Сонце

Сонце, центральне тіло сонячної системи, являє собою розпечену плазмовий кулю; Сонце - найближча до Землі зоря. Маса Сонця 1,990 х10530 0кг (в 332958 разів більша за масу Землі). У Сонці зосереджено 99,866% маси Сонячної системи. Сонячний паралакс дорівнює 8,794 "(4,263 х105-5 0радіан). Відстань від Землі до Сонця змінюється від 1,4710 х10511 0м (у січні) до 1,5210 х10511 0 (у липні), складаючи в середньому 1,4960 х10511 0м. Цю відстань прийнято вважати однією астрономічної одиницею. Середній кутовий діаметр Сонця становить 1919,26 "(9,305 х105-3 рад), чому відповідає лінійний діаметр Сонця, що дорівнює 1,392 х10590м (в 109 разів більше діаметру екватора Землі). Середня щільність Сонця 1,41 х10530кг/м530. Прискорення вільного падіння на поверхні Сонця становить 273,98 м/сек520. Друга космічна швидкість на поверхні Сонця дорівнює 6,18 х1055 0м/сек. Ефективна температура поверхні Сонця, що визначається відповідно до закону випромінювання Стефана-Больцмана, за повним випромінюванням Сонця дорівнює 5770 К.

Історія телескопічних спостережень Сонця починається з спостережень, виконаних Г. Галлілеем в 1611 році; були відкриті сонячні плями, визначено період обертання Сонця навколо своєї осі. У 1843 році німецький астроном Г. Швабе виявив циклічність сонячної активності. Розвиток методів спектрального аналізу дозволило вивчити фізичні умови на Сонці. У 1814 році Й. Фраунгофер знайшов темні лінії поглинання в спектрі Сонця - це поклало початок вивченню хімічного складу Сонця. З 1836 року регулярно ведуться спостереження затемнень Сонця, що привело до виявлення корони і хромосфери Сонця, а також сонячний протуберанців. У 1913 році американський астроном Дж.Хейл спостерігав зеєманівське розщеплення фраунгоферових ліній спектру сонячних плям і цим довів існування на Сонце магнітних полів. До 1942 році шведський астроном Б. Едлен та інші ототожнили кілька ліній спектру сонячної корони з лініями високоіонізоване елементів, довівши цим високу температуру у сонячній короні. У 1931 році Б. Ліо винайшов сонячний коронограф, що дозволив спостерігати корону і хромосферу поза затемнень. На початку 40-х років XX століття було відкрито радіовипромінювання Сонця. Істотним поштовхом для розвитку фізики Сонця в другій половині XX століття послужив розвиток магнітної гідродинаміки й фізики плазми. Після початку космічної ери вивчення ультрафіалетового та рентгенівського випромінювання Сонця ведеться методами позаатмосферної астрономії за допомогою ракет, автоматичних орбітальних обсерваторій на супутниках Землі, космічних лабораторій з людьми на борту.

Обертання Сонця навколо осі відбувається в тому ж напрямку, що і обертання Землі, у площині, нахиленою на 7 ° 15 'до площини орбіти Землі (екліптики). Швидкість обертання визначається по видимому руху різних деталей в атмосфері Сонця і по зсуву спектральних ліній в спектрі краю диска Сонця внаслідок ефекту Доплера. Таким чином було виявлено, що період обертання Сонця неоднаковий на різних широтах. Положення різних деталей на поверхні Сонця визначається за допомогою геліографічних координат, відлічуваних від сонячного екватора (геліографічна широта) і від центрального меридіана видимого диска Сонця або від певного меридіана, обраного в якості початкового (так званого меридіана Каррінгтона). При цьому вважають, що Сонце обертається як тверде тіло. Один оборот відносно Землі точки з геліографічною широтою 17 ° здійснюють за 27,275 доби (синодичний період). Час обороту на тій же широті Сонця щодо зірок (сидеричний період) - 25,38 доби. Угловая швидкість обертання 7f 0для сидеричному обертання змінюється з геліографічною широтою 7w 0по закону: 7w0 = 14,33 ° -3 ° sin527f на добу. Лінійна швидкість обертання на екваторі Сонця-близько 2000 м/сек.

