Сонце

Солнце Солнце, центральне тіло сонячної системи, є розжарений плазмовий кулю; Сонце — найближча до Землі зірка. Маса Сонця 1,990×10 530 0 кг (в 332 958 разів більше маси Землі). У Сонце зосереджено 99,866% маси Сонячної системи. Сонячний паралакс дорівнює 8,794 «(4,263×105−5 0радиан). Відстань від Землі до Сонця змінюється від 1,4710×10 511 0 м (у грудні) до 1,5210×10 511 0(в липні), становлячи загалом 1,4960×10 511 0 м. Це відстань прийнято вважати однієї астрономічної одиницею. Середній кутовий діаметр Сонця становить 1919,26 «(9,305×105−3 радий), чому відповідає лінійний діаметр Сонця, рівний 1,392×10 590м (в 109 разів більше діаметра екватора Землі). Середня щільність Сонця 1,41×10 530кг/м530. Прискорення вільного падіння лежить на поверхні Сонця становить 273,98 м/сек520. Друга космічна швидкість лежить на поверхні Сонця дорівнює 6,18×1055 0м/сек. Ефективна температура поверхні Сонця, обумовлена відповідно до Закону випромінювання Стефана-Больцмана, по повного випромінюванню Сонця дорівнює 5770 К.

История телескопічних спостережень Сонця починається з спостережень, виконаних Г. Галлилеем в 1611 року; було відкрито сонячні плями, визначено період обертання Сонця навколо своєї осі. У 1843 року німецький астроном Г. Швабе виявив циклічність сонячної активності. Розвиток методів спектрального аналізу дозволило вивчити фізичні умови на Сонце. У 1814 року Й. Фраунгофер виявив темні лінії поглащения в спектрі Сонця — це поклало початок вивченню хімічного складу Сонця. З 1836 року регулярно ведуться спостереження затемнень Сонця, що призвело для виявлення корони і хромосфери Сонця, і навіть сонячний протуберанців. У 1913 року американський астроном Дж. Хейл спостерігав зеемановское розщеплення фраунгоферовых ліній спектра сонячних плям і вже цим довів існування на Сонце магнітних полів. До 1942 року шведський астроном Б. Эдлен та інші ототожнили кілька ліній спектра сонячної корони з лініями высокоионизированных елементів, довівши цим високу температуру в сонячної короні. У 1931 року Б. Лио винайшов сонячний коронограф, що дозволило спостерігати корону і хромосферу поза затемнень. На початку 40-х років XX століття було відкрито радіовипромінювання Сонця. Істотним поштовхом до розвитку фізики Сонця у другій половині ХХ століття послужило розвиток магнітної гідродинаміці і фізики плазми. З початком космічної ери вивчення ультрафиалетового і рентгенівського випромінювання Сонця ведеться методами внеатмосферной астрономії з допомогою ракет, автоматичних орбітальних обсерваторій на супутниках Землі, космічних лабораторій з людьми на борту.

Вращение Сонця навколо осі відбувається у тому самому напрямі, як і Земля обертається, у площині, наклонённой на 7°15 «до площині орбіти Землі (екліптиці). Швидкість обертання визначається ймовірно руху різних деталей у атмосфері Сонця і з зрушенню спектральних ліній в спектрі краю диска Сонця внаслідок ефекту Доплера. Отже було знайдено, що період обертання Сонця є неоднаковим різними широтах. Становище різних деталей лежить на поверхні Сонця визначається за допомогою гелиографических координат, що обчислюються від сонячного екватора (гелиографическая широта) і зажадав від центрального меридіана видимого диска Сонця чи то з деякого меридіана, обраного як початкового (так званого меридіана Каррингтона). У цьому вважають, що Сонце обертається як твердий тіло. Один оборот щодо Землі точки з гелиографической широтою 17° роблять за 27,275 діб (синодичний період). Час обороту тій самій широті Сонця щодо зірок (сидерический період) — 25,38 діб. Кутова швидкість обертання 7f 0для сидерического обертання змінюється з гелиографической широтою 7w 0по закону:7w0=14,33°-3°sin527f на добу. Лінійна швидкість обертання на екваторі Солнца-около 2000 м/сек.

