Солнце

- 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.