. зависит
от фазы цикла солнечной активности. Максимальный контраст (18%) факелы
имеют вблизи края диска С., но не на самом краю. В центре диска С. факелы
практически не видны, контраст их очень мал. Факелы имеют сложную волокнистую
структуру, контраст их зависит от длины волны, на к-рой проводятся наблюдения.
Темп-pa факелов на неск. сот градусов превышает темп-ру фотосферы, общее
излучение с 1 см² превышает фотосферное на 3-5%. По-видимому,
факелы неск. возвышаются над фотосферой. Средняя продолжительность их существования
- 15 сут, но может достигать почти 3 мес.

Хромосфера. Выше фотосферы расположен слой
атмосферы С., наз. хромосферой. Без спец. телескопов с узкополоснымн светофильтрами
хромосфера видна только во время полных солнечных затмений как розовое
кольцо, окружающее темный диск, в те минуты, когда Луна полностью закрывает
фотосферу. Тогда можно наблюдать н спектр хромосферы, т. н. спектр вспышки.
На краю диска С. хромосфера представляется наблюдателю как неровная полоска,
из к-рой выступают отд. зубчики - хромосферные спикулы. Диаметр спикул
200-2000 км, высота порядка 10 000 км, скорость подъёма плазмы
в сгшкулах до 30 км/сек. Одновременно на С. существует до 250 тыс.
спикул. При наблюдении в монохроматич. сиете (нлпр., в свете линии ионизованного
кальция 3934 А) на диске С. видна яркая хромосферная сетка, состоящая из
отд. узелков - мелких диаметром 1000 км и крупных диаметром от 2000
до 8000 км. Крупные узелки представляют собой скопления мелких.
Размеры ячеек сетки 30-40 тыс. км. Полагают, что спикулы образуются
на границах ячеек хромосферной сетки. При наблюдении в свете красной водородной
линии 6563 А окото солнечных пятен в хромосфере видна характерная вихревая
структура (рис. 3). Плотность в хромосфере падает с увеличением расстояния
от центра С. Число атомов в 1 см³изменяется от 10¹⁵
вблизи фотосферы до 10" в верх, части хромосферы. Спектр хромосферы состоит
из сотен эмиссионных спектр, линий водорода, гелия, металлов. Наиболее
сильные из них - красная линия водорода На (6563 А) и линии H и К ионизованного
кальция с длиной волны 3968 А и 3934 А. Протяжённость хромосферы неодинакова
при наблюдении в разных спектр, линиях; в самых сильных хромосферных линиях
её можно проследить до 14 000 км над фотосферой. Исследование спектров
хро-

мосферы привело к выводу, что в слое, где
происходит переход от фотосферы к хромосфере, темп-pa переходит через минимум
и по мере увеличения высоты над основанием хромосферы становится равной
8-10 тыс. К, а на высоте в неск. тыс. км достигает 15-20 тыс. К.
Установлено, что в хромосфере имеет место хаотическое (турбулентное) движение
газовых масс со скоростями до 15 *10 ³м/сек. В хромосфере
факелы в активных областях видны в монохроматич. свете сильных хромосферных
линий как светлые образования, наз. обычно флоккулами. В линии Hа, хорошо
видны тёмные образования, наз. волокнами. На краю диска С. волокна выступают
за диск и наблюдаются на фоне неба как яркие протуберанцы. Наиболее часто
волокна и протуберанцы встречаются в четырёх расположенных симметрично
относительно солнечного экватора зонах: полярных зонах севернее + 40° и
южнее -40° гелиографич. широты и низкоширотных зонах около ± 30° в начале
цикла солнечной активности и 17° в конце цикла. Волокна и протуберанцы
низкоширотных 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
2 года после максимума пятен. Волокна, являющиеся спокойными протуберанцами,
могут достигать длины солнечного радиуса и существовать в течение нескольких
оборотов С. Средняя высота протуберанцев над поверхностью С. составляет
30-50 тыс. км, средняя длина - 200 тыс. км, ширина - 5 тыс.
км.
Согласно
исследованиям А. Б. Северного, все протуберанцы по характеру движений
можно разбить на 3 группы: электромагнитные, в к-рых движения происходят
по упорядоченным искривлённым траекториям - силовым линиям магнитного поля;
хаотические, в к-рых преобладают неупорядоченные, турбулентные движения
(скорости порядка 10 км/сек); эруптивные, в которых вещество первоначально
спокойного протуберанца с хаотическими движениями внезапно выбрасывается
с возрастающей скоростью (достигающей 700 км/сек) прочь от С. Темп-pa
в протуберанцах (волокнах) 5-10 тыс. К, плотность близка к ср. плотности
хромосферы. Волокна, представляющие собой активные, быстро меняющиеся протуберанцы,
обычно сильно изменяются за неск. ч или даже мин. Форма и
характер движений в протуберанцах тесно связаны с магнитным полем в хромосфере
и солнечной короне.