Солнце як зірка є типовим жовтим карликом і розташований у середині головною послідовності зірок з діаграми Герцшпрунга-Рессела.Видимая фотовизуальная звёздная величина Сонця дорівнює -26,74, абсолютна візуальна звёздная величина M4v 0равна +4,83. Показник кольору Сонця становить для випадку синьої (У) і візуальної (М) областей спектра M4B0-M4V0=0,65. Спектральний клас Сонця G2V. Швидкість руху щодо сукупності найближчих зірок 19,7×1053 0м/сек. Сонце розміщено всередині одній з спіральних гілок нашої Галактики з відривом близько 20 спс від її центру. Період обертання Сонця навколо центру Галактики близько 200 мільйонів років. Вік Сонця — близько 5×10 590 лет.

Внутреннее будова Сонця склала припущенні, що є сферически симетричним тілом, і перебуває у рівновазі. Рівняння перенесення енергії, закон збереження енергії, рівняння стану ідеального газу, закон Стефана-Больцмана й умови гідростатичного, променистого і конвекційного рівноваги разом із определяемыми з спостережень значеннями повної світності, повної є і радіуса Сонця і даним про його хімічний склад дають будувати модель внутрішнього будівлі Сонця. Вважають, що зміст водню в Сонце щодо маси близько 70%, гелію близько 27%, зміст решти елементів близько 2,5%. З цих припущень обчислено, що температура у центрі Сонця становить 10−15×10 560К, щільність близько 1,5×1055 0кг/м530, тиск 3,4×10 516 н/м52 0(около 3×10 511 0атмосфер).Считается, що джерелом енергії, який поповнює втрати на випромінювання і які підтримують високої температури Сонця, є ядерні реакції, які у надрах Сонця. Середнє кількість енергії, що виробляється всередині Сонця, становить 1,92 эрг/г/сек. Виділення енергії визначається ядерними реакціями, у яких водень перетворюється на гелій. На Сонце можливі дві групи термоядерних реакцій: так званий протон — протонний (водневий) цикл і вуглецевий цикл (цикл Бете). Найімовірніше, що у Сонце переважає протонпротонный цикл, що з трьох реакцій, У першій у тому числі з ядер водню утворюються ядра дейтерію (важкий ізотоп водню, атомна маса 2); на другий з ядер водню утворюються ядра ізотопу гелію з атомної масою 3 і, нарешті, у третій їх утворюються ядра стійкого ізотопу гелію з атомної масою 4.

Перенос енергії з внутрішніх шарів Сонця основному відбувається шляхом поглинання електромагнітного випромінювання, прихожого знизу, і наступного переизлучения. У результаті зниження температури під час видалення від поверхні Сонця поступово збільшується довжина хвилі випромінювання, переносящего більшу частину енергії в верхні верстви. Перенесення енергії рухом гарячого речовини з внутрішніх шарів, а охлаждённого всередину (конвекція) грає істотну роль порівняно більш високих шарах, їхнім виокремленням конвективную зону Сонця, що починається на глибині порядку 0,2 сонячних радіуса і має товщину близько 1058 0 м. Швидкість конвективных рухів із видаленням від центру Сонця й у зовнішньої частини конвективного зони сягає (2−2,5)х1053 0м/сек. У ще більше високих шарах (в атмосфері Сонця) перенесення енергії знову здійснюється випромінюванням. У верхніх шарах атмосфери Сонця (в хромосфере і короні) частина енергії доставляється механічними і магнитогидродинамическими хвилями, які генеруються в конвективного зоні, але поглинаються лише у цих прошарках. Щільність у верхній атмосфері дуже мала, і необхідний відвід енергії рахунок випромінювання та теплопровідності можлива лише, якщо кінетична енергія цих шарів досить велика. Нарешті, у верхній частині сонячної корони більшу частину енергії несуть потоки речовини, рухомі від поверхні Сонця, так званий сонячний вітер. Температура у кожному шарі встановлюється такому рівні, що автоматично здійснюється баланс енергії: кількість принесеної енергії рахунок поглинання всіх видів випромінювання, теплопроводностью чи рухом речовини дорівнює сумі допомоги всіх енергетичних втрат слоя.