Сонце як зірка є типовим жовтим карликом і розташовується в середній частині головної послідовності зір на діаграмі Герцшпрунга-Рессела.Відімая фотовізуальная зоряна величина Сонця дорівнює -26,74, абсолютна візуальна зоряна величина M4v 0равна 4,83. Показник кольору Сонця становить для випадку синій (В) і візуальної (М) областей спектру M4B0-M4V0 = 0,65. Спектральний клас Сонця G2V. Швидкість руху щодо сукупності найближчих зірок 19,7 х1053 0м/сек. Сонце розташоване усередині однієї зі спіральних гілок нашої Галактики на відстані близько 10 КПС від її центру. Період обертання Сонця навколо центру Галактики близько 200 мільйонів років. Вік Сонця - близько 5х10590 років.

Внутрішнє будова Сонця визначено в припущенні, що воно є сферично симетричним тілом і знаходиться в рівновазі. Рівняння переносу енергії, закон збереження енергії, рівняння стану ідеального газу, закон Стефана-Больцмана та умови гідростатичного, променевого і конвекційного рівноваги разом з обумовленими зі спостережень значеннями повної світності, повної маси і радіусу Сонця і даними про його хімічний склад дають можливість побудувати модель внутрішньої будови Сонця. Вважають, що вміст водню в Сонце за масою близько 70%, гелію близько 27%, вміст всіх інших елементів близько 2,5%. На підставі цих припущень обчислено, що температура в центрі Сонця складає 10-15х10560К, щільність близько 1,5 х1055 0кг/м530, тиск 3,4 х10516 н/м52 0 (близько 3х10511 0атмосфер). Вважається, що джерелом енергії, які поповнюють втрати на випромінювання і що підтримує високу температуру Сонця, є ядерні реакції, що відбуваються в надрах Сонця. Середня кількість енергії, що виробляється всередині Сонця, становить 1,92 ерг/м/сек. Виділення енергії визначається ядерними реакціями, за яких водень перетворюється на гелій. На Сонці можливі дві групи термоядерних реакцій: так званий протон - протонний (водневий) цикл і вуглецевий цикл (цикл Бете). Найбільш імовірно, що на Сонце переважає протонпротонний цикл, що складається з трьох реакцій, у першому з яких з ядер водню утворюються ядра дейтерію (важкий ізотоп водню, атомна маса 2); в другій з ядер водню утворюються ядра ізотопу гелію з атомною масою 3 і, нарешті, в третій з них утворюються ядра стійкого ізотопу гелію з атомною масою 4.

Перенесення енергії із внутрішніх шарів Сонця в основному відбувається шляхом поглинання електромагнітного випромінювання, що приходить знизу, і наступного перевипромінювання. У результаті зниження температури при віддаленні від Сонця поступово збільшується довжина хвилі випромінювання, що переносить більшу частину енергії в верхні шари. Перенесення енергії рухом гарячого речовини з внутрішніх шарів, а охолодженого всередину (конвекція) відіграє істотну роль у порівняно більш високих шарах, що утворюють конвективну зону Сонця, що починається на глибині близько 0,2 сонячних радіусу і має товщину близько 1058 0м. Швидкість конвективних рухів зростає з віддаленням від центру Сонця і в зовнішній частині конвективної зони досягає (2-2,5) х1053 0м/сек. У ще більш високих шарах (в атмосфері Сонця) перенесення енергії знову здійснюється випромінюванням. У верхніх шарах атмосфери Сонця (в хромосфері й короні) частина енергії доставляється механічними і магнітогідродинамічні хвилями, які генеруються в конвективної зоні, але поглинаються лише у цих шарах. Густина у верхній атмосфері дуже мала, і необхідний відвід енергії за рахунок випромінювання і теплопровідності можливий тільки, якщо кінетична енергія цих шарів досить велика. Нарешті, у верхній частині сонячної корони велику частину енергії забирають потоки речовини, які рухаються від Сонця, так званий сонячний вітер. Температура в кожному шарі встановлюється на такому рівні, що автоматично здійснюється баланс енергії: кількість принесеної енергії за рахунок поглинання всіх видів випромінювання, теплопровідністю або рухом речовини дорівнює сумі всіх енергетичних втрат шару.