Солнечная корона - самая внешняя и наиболее
разрежённая часть солнечной атмосферы, простирающаяся на неск. (более 10)
солнечных радиусов. До 1931 корону можно было наблюдать только во время
полных солнечных затмений в виде серебристо-жемчужного сияния вокруг закрытого
Луной диска С. (см.т. 9. вклейка к стр. 384-385). В короне хорошо выделяются
детали её структуры: шлемы, опахала, корональ· ные лучи и полярные щёточки.
После изобретения коронографа солнечную корону стали наблюдать и
вне затмений. Общая форма короны меняется с фазой цикла солнечной активности:
в годы минимума корона сильно вытянута вдоль экватора, в годы максимума
она почти сферична. В белом свете поверхностная яркость солнечной короны
в миллион раз меньше яркости центра диска С. Свечение её образуется в основном
в результате рассеяния фотосферного излучения свободными электронами. Практически
.все атомы в короне ионизованы. Концентрация ионов и свободных электронов
у основания короны составляет 10" частиц в 1 см³. Нагрев
короны осуществляется аналогично нагреву хромосферы. Наибольшее выделение
энергии происходит в ниж. части короны, но благодаря высокой теплопроводности
корона почти изотермична - температура понижается наружу очень медленно.
Отток энергии в короне происходит несколькими путями. В ниж. части короны
основную роль играет перенос энергии вниз благодаря теплопроводности. К
потере энергии приводит уход из короны наиболее быстрых частиц. Во внеш.
частях короны большую часть энергии уносит солнечный ветер - поток коронального
газа, скорость к-рого растёт с удалением от С. от нескольких км/сек
у его поверхности до 450 км/сек на расстоянии Земли. Темп-pa
в короне превышает 10⁶ К. В активных областях темп-pa выше -
до 10 ⁷ К. Над активными областями могут образовываться т. н.
корональные конденсации, в к-рых концентрация частиц возрастает в десятки
раз. Часть излучения внутр. короны - это линии излучения многократно ионизованных
атомов железа, кальция, магния, углерода, кислорода, серы и др. хим. элементов.
Они наблюдаются и в видимой части спектра, и в ультрафиолетовой области.
В солнечной короне генерируются радиоизлучение С. в метровом диапазоне
и рентгеновское излучение, усиливающиеся во много раз в активных областях.
Как показали расчёты, солнечная корона не находится в равновесии с межпланетной
средой. Из короны в межпланетное пространство распространяются потоки частиц,
образующие солнечный ветер. Между хромосферой и короной имеется сравнительно
тонкий переходный слой, в к-ром происходит резкий рост темп-ры до значений,
характерных для короны. Условия в нём определяются потоком энергии из короны
в результате теплопроводности. Переходный слой является источником большей
части ультрафиолетового излучения С. Хромосфера, переходный слой и корона
дают всё наблюдаемое радиоизлучение С. В активных областях структура хромосферы,
короны и переходного слоя изменяется. Это изменение, однако, ещё недостаточно
изучено.