Полное випромінювання Сонця визначається по освещённости, створюваної їм у поверхні Землі, — близько 100 тис. лк, коли Сонце перебуває у зеніті. Поза атмосфери на середньому відстані Землі від поверхні Сонця освещённость дорівнює 127 тис. лк. Сила світла Сонця становить 2,84×10 527 0свечей. Кількість енергії, що спадає до однієї хвилину на майданчик у 1 см520, поставлену перпендикулярно сонячним променям за межами атмосфери на середньому відстані Землі від поверхні Сонця, називають сонячної постійної. Потужність загального випромінювання Сонця — 3,83×10 526 0ватт, із яких Землю потрапляють близько 2×10 517 0ватт, середня яскравість поверхні Сонця (при спостереженні поза атмосфери Землі) становить 1,98×1059 0нт, яскравість центру диска Сонця 2,48×1059 0нт. Яскравість диска Сонця зменшується від центру до краю, причому це зменшення залежить від довжини хвилі, отже яскравість край диска Сонця для світла із довжиною хвиля 3600А становить 0,2 яскравості його центру, а 5000А — близько 0,3 яскравості центру диска Сонця. Насправді краю диска Сонця яскравість падає в 100 разів замірялися вбити протязі менше однієї секунди дуги, тому кордон диска Сонця має дуже резкой.

Спектральный склад світла, випромінюваного Сонцем, тобто розподіл енергії у центрі Сонця (після обліку впливу поглинання в земної атмосфери і впливу фраунгоферовых ліній), загалом відповідає розподілу енергії в випромінюванні абсолютно чорного тіла з температурою близько 6000 До. Однак у окремі ділянки спектра є помітні відхилення. Максимум енергії в спектрі Сонця відповідає довжині хвилі 4600 А. Спектр Сонця — це безперервний спектр, ні який накладено більш 20 тисяч ліній поглинання (фраунгоферовых ліній). Більше 60% їх ототожнене зі спектральними лініями відомих хімічних елементів шляхом порівняння довжин хвиль і відносній інтенсивності лінії поглинання в сонячному спектрі з лабораторними спектрами. Вивчення фраунгоферовых ліній дає відомості як про хімічний склад атмосфери Сонця, а й фізичних умовах перетворюється на тих шарах, у яких утворюються ті чи інші поглинання. Переважним елементом на Сонце є водень. Кількість атомів гелію в 4−5 разів менша, ніж водню. Кількість атомів всіх інші елементи разом узятих, по крайнього заходу, в 1000 разів менша числа атомів водню. У тому числі найбільш рясні кисень, вуглець, азот, магній, залізо і інші. У спектрі Сонця можна ототожнити також лінії, належать деяким молекулам і вільним радикалам: OH, NH, CH, CO і другим.

Магнитные поля на Сонце вимірюються переважно в зеемановскому розщеплення ліній поглинання в спектрі Сонця. Розрізняють кілька типів магнітних полів на Сонце. Загальне магнітне полі Сонця невелике і сягає напруженості один е тій чи іншій полярності і змінюється згодом. Це полі був із міжпланетним магнітним полем та її секторної структурою. Магнітні поля, пов’язані із сонячною активністю, можуть досягати в сонячних плямах напруженості кілька тисяч е. Структура магнітних полів в активних областях дуже заплутана, чергуються магнітні полюси різної полярності. Зустрічаються також локальні магнітні області з напруженістю поля була в сотні е поза сонячних плям. Магнітні поля проникають й у хромосферу, й у сонячну корону. Велику роль на Сонце грають магнитогазодинамические і плазмові процеси. При температурі 5000 — 10 000 До газ досить ионизирован, провідність його великою і величезним масштабам сонячних явищ значення електромеханічних і магнитомеханических взаємодій дуже велико.