Повний випромінювання Сонця визначається за освітленості, створюваної ним на поверхні Землі, - близько 100 тис. лк, коли Сонце знаходиться в зеніті. Поза атмосферою на середній відстані Землі від Сонця освітленість дорівнює 127 тис. лк. Сила світла Сонця складає 2,84 х10527 0свечей. Кількість енергії, що припадає на одну хв на площу в 1 см520, поставлену перпендикулярно до сонячних променів за межами атмосфери на середній відстані Землі від Сонця, називають сонячною постійною. Потужність загального випромінювання Сонця - 3,83 х10526 0ватт, з яких на Землю потрапляє близько 2х10517 0ватт, середня яскравість поверхні Сонця (при спостереженні поза атмосферою Землі) складає 1,98 х1059 0нт, яскравість центру диска Сонця 2,48 х1059 0нт. Яскравість диска Сонця зменшується від центру до краю, причому це зменшення залежить від довжини хвилі, так що яскравість на краю диска Сонця для світла з довжиною хвиля 3600А складає 0,2 яскравості його центру, а для 5000А -- близько 0,3 яскравості центру диска Сонця. На самому краю диска Сонця яскравість падає в 100 разів протягом менше однієї секунди дуги, тому межа диска Поглинання.

Спектральний склад світла, що випромінюється Сонцем, тобто розподіл енергії в центрі Сонця (після врахування впливу поглинання в земній атмосфері і впливу фраунгоферових ліній), загалом відповідає розподілу енергії в випромінюванні абсолютно чорного тіла з температурою близько 6000 К. В окремих ділянках спектра можуть помітні відхилення. Максимум енергії в спектрі Сонця відповідає довжині хвилі 4600 А. Спектр Сонця - це безперервний спектр, ні який накладено більше 20 тисяч ліній поглинання (фраунгоферових ліній). Більше 60% з них ототожнене з спектральними лініями відомих хімічних елементів шляхом порівняння довжин хвиль та відносній інтенсивності лінії поглинання в сонячному спектрі з лабораторними спектрами. Вивчення фраунгоферових ліній дає відомості не тільки про хімічний склад атмосфери Сонця, а й про фізичні умови в тих шарах, у яких утворюються ті чи інші поглинання. Переважним елементом на Сонце є водень. Кількість атомів гелію в 4-5 разів менше, ніж водню. Число атомів всіх інших елементів разом узятих, по крайней мере, в 1000 разів менше числа атомів водню. Серед них найбільш рясні кисень, вуглець, азот, магній, залізо і інші. У спектрі Сонця можна ототожнити також лінії, що належать деяким молекул і вільним радикалам: OH, NH, CH, CO та іншим.

Магнітні поля на Сонці вимірюються головним чином по зеєманівське розщеплення ліній поглинання в спектрі Сонця. Розрізняють декілька типів магнітних полів на Сонце. Загальне магнітне поле Сонця невелике і напруженості в 1 е тієї чи іншої полярності і змінюється з часом. Це поле тісно пов'язане з міжпланетним магнітним полем і його секторною структурою. Магнітні поля, пов'язані з сонячною активністю, можуть сягати в сонячних плямах напруженості в кілька тисяч е.. Структура магнітних полів в активних областях дуже заплутана, чергуються магнітні полюси різної полярності. Зустрічаються також локальні магнітні області з напруженістю поля в сотні е. поза сонячних плям. Магнітні поля проникають і в хромосферу, і в сонячну корону. Велику роль на Сонце грають магнітогазодінаміческіе та плазмові процеси. При температурі 5000 - 10000 До газ досить іонізована, провідність його велика і завдяки величезним масштабами сонячних явищ значення електромеханічних та магнітомеханіческіх взаємодій вельми велике.