Солнечные вспышки. В активных областях
хромосферы наблюдаются внезапные и сравнительно кратковременные увеличения
яркости, видимые сразу во многих спектр, линиях. Эти яркие образования
существуют от нескольких мин до нескольких ч. Они наз. солнечными
вспышками (прежнее назв.- хромосферные вспышки). Вспышки лучше всего видны
в свете водородной линии Hа, но наиболее яркие видны иногда и в белом свете.
В спектре солнечной вспышки насчитывается неск. сотен эмиссионных линий
различных элементов, нейтральных и ионизованных. Темп-pa тех слоев солнечной
атмосферы, к-рые дают свечение в хромосферных линиях (1-2) *10 ⁴
К, в более высоких слоях - до 10 ⁷ К. Плотность частиц во вспышке
достигает 10 ¹³-10¹⁴ в 1 см³. Площадь
солнечных вспышек может достигать 10¹⁵м². Обычно
солнечные вспышки происходят вблизи быстро развивающихся групп солнечных
пятен с магнитным полем сложной конфигурации. Они сопровождаются активизацией
волокон и флоккулов, а также выбросами вещества. При вспышке выделяется
большое количество энергии (до 10²⁴ - 10²⁵дж).
Предполагается,
что энергия солнечной вспышки первоначально запасается в магнитном поле,
а затем быстро вы вобожда-ется, что приводит к локальному нагреву и ускорению
протонов и электронов, вызывающих дальнейший разогрев газа, его свечение
в различных участках спектра электромагнитного излучения, образование ударной
волны. Солнечные вспышки дают значит, увеличение ультрафиолетового излучения
С., сопровождаются всплесками рентгеновского излучения (иногда весьма мощными),
всплесками радиоизлучения, выбросом корпускул высоких энергий вплоть до
10¹⁰ эв. Иногда наблюдаются всплески рентгеновского излучения
и без усиления свечения в хромосфере. Нек-рые солнечные вспышки (они называются
протонными) сопровождаются особенно сильными потоками энергичных частиц
- космическими лучами солнечного происхождения. Протонные вспышки
создают опасность для находящихся в полёте космонавтов, т. к. энергичные
частицы, сталкиваясь с атомами оболочки косм и ч. корабля, порождают тормозное,
рентгеновское и гамма-излучение, причём иногда в опасных дозах.

Влияние солнечной активности на земные
я в л ен и я. С. является в конечном счете источником всех видов энергии,
к-рымн пользуется человечество (кроме атомной энергии). Это - энергия ветра,
падающей воды, энергия, выделяющаяся при сгорании всех видов горючего.
Весьма многообразно влияние солнечной активности на процессы, происходящие
в атмосфере, магнитосфере и биосфере Земля (см. Солнечно-земные связи).

Инструменты для исследования С. Наблюдения
С. ведутся с помощью рефракторов небольшого или среднего размера н больших
зеркальных телескопов, у к-рых большая часть оптики неподвижна, а солнечные
лучи направляются внутрь горизонтальной или башенной установки телескопа
при помощи одного (сидеростат, гелиостат) или двух (целостат) движущихся
зеркал (см. рис. к ст. Башенный телескоп, т. 3, стр. 58). При стр-ве
больших солнечных телескопов особое внимание обращается на высокое
пространственное разрешение по диску С. Создан спец. тип солнечного телескопа
- внезатменный коронограф. Внутри коронографа осуществляется затмение изображения
С. искусственной "Луной" - спец. непрозрачным диском, В коронографе во
много раз уменьшается количество рассеянного света, поэтому можно наблюдать
вне затмения самые внеш. слои атмосферы С. Солнечные телескопы часто снабжаются
узкополосными светофильтрами, позволяющими вести наблюдения в свете одной
спектр, линии. Созданы также нейтральные светофильтры с переменной прозрачностью
по радиусу, позволяющие наблюдать солнечную корону на расстоянии нескольких
радиусов С. Обычно крупные солнечные телескопы снабжаются мощными спектрографами
с фотографич. или фотоэлектрич. регистрацией спектров. Спектрограф может
иметь также магнитограф - прибор для исследования зеемановского расщепления
и поляризации спектр, линий и определения величины и направления магнитного
поля на С. Необходимость устранить замывающее действие земной атмосферы,
а также исследования излучения С. в ультрафиолетовой, инфракрасной и нек-рых
др. областях спектра, к-рые поглощаются в атмосфере Земли, привели к созданию
орбитальных обсерваторий за пределами атмосферы, позволяющих получать спектры
С. и отд. образований на его поверхности вне земной атмосферы.

Лит : Солнце, под ред. Дж. Койпера,
пер. с англ., т. 1, M., 1957; Я re p K., Строение и динамика атмосферы
Солнца, пер. с англ.. M., 1962; Ал лен К. У., Астрофизические величины,
пер. с англ., M., 1960; M устель Э. Р., Звездные атмосферы, M., 1960, Северный
А. Б., Физика Солнца, M., 1956; Зирин Г., Солнечная атмосфера, пер с англ.,
M., 1969; Alien С. W.. Astrophysical quantities, 3 ed., L., 1973. Э.
E. Дубов.

А Б В Г Д Е Ё Ж З И Й К Л М Н О П Р С Т У Ф Х Ц Ч Ш Щ Ъ Ы Ь Э Ю Я