Атмосферу Сонця утворюють зовнішні, доступні спостереженням верстви. Майже все випромінювання Сонця виходить із частині його атмосфери, званої фотосферой. З рівнянь променистого перенесення енергії, променистого і локального термодинамічної рівноваги і спостережуваного потоку випромінювання можна теоретично побудувати модель розподілу температури і щільність з завглибшки фотосфері. Товщина фотосфери близько трьохсот кілометрів, її середня щільність 3×105−4 0кг/м530. Температура в фотосфері падає принаймні початку більш зовнішнім верствам, середнє її значення порядку 6000 До, за українсько-словацьким кордоном фотосфери близько 4200 До. Тиск змінюється від 2×1054 0до 1052 0н/м520. Існування конвекції в подфотосферной зоні Сонця проявляється у нерівномірної яскравості фотосфери, видимої її зернистості так званої грануляційної структурі. Гранули є яскраві цятки більш-менш круглої форми. Розмір гранул 150 — 1000 км, тривалість життя 5 — 10 хвилин, окремі гранули вдається поспостерігати на перебігу 20 хвилин. Іноді гранули утворюють скупчення розміром до 30 тисячі кілометрів. Гранули яскравіше межгранульных проміжків на 20−30%, що він відповідає відмінності у температурі загалом на 300 До. На відміну з інших утворень, лежить на поверхні Сонця грануляція однакова усім гелиографических широтах та залежною від сонячної активності. Швидкості хаотичних рухів (турбулентні швидкості) в фотосфері становлять по різним визначень 1−3 км/сек. У фотосфері виявлено квазипериодические коливальні руху на радіальному напрямі. Вони відбуваються на майданчиках розмірами 2−3 тисячі кілометрів з періодом близько п’ятьох хвилин і амплітудою швидкості майже 450 м/сек. Після кількох періодів коливання у цьому місці загасають, потім виникатимуть знову. Спостереження показали також живучість осередків, у яких рух відбувається у горизонтальному напрямі від центру осередки до її кордонів. Швидкості таких рухів близько 500 м/сек. Розміри осередків — супергранул становлять 30−40 тисячі кілометрів. Згідно з положенням супергранулы збігаються з осередками хромосферной сітки. На межах супергранул магнітне полі посилено. Припускають, що супергранулы відбивають на глибині тисяч кілометрів під поверхнею конвективных осередків такої ж розміру. Спочатку передбачалося, що фотосфера дає лише безупинне випромінювання, а лінії поглинання утворюються у розташованому з неї обращающем шарі. Пізніше було встановлено, що у фотосфері утворюються і спектральні лінії, і безперервний спектр. Проте задля спрощення математичних викладок при рассчёте спектральних ліній поняття обертаючого шару іноді применяется.

Часто в фотосфері спостерігаються сонячні плями і смолоскипи. Сонячний плями — це темні освіти, котрі перебувають, зазвичай, з більш темного ядра (тіні) й навколишньої його напівтіні. Діаметри плям досягають двохсот тисячі кілометрів. Іноді пляма буває оточене світлої каёмкой. Зовсім маленькі плями називають порами. Час життя плям і від кількох годин за кілька місяців. У спектрі плям ще більше ліній і смуг поглинання, ніж у спектрі фотосфери, воно схоже на спектр зірки спектрального класу КЗ. Усунення ліній в спектрі плям через ефекту Доплера свідчить про рух речовини в плямах — вихід більш низьких рівнях і втікання більш високих, швидкість руху досягають 3 тисячі м/сек. З порівнянь інтенсивності ліній і безперервного спектра плям і фотосфери слід, що плями холодніше фотосфери на 1−2 тисячі градусів (4500 До і від). У результаті і натомість фотосфери плями здаються темними, яскравість ядра становить 0,2−0,5 яскравості фотосфери, яскравість напівтіні близько 80% фотосферной. Усі сонячні плями мають сильним магнітним полем, сягаючим значних плям напруженості 5 тисяч эстердов. Зазвичай плями утворюють групи, котрі за своєму магнітному полю може бути униполярными, біполярними і мультиполярными, тобто що містять багато плям різної полярності, часто об'єднаних загальної полутенью. Групи плям завжди оточені смолоскипами і флоккулами, протуберанцями, поблизу них іноді відбуваються сонячні спалахи, й у сонячної короні з них спостерігаються освіти у вигляді променів шоломів, опахал — усе це разом утворює активну область, на Сонце. Середньорічне число можна побачити плям і політично активних областей, і навіть середня площа, зайнята ними, змінюється з періодом близько 11 років. Це — середній розмір, тривалість ж окремих циклів сонячної активності коштує від 7,5 до 16 років. Найбільше плям, одночасно видимих лежить на поверхні Сонця, змінюється щодо різноманітних циклів більш ніж два разу. Здебільшого плями зустрічаються в про королівських зонах, котрі простираються від 5 до 30° гелиографической широти на обидва сторона сонячного екватора. На початку циклу сонячної активності широта місця розташування плям вище, тож під кінець циклу — нижче, але в вищих широтах з’являються плями нового циклу. Частіше спостерігаються біполярні групи плям, які з двох великих плям — головного і наступного, мають протилежну магнітну полярність, і трохи більше дрібних. Головні плями мають те ж полярність протягом усього циклу сонячної активності, ці полярності протилежні у північній частині та південної полусферах Сонця. Очевидно, плями є заглиблення у фотосфері, а щільність речовини у яких менше щільності речовини в фотосфері тому ж уровне.