Атмосферу Сонця утворюють зовнішні, доступні спостереженню шари. Майже усе випромінювання Сонця виходить з нижньої частини його атмосфери, званої фотосферою. На підставі рівнянь променевого переносу енергії, променевого і локального термодинамічного рівноваги і спостережуваного потоку випромінювання можна теоретично побудувати модель розподілу температури і густини з глибиною у фотосфері. Товщина фотосфери близько трьохсот кілометрів, її середня щільність 3х105-4 0кг/м530. Температура в фотосфері падає у міру переходу до більш зовнішніх шарах, середнє її значення близько 6000 К, на межі фотосфери близько 4200 К. Тиск змінюється від 2х1054 0до 1052 0н/м520. Конвекція в підфотосферній зоні Сонця проявляється в нерівномірного яскравості фотосфери, її зернистості так званої грануляційної структурі. Гранули являють собою яскраві цятки більш-менш круглої форми. Розмір гранул 150 - 1000 км, час життя 5 - 10 хвилин, окремі гранули вдається спостерігати протягом 20 хвилин. Іноді гранули утворюють скупчення розміром до 30 тисяч кілометрів. Гранули яскравіше межгранульних проміжків на 20-30%, що відповідає різниці в температурі в середньому на 300 К. На відміну від інших утворень, на поверхні Сонця грануляція однакова на всіх геліографічних широтах і не залежить від сонячної активності. Швидкості хаотичних рухів (турбулентні швидкості) у фотосфері складають по різних визначень 1-3 км/сек. У фотосфері виявлені квазіперіодичні коливальні рухи в радіальному напрямку. Вони відбуваються на майданчиках розмірами 2-3 тисячі кілометрів з періодом близько п'яти хвилин і амплітудою швидкості порядку 500 м/сек. Після декількох періодів коливання в даному місці згасають, потім можуть виникнути знову. Спостереження показали також існування осередків, в яких рух відбувається в горизонтальному напрямку від центру осередку до її кордонів. Швидкості таких рухів близько 500 м/сек. Розміри осередків -- супергранул складають 30-40 тисяч кілометрів. За положенням супергранул збігаються з осередками хромосферної сітки. На кордонах супергранул магнітне поле посилений. Припускають, що супергранул відображають на глибині декількох тисяч кілометрів під поверхнею конвективних осередків такого ж розміру. Спочатку передбачалося, що фотосфера дає тільки безперервне випромінювання, а лінії поглинання утворюються в розташованому над нею звертаємо шарі. Пізніше було встановлено, що в фотосфері утворюються і спектральні лінії, і безперервний спектр. Однак для спрощення математичних викладок при розрахунках спектральних ліній поняття звертає шару іноді застосовується.

Часто в фотосфері спостерігаються сонячні плями і факели. Сонячний плями - це темні утворення, що складаються, як правило, з темного ядра (тіні) і навколишнього його півтіні. Діаметри плям сягають двохсот тисяч кілометрів. Іноді пляма буває оточене світлою облямівкою. Зовсім маленькі плями називають порами. Час життя плям від кількох годин до кількох місяців. У спектрі плям ще більше ліній і смуг поглинання, ніж у спектрі фотосфери, він нагадує спектр зірки спектрального класу КВ. Зміщення ліній в спектрі плям через ефект Доплера вказує на рух речовини в плямах - витікання на низьких рівнях і втеканіе на більш високих, швидкості руху до 3 тис. м/сек. З порівнянь інтенсивності ліній і безперервного спектру плям і фотосфери випливає, що плями холодніше фотосфери на 1-2 тисячі градусів (4500 К і нижче). Через це на фоні фотосфери плями здаються темними, яскравість ядра складає 0,2-0,5 яскравості фотосфери, яскравість півтіні близько 80% фотосферної. Всі сонячні плями володіють сильним магнітним полем, що досягає для великих плям напруженості 5 тисяч естердов. Звичайно плями утворюють групи, які за своєму магнітного поля можуть бути уніполярні, біполярними і мультиполярними, тобто містити багато плям різної полярності, часто об'єднаних загальною півтінню. Групи плям завжди оточені смолоскипами і флоккуламі, протуберанцями, поблизу них іноді відбуваються сонячні спалахи, і у сонячній короні над ними спостерігаються утворення у вигляді променів шоломів, опахал - все це разом утворює активну область на Сонці. Середньорічна кількість спостережуваних плям і активних областей, а також середня площа, яку займає ними, змінюється з періодом близько 11 років. Це - середня величина, тривалість ж окремих циклів сонячної активності коливається від 7,5 до 16 років. Найбільше число плям, одночасно видимих на поверхні Сонця, змінюється для різних циклів більш ніж у два рази. В основному плями зустрічаються в так званих королівських зонах, простягаються від 5 до 30 ° геліографічною широти по обидва сторона сонячного екватора. На початку циклу сонячної активності широта місця розташування плям вище, а в кінці циклу - нижче, а на більш високих широтах з'являються плями нового циклу. Найчастіше спостерігаються біполярні групи плям, що складаються з двох великих плям - головного і наступного, що мають протилежну магнітну полярність, і кілька дрібніших. Головні плями мають одну іту ж полярність протягом усього циклу сонячної активності, ці полярності протилежні в північній та південній півсфера Сонця. Мабуть, плями являють собою заглиблення в фотосфері, а щільність речовини в них менше щільності речовини в фотосфері на тому ж рівні.

