совокупность явлений, связанных с существованием на Солнце магнитного поля. Различают магнитные поля солнечных пятен, активных областей вне пятен и т. н. общее магнитное поле Солнца. Впервые магнитное поле на Солнце было открыто американским астрономом Дж. Хейлом в 1908 по расщеплению линий поглощения (см. Зеемана эффект) в спектрах пятен. Для измерения сильного магнитного поля обычно применяется анализатор круговой поляризации, позволяющий наблюдать зеемановские компоненты линии раздельно. При слабом магнитном поле наиболее точны измерения с помощью магнитографа