В активних областях Сонця спостерігаються смолоскипи — яскраві фотосферные освіти, видимі в білому світі переважно поблизу краю диска Сонця. Зазвичай смолоскипи з’являються раніше плям і є кілька днів після їх зникнення. Площа факельных полщадок у кілька разів перевищує площа 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 самісінькій околиці. У центрі диска Сонця смолоскипи мало видно, контраст їх дуже малий. Олексієві смолоскипи мають складну волокнисту структуру, контраст їх залежить від довжини хвилі, де проводяться спостереження. Температура смолоскипів сталася на кілька сотень градусів перевищує температуру фотосфери, загальне випромінювання з одного квадратного сантиметри перевищує фотосферное на 3−5%. Очевидно, смолоскипи кілька височать над фотосферой. Середня тривалість їх існування — 15 діб, а може досягати майже трьох месяцев.

Выше фотосфери розташований шар атмосфери Сонця, званий хромосферой. Без спеціальних телескопів хромосфера видно лише під час повних сонячних затемнень як рожеве кільце, навколишнє темний диск у ті хвилини, коли Місяць повністю закриває фотосферу. Тоді можна бачити й спектр хромосфери. В кінці диска Сонця хромосфера представляється спостерігачеві як нерівна смужка, з якої виступають окремі зубчики — хромосферные спикулы. Діаметр спикул 200−2000 кілометрів, висота порядку 10 000 кілометрів, швидкість піднесення плазми в спикулах до 30 км/сек. Одночасно на Сонце існує до 250 тисяч спикул. При спостереженні в монохроматическом світлі на диску Сонця видно яскрава хромосферная сітка, що складається з окремих вузликів — дрібних діаметром до 1000 км і великих діаметром від 2000 до 8000 км. Великі вузлики є скупчення дрібних. Розміри осередків сітки 30−40 тисячі кілометрів. Вважають, що спикулы утворюються межах осередків хромосферной сітки. Щільність в хромосфере падає зі збільшенням відстані від центру Сонця. Кількість атомів щодо одного куб. сантиметрі змінюється від 10 515 0вблизи фотосфери до 1059 0 В верхню частину хромосфери. Дослідження спектрів хромосфери дійшли висновку, що у шарі, де відбувається перехід від фотосфери до хромосфере, температура переходить через мінімум і з збільшення висоти над підставою хромосфери стає рівної 8−10 тисяч Кельвинов, але в висоті кілька тисяч кілометрів сягає 15−20 тисяч Кельвинов. Встановлено, що у хромосфере має місце хаотичне рух газових мас зі швидкостями до 15×1053 0м/сек. У хромосфере смолоскипи в активних областях видно як світлі освіти, звані зазвичай флоккулами. У червоною лінії спектра водню добре відомі темні освіти, звані волокнами. В кінці диска Сонця волокна обстоюють позиції диск і спостерігаються і натомість неба як яскраві протуберанці. Найчастіше волокна і протуберанці зустрічаються в чотирьох розташованих симетрично щодо сонячного екватора зонах: полярних зонах північніше +40° і південніше -40° гелиографической широти і між низкоширотных зонах близько v30° на початку циклу сонячної активності і v17° наприкінці циклу. Волокна і протуберанці низкоширотных зон показують яскравий 11-річний цикл, їх максимум збігаються з максимумом плям. У високоширотних протуберанців залежність від фаз циклу сонячної активності виражена менше, максимум настає два роки після максимуму плям. Волокна, є спокійними протуберанцями, можуть досягати довжини сонячного радіуса і існувати в перебігу кількох оборотів Сонця. Середня висота протуберанців над поверхнею Сонця становить 30−50 тисячі кілометрів, середня довжина 200 тисяч кілометрів, ширина — 5 тисячі кілометрів. Відповідно до досліджень А. Б. Северного, все протуберанці характером руху може бути розбитий на 3 групи: електромагнітні, у яких руху відбуваються по упорядкованим искривлённым траєкторіям — силовим лініях магнітного поля; хаотичні, у яких переважають невпорядковані турбулентні руху (швидкості порядку 10 км/сек); эруптивные, у яких речовина початкового спокійного протуберанця з хаотичними рухами раптово викидається із дедалі більшою швидкістю (сягаючої 700 км/сек) проти від поверхні Сонця. Температура в протуберанцах (волокнах) 5−10 тисяч Кельвинов, щільність близька до середньої щільності хромосфери. Волокна, які становлять активні, швидко міняються протуберанці, зазвичай сильно змінюються протягом кількох годин і навіть хвилин. Форма і характеру рухів у протуберанцах тісно пов’язані з магнітним полем в хромосфере і сонячної короне.