В активних областях Сонця спостерігаються смолоскипи - яскраві фотосферних освіти, видимі в білому світі переважно поблизу краю диска Сонця. Зазвичай смолоскипи з'являються раніше плям і існують деякий час після їх зникнення. Площа факельних полщадок в кілька разів перевищує площу відповідної групи плям. Кількість смолоскипів на диску Сонця залежить від фази циклу сонячної активності. Максимальний контраст (18%) смолоскипи мають поблизу краю диска Сонця, але не на самому краю. В центрі диска Сонця факели практично не видно, контраст їх дуже малий. Смолоскипи мають складну волокнисту структуру, їхній контраст залежить від довжини хвилі, на якій проводяться спостереження. Температура смолоскипів на кілька сотень градусів перевищує температуру фотосфери, загальне випромінювання з одного квадратного сантиметра перевищує фотосферної на 3-5%. Мабуть, смолоскипи кілька підносяться над фотосферою. Середня тривалість їхнього існування - 15 діб, але може досягати майже трьох місяців.

Вище фотосфери розташований шар атмосфери, що називається хромосферою. Без спеціальних Хромосферу можна побачити під час повного сонячного затемнення, як рожеве кільце, що оточує темний диск в ті хвилини, коли Місяць повністю закриває фотосфери. Тоді можна спостерігати і спектр хромосфери. На краю диска Сонця хромосфера представляється спостерігачеві як нерівна смужка, з якої виступають окремі зубчики - хромосферні спікули. Діаметр спікули 200-2000 кілометрів, висота близько 10000 кілометрів, швидкість підйому плазми в спікули до 30 км/сек. Одночасно на Сонці може бути до 250 тисяч спікули. При спостереженні в монохроматичному світлі на диску Сонця видно яскраву хромосферної сітка, що складається з окремих вузликів - дрібних діаметром до 1000 км і великих діаметром від 2000 до 8000 км. Великі вузлики являють собою скупчення дрібних. Розміри осередків сітки 30-40 тисяч кілометрів. Вважають, що спікули утворюються на межі комірок хромосферної сітки. Щільність в хромосфері падає зі збільшенням відстані від центру Сонця. Число атомів в одному куб. сантиметрі змінюється від 10515 0вблізі фотосфери до 1059 0В верхній частині хромосфери. Дослідження спектрів хромосфери призвело до висновку, що в шарі, де відбувається перехід від фотосфери до хромосфері, температура переходить через мінімум і по міру збільшення висоти над підставою хромосфери стає рівною 8-10 тисяч Кельвінів, а на висоті в кілька тисяч кілометрів досягає 15-20 тисяч Кельвінів. Встановлено, що в хромосфері має місце хаотичний рух газових мас зі швидкостями до 15х1053 0м/сек. У хромосфері факели в активних областях видно як світлі освіти, звані зазвичай флоккуламі. У червоній лінії спектра водню добре видно темні утворення, що називаються волокнами. На краю диска Сонця волокна виступають за диск і спостерігаються на фоні неба як яскраві протуберанці. Найбільш часто волокна і протуберанці зустрічаються у чотирьох розташованих симетрично щодо сонячного екватора зонах: полярних зонах на північ і на південь від 40 ° -40 ° геліографічною широти і нізкошіротних зонах близько v30 ° на початку циклу сонячної активності та v17 ° наприкінці циклу. Волокна й протуберанці нізкошіротних зон показують добре виражений 11-річний цикл, їхній максимум співпадає з максимумом плям. У високоширотних протуберанців залежать від фаз сонячної активності виражена менше, максимум настає через два роки після максимуму плям. Волокна, які є спокійними протуберанцями, можуть досягати довжини сонячного радіуса й існувати протягом декількох обертів Сонця. Середня висота над протуберанців поверхнею Сонця становить 30-50 тис. км, середня довжина 200 тисяч кілометрів, ширина - 5 тисяч кілометрів. Згідно з дослідженнями А. Б. Північного, всі протуберанці за характером руху можна розбити на 3 групи: електромагнітні, в яких рухи відбуваються за впорядкованим викривленим траєкторіях - силовим лініям магнітного поля; хаотичні, в яких переважають невпорядковані турбулентні руху (швидкості порядку 10 км/сек); еруптивні, в яких речовина первісного спокійного протуберанця з хаотичними рухами раптово викидається зі зростаючою швидкістю (що досягає 700 км/сек) геть від Сонця. Температура в протуберанцях (волокнах) 5-10 тисяч кельвінів, густина близька до середньої щільності хромосфери. Волокна, що представляють собою активні, мінливі протуберанці, досить швидко змінюються за кілька годин або навіть хвилин. Форма й характер рухів у протуберанцях тісно пов'язані з магнітним полем у хромосфері і сонячної корони.