Солнечная корона — сама зовнішня і найбільш разрежённая частина сонячної атмосфери, що простягається сталася на кілька (понад десять) сонячних радіусів. До 1931 року корону можна було цікаво спостерігати лише під час повних сонячних затемнень як серебристо-жемчужного сяйва навколо закритого Місяцем диска Сонця. У короні добре виділяються деталі її структури: шоломи, опахала, корональні промені і полярні щёточки. Після винаходи коронографа сонячну корону стали спостерігати й поза затемнень. Загальна форма корони змінюється з фазою циклу сонячної активності: у роки мінімуму корона сильно витягнута вздовж екватора, у роки максимуму її практично сферична. У білому світі поверхнева яскравість сонячної корони один мільйон разів менша яскравості центру диска Сонця. Світіння її утворюється переважно у результаті розсіювання фотосферного випромінювання вільними електронами. Практично всі атоми в короні ионизированы. Концентрація іонів і вільних електронів біля підніжжя корони становить 1059 0частиц один см530. Нагрівання корони здійснюється аналогічно нагріванню хромосфери. Найбільше виділення енергії відбувається у частині корони, але завдяки високої теплопровідності корона майже изотермична — температура знижується назовні дуже повільно. Відтік енергії в короні відбувається кількома шляхами. У частині корони основну роль грає перенесення енергії вниз завдяки теплопровідності. До втрати енергії наводить те що з корони найбільш швидких частинок. У зовнішніх частинах корони більшу частину енергії забирає сонячний вітер — потік коронального газу, швидкість якого із видаленням від поверхні Сонця від кількох основних км/сек в його поверхні до 450 км/сек з відривом Землі. Температура в короні перевищує 1056 0К. У активних шарах корони температура вище — до 1057 0К. Над активними областями можуть утворюватися звані корональні конденсації, в яких концентрація частинок зростає у десятки раз. Частина випромінювання всередині корони — це лінії випромінювання багаторазово іонізованих атомів заліза, кальцію, магнію, вуглецю, кисню, сірки та інших хімічних елементів. Вони простежуються видимої частини спектра й у ультрафиалетовой області. У сонячної короні генерується радіовипромінювання Сонця метровому діапазоні і рентгенівське випромінювання, посилення в багато разів в активних областях. Як засвідчили рассчёты, сонячна корона не в рівновазі з міжпланетної середовищем. З корони в міжпланетне простір поширюються потоки частинок, що утворюють сонячний вітер. Між хромосферой і короною є порівняно тонкий перехідною шар, у якому настає різке зростання температури до значень, притаманних корони. Умови у ньому визначаються потоком енергії з корони в результаті теплопровідності. Перехідний шар є джерелом більшу частину ультрафиалетового випромінювання Сонця. Хромосфера, перехідною шар і корона дають все бачимо радіовипромінювання Сонця. У активних областях структура хромосфери, корони і перехідного шару змінюється. Це зміна, проте, ще недостатньо изучено.

В активних областях хромосфери спостерігаються раптові та порівняно короткочасні збільшення яскравості, видимі у багатьох спектральних лініях. Ці яскраві освіти існують і від кількох хвилин за кілька годин. Вони називаються сонячними спалахами (колишню назву — хромосферные спалахи). Спалахи краще всього видно у світі водневої лінії, але це найбільш яскраві видно іноді й у білому світлі. У спектрі сонячної спалахи налічується кілька сотень емісійних ліній різних елементів, нейтральних і іонізованих. Температура тих шарів сонячної атмосфери, що дають світіння в хромосферных лініях (1−2)х1054 0К, у вищих шарах — до 1057 0К. Щільність частинок винними у спалаху сягає 105 130−10 514 0 В одному кубічному сантиметрі. Площа сонячних спалахів може становити 10 515 0м520. Зазвичай сонячні спалахи відбуваються поблизу швидко та розвитку груп сонячних плям з магнітним полем складної конфігурації. Вони супроводжуються активізацією волокон і флоккулов, і навіть викидами речовини. При спалах виділяється дуже багато енергії (до 105 210−10 525 0джоулей). Передбачається, що енергія сонячної спалахи спочатку запасається в магнітному полі, та був швидко вивільняється, що зумовлює локального нагріванню і прискоренню протонів і електронів, викликають подальший розігрів газу, його світіння у різних ділянках спектра електромагнітного випромінювання, освіту ударної хвилі. Сонячні спалахи дають значне збільшення ультрафиалетового випромінювання Сонця, супроводжуються сплесками рентгенівського випромінювання (навіть дуже потужними), сплесками радіовипромінювання, викидом карпускул високих енергій до 10 510 0эв. Іноді спостерігаються сплески рентгенівського випромінювання та без посилення світіння в хромосфере. Деякі спалахи (вони називаються протонными) супроводжуються особливо сильними потоками енергійних частинок — космічними променями сонячного походження. Протонні спалахи створюють небезпеку обману що у польоті космонавтів, оскільки енергійні частки, зіштовхуючись із атомами оболонки корабля породжують рентгенівське і гамма-випромінювання, причому іноді у небезпечних дозах.

Уровень сонячної активності (число активних і сонячних плям, кількість і потужність сонячних спалахів тощо.) змінюється з періодом близько 11 років. Є також слабкі коливання величини максимумів 11-річного циклу з періодом близько 90 відсотків років. На Землі 11-річний цикл простежується на цілий ряд явищ органічної і неорганічної природи (обурення магнітного поля, полярні сяйва, обурення іоносфери, зміна швидкості зростання дерев з періодом близько 11 років, встановленим по чередованиям товщини річних кілець, тощо.). На земні процеси багатодітній родині і вплив окремі активні області на Сонце і які у них короткочасні, а часом досить потужні спалахи. Час існування окремої магнітної області на Сонце може становити один рік. Викликані цією сферою обурення на магнітосфері і верхньої атмосфері Землі повторюються через 27 діб (з піднаглядним з Землі періодом обертання Сонця). Найпотужніші прояви сонячної активності - сонячний (хромосферные) спалахи відбуваються нерегулярно (частіше поблизу періодів максимальної активності), тривалість яких становить 5−40 хвилин, рідко кілька годин. Енергія хромосферной спалахи може становити 10 525 джоулів, з выделяющейся при спалах енергії лише 1−10% посідає електромагнітне випромінювання в оптичному діапазоні. У порівняні з повним випромінюванням Сонця оптичному діапазоні енергія спалахи невелика, але коротковолновое випромінювання спалахи і які генеруються при спалахів електрони, інколи ж сонячні космічні промені можуть дати помітні внески в рентгенівське і карпускулярное випромінювання Сонця. У періоди підвищення сонячної активності його рентгенівське випромінювання збільшується буде в діапазоні 30−10 нм вдвічі, буде в діапазоні 10−1 нм в 3−5 разів у діапазоні 1−0,2 нм більш ніж сто раз. Принаймні зменшення довжини хвилі випромінювання внесок активних областей і в повне випромінювання Сонця збільшується, й у останній із зазначених діапазонів практично все випромінювання зумовлено активними областями. Жорсткий рентгенівське випромінювання із довжиною хвилі менше 0,2 нм з’являється у спектрі Сонця лише короткий час після вспышек.

В ультрафиалетовом діапазоні (довжина хвилі 180−350 нм) випромінювання Сонця за 11-річний цикл змінюється всього на 1−10%, а діапазоні 290−2400 нм залишається практично постійних і становить 3,6×105 260 ватт.