Сонячна корона - зовнішня і найбільш розріджена частина сонячної атмосфери, простягається на кілька (більше 10) сонячних радіусів. До 1931 року корону можна було спостерігати тільки під час повних сонячних затемнень у вигляді сріблясто-перлинного сяйва за допомогою орбітальних телескопів диска Сонця. У короні добре виділяються деталі її структури: шоломи, віяла, корональні промені і полярні щіточки. Після винаходу коронографа сонячну корону стали спостерігати і поза затемнень. Загальна форма корони змінюється з фазою циклу сонячної активності: у роки мінімуму корона сильно витягнута уздовж екватора, в роки максимуму вона майже сферична. У білому світі поверхнева яскравість сонячної корони в мільйон разів менше яскравості центру диска Сонця. Савчин її утворюється в основному в результаті розсіювання фотосферного випромінювання вільними електронами. Практично всі атоми в короні іонізовані. Концентрація іонів і вільних електронів біля основи корони складає 1059 0частіц в 1 см530. Нагрівання корони аналогічне до нагрівання хромосфери. Найбільше виділення енергії відбувається в нижній частині корони, але завдяки високій теплопровідності корона майже ізотермічна - температура знижується назовні дуже повільно. Відтік енергії в короні відбувається кількома шляхами. У нижній частині корони витік енергії униз відбувається завдяки теплопровідності. До втрати енергії призводить відхід із корони найшвидших часток. У зовнішніх частинах корони велику частину енергії несе сонячний вітер - потік корональної газу, швидкість якого зростає з віддаленням від Сонця від декількох км/сек у його поверхні до 450 км/сек на відстані Землі. Температура в короні перевищує 1056 0К. В активних шарах корони температура вище - до 1057 0К. Над активними областями можуть утворюватися так звані корональні конденсації, в яких концентрація часток зростає в десятки разів. Частина випромінювання всередині корони - це лінії випромінювання багаторазово іонізованих атомів заліза, кальцію, магнію, вуглецю, кисню, сірки та інших хімічних елементів. Вони спостерігаються і у видимій частині спектру і в ультрафіалетовой області. У сонячній короні генерується радіовипромінювання Сонця в метровому діапазоні й рентгенівське випромінювання, що підсилюється в багато разів в активних областях. Як показали розрахунки, сонячна корона не знаходиться в рівновазі з міжпланетної середовищем. З корони поширюються в міжпланетний простір потоки часток, що утворюють сонячний вітер. Тим хромосферою й короною є порівняно тонкий перехідний шар, в якому відбувається різке зростання температури до значень, характерних для корони. Умови в ньому визначаються потоком енергії з корони в результаті теплопровідності. Перехідний шар є джерелом більшої частини ультрафіалетового випромінювання Сонця. Хромосфера, перехідний шар і корона створюють всі радіовипромінювання Сонця. В активних областях структура хромосфери, корони і перехідного шару змінюється. Ця зміна, однак, ще недостатньо вивчена.

В активних областях хромосфери спостерігаються раптові і порівняно короткочасні збільшення яскравості, видимі відразу в багатьох спектральних лініях. Ці яскраві освіти існують від декількох хвилин до декількох годин. Вони називаються сонячними спалахами (колишня назва - хромосферні спалаху). Спалахи краще усього видно в світі водневої лінії, але найбільш яскраві помітні й у білому світлі. У спектрі сонячного спалаху налічується кілька сотень емісійних ліній різних елементів, нейтральних і іонізованих. Температура тих верств сонячної атмосфери, які дають світіння в хромосферних лініях (1-2) х1054 0К, в більш високих шарах - до 1057 0К. Щільність часток у спалаху досягає 105130-10514 0В одному кубічному сантиметрі. Площа сонячних спалахів може досягати 10515 0м520. Звичайно сонячні спалахи відбуваються поблизу швидко розвиваються груп сонячних плям з магнітним полем складної конфігурації. Вони супроводжуються активізацією волокон і флоккулов, а також викидами речовини. При спалаху виділяється велика кількість енергії (до 105210-10525 0джоулей). Передбачається, що енергія сонячного спалаху спочатку запасається в магнітному полі, а потім швидко вивільняється, що призводить до локального нагріву і прискорення протонів і електронів, що викликають подальший розігрів газу, його світіння в різних ділянках спектра електромагнітного випромінювання, освіта ударної хвилі. Сонячні спалахи дають значне збільшення ультрафіалетового випромінювання Сонця, супроводжуються сплесками рентгенівського випромінювання (іноді досить потужними), сплесками радіовипромінювання, викидом карпускул високих енергій аж до 10510 0ев. Іноді спостерігаються сплески рентгенівського випромінювання і без посилення світіння в хромосфері. Деякі спалаху (вони називаються протони) супроводжуються особливо сильними потоками енергійних частинок - космічними променями сонячного походження. Протонні спалаху створюють небезпеку для знаходяться в польоті космонавтів, тому що енергійні частинки, стикаючись з атомами оболонки корабля породжують рентгенівське й гамма-випромінювання, причому іноді в небезпечних дозах.

Рівень сонячної активності (число активних областей та сонячних плям, кількість і потужність сонячних спалахів і т.д.) змінюється з періодом близько 11 років. Існують також слабкі коливання величини максимумів 11-річного циклу з періодом близько 90 років. На Землі 11-річний цикл простежується на цілому ряді явищ органічної та неорганічної природи (зміни магнітного поля, полярні сяйва, збурення іоносфери, зміна швидкості росту дерев з періодом близько 11 років, встановленим за чергуванням товщини річних кілець, і т.д.). На земні процеси роблять також вплив окремі активні області на Сонце і відбуваються в них короткочасні, але іноді дуже потужні спалаху. Час існування окремої магнітної області на Сонці може досягати одного року. Викликаються цією областю обурення в магнітосфері і верхньої атмосфері Землі повторюються через 27 діб (з контрольоване з Землі періодом обертання Сонця). Найбільш потужні прояви сонячної активності - сонячний (хромосферні) спалахи відбуваються нерегулярно (частіше поблизу періодів максимальної активності), їх тривалість складає 5-40 хвилин, рідко кілька годин. Енергія хромосферної спалаху може досягати 10525 джоулів, з що виділяється при спалаху енергії лише 1-10% припадає на електромагнітне випромінювання в оптичному діапазоні. У порівнянні з повним випромінюванням Сонця в оптичному діапазоні енергія спалаху не велика, але короткохвильове випромінювання спалаху і генеруються при спалахів електрони, а іноді сонячні космічні промені можуть дати помітний внесок у рентгенівське і карпускулярное випромінювання Сонця. У періоди підвищення сонячної активності його рентгенівське випромінювання збільшується в діапазоні 30-10 нм удвічі, у діапазоні 10-1 нм у 3-5 разів, в діапазоні 1-0,2 нм більш ніж в сто разів. У міру зменшення довжини хвилі випромінювання внесок активних областей в повне випромінювання Сонця збільшується, і в останньому з зазначених діапазонів практично все випромінювання обумовлено активними областями. Жорстке рентгенівське випромінювання з довжиною хвилі менше 0,2 нм з'являється в спектрі Сонця всього лише на короткий час після спалахів.

В ультрафіалетовом діапазоні (довжина хвилі 180-350 нм) випромінювання Сонця за 11-річний цикл змінюється всього на 1-10%, а в діапазоні 290-2400 нм залишається практично постійним і складає 3,6 х105260 ват.

Сталість енергії, що отримується Землею від Сонця, забезпечує стаціонарність теплового балансу Землі. Сонячна активність істотно не позначається не енергетиці Землі як планети, але окремі компоненти випромінювання хромосферних спалахів можуть значно впливати на фізичні, біофізичні і біохімічні процеси на Землі.