Постоянство енергії, одержуваної Землею від поверхні Сонця, забезпечує стационарность теплового балансу Землі. Сонячна активність істотно позначається не енергетиці Землі як планети, але окремі компоненти випромінювання хромосферных спалахів можуть надавати значний вплив на багато фізичні, біофізичні і біохімічні процеси на Земле.

Активные області є потужним джерелом корпускулярного випромінювання. Частинки з енергіями близько 1 кэв (переважно протони), що ширяться вздовж силових ліній міжпланетного магнітного поля з активних областей посилюють сонячний вітер. Ці посилення (пориви) сонячного вітру повторюються через 27 днів і називаються рекуррентными. Аналогічні потоки, але ще більшої енергії і щільності, виникають при спалахи. Вони викликають звані спорадичні обурення сонячного вітру і досягають Землі за інтервали часу від 8 годин до дві доби. Протони високої енергії (від 100 Мев до 1 Гэв) від дуже сильних «протонних «спалахів і електрони з енергією 10−500 кэв, що входять до склад сонячних космічного проміння, дійдуть Землі через десятки хвилин після спалахів; трохи згодом приходять такі, які потрапили до «пастки «міжпланетного магнітного поля і рухалися разом із сонячним вітром. Коротковолновое випромінювання і сонячні космічні промені (в високих широтах) ионизируют земну атмосферу, що зумовлює коливань її прозорості в ультрафіолетовому і інфрачервоному діапазонах, і навіть до змін умов поширення коротких радіохвиль (часом спостерігаються порушення короткохвильовою радиосвязи).

Усиление сонячного вітру, викликане спалахом, призводить до стиску магнітосфери Землі з сонячної боку, посиленню струмів її зовнішньої кордоні, часткового проникненню частинок сонячного вітру у глиб магнітосфери, поповненню частинками високих енергій радіаційних поясів Землі тощо. Ці процеси супроводжуються коливаннями напруженості геомагнітного поля (магнітної бурею), полярними сяйвами та інші геофізичними явищами, що відбивають загальне обурення магнітного поля Землі. Вплив активних процесів на Сонце (сонячних бур) на геофізичні явища здійснюється виключно як короткохвильовою радіацією, і за посередництвом магнітного поля Землі. Очевидно ці чинники є головними для фізико-хімічних і біологічних процесів. Простежити всю ланцюг зв’язків, що призводять до 11-річної періодичності багатьох процесів Землі доки вдається, але накопичений великий фактичний матеріал немає сумнівів щодо існуванні таких зв’язків. То була встановлено кореляція між 11-річним циклом сонячної активності і землетрусами, врожаями сільгоспкультур, числом серцево-судинних захворювань, і т.д. Ці дані свідчить про постійне дію сонячно-земних связей.

Наблюдения Сонця ведуть із допомогою рефракторов невеликого чи середнього розміру та великих дзеркальних телескопів, які мають більшість оптики нерухома, сонячний промені направляються всередину горизонтальній чи баштовій установки телескопа при допомоги однієї чи двох рухомих дзеркал. Створено спеціальний тип сонячного телескопа — внезатменный коронограф. Усередині коронографа здійснюється затемнення Сонця спеціальним непрозорим екраном. У коронографе в багато разів зменшується кількість рассеяного світла, тому треба спостерігати поза затемнення самі зовнішні верстви атмосфери Сонця. Сонячні телескопи часто забезпечуються вузькосмуговими світлофільтрами, що дозволяє вести спостереження світлі однієї спектральною лінії. Створено також нейтральні світлофільтри з перемінної прозорістю по радіусу, дозволяють спостерігати сонячну корону з відривом кількох радіусів Сонця. Зазвичай великі сонячні телескопи забезпечуються потужними спектрографами з фотографічної чи фотоэлектрической фіксацією спектрів. Спектрограф може мати також магнитограф прилад на дослідження зеемановского розщеплення і поляризації спектральних ліній та засобами визначення розміру й напрями магнітного поля на Сонце. Необхідність усунути замывающее дію земної атмосфери, і навіть дослідження випромінювання Сонця ультрафиалетовой, інфрачервоної та інших областях спектра, которые поглинаються у атмосфері Землі, увінчалися створенням орбітальних обсерваторій за межами атмосфери, дозволяють отримувати спектри Сонця і окремих утворень з його поверхні поза земної атмосфери.

Список литературы

Для підготовки даної праці були використані матеріали із сайту internet.