Активні області є потужним джерелом корпускулярного випромінювання. Частинки з енергіями близько 1 кэв (в основному протони), що поширюються уздовж силових ліній міжпланетного магнітного поля з активних областей підсилюють сонячний вітер. Ці посилення (пориви) сонячного вітру повторюються через 27 днів і називаються рекурентних. Аналогічні потоки, але ще більшої енергії і щільності, виникають при спалахах. Вони викликають так звані спорадичні збурення сонячного вітру і досягають Землі за інтервали часу від 8 часов до двох діб. Протони високої енергії (від 100 МеВ до 1 ГеВ) від дуже сильних "протонних" спалахів і електрони з енергією 10-500 кэв, що входять до склад сонячних космічних променів, приходять до Землі через десятки хвилин після спалахів; дещо пізніше приходять ті з них, які потрапили в "пастки" міжпланетного магнітного поля і рухалися разом з сонячним вітром. Короткохвильове випромінювання і сонячні космічні промені (в високих широтах) іонізують земну атмосферу, що призводить до коливань її прозорості в ультрафіолетовому і інфрачервоному діапазонах, а також до змін умов поширення коротких радіохвиль (у ряді випадків спостерігаються порушення короткохвильового радіозв'язку).

Посилення сонячного вітру, викликане спалахом, призводить до стиснення магнітосфери Землі з сонячної сторони, посиленню струмів на її зовнішній межі, часткового проникненню часток сонячного вітру в глиб магнітосфери, поповненню частинками високих енергій радіаційних поясів Землі і т.д. Ці процеси супроводжуються коливаннями напруженості геомагнітного поля (магнітною бурею), полярними сяйвами та іншими геофізичними явищами, що відображають загальні збурювання магнітного поля Землі. Вплив активних процесів на Сонці (сонячних бурь) на геофізичні явища здійснюється як короткохвильової радіацією, так і за посередництвом магнітного поля Землі. Мабуть ці чинники є головними і для фізико-хімічних та біологічних процесів. Простежити весь ланцюг зв'язків, що призводять до 11-річної періодичності багатьох процесів на Землі поки не вдається, але накопичений великий фактичний матеріал не залишає сумнівів в існуванні таких зв'язків. Так, була встановлена кореляція між 11-річним циклом сонячної активності та землетрусами, врожаями сільгоспкультур, числом серцево-судинних захворювань і т.д. Ці дані вказують на постійне дію сонячно-земних зв'язків.

Спостереження Сонця ведуться за допомогою рефракторів невеликого або середнього розміру і великих дзеркальних телескопів, у яких велика частина оптики нерухома, а сонячні промені направляються всередину горизонтальної або баштовою установки телескопа при допомогою одного або двох рухомих дзеркал. Створено спеціальний тип сонячного телескопа - внезатменний коронограф. Всередині коронографа здійснюється затемнення Сонця спеціальним непрозорим екраном. У коронографа у багато разів зменшується кількість розсіяного світла, тому можна спостерігати поза затемненням самі зовнішні шари атмосфери Сонця. Сонячні телескопи часто забезпечуються вузькосмуговим світлофільтрами, що дозволяють вести спостереження у світлі однієї спектральної лінії. Створені також нейтральні світлофільтри зі змінною прозорістю по радіусу, що дозволяють спостерігати сонячну корону на відстані декількох радіусів Сонця. Зазвичай великі сонячні телескопи забезпечуються потужними спектрографа з фотографічною або фотоелектричної фіксацією спектрів. Спектрограф може мати також магнітограф прилад для дослідження зеєманівське розщеплення і поляризації спектральних ліній і визначення величиниі напряму магнітного поля на Сонці. Необхідність усунути замивающее дію земної атмосфери, а також дослідження випромінювання Сонця в ультрафіалетовой, інфрачервоній і деяких інших областях спектру, які поглинаються в атмосфері Землі, призвели до створення орбітальних обсерваторій за межами атмосфери, що дозволяють одержувати спектри Сонця й окремих утворень на його поверхні поза земної атмосфери.

Список літератури

Для підготовки даної роботи були використані матеріали з сайту http://referat2000.bizforum.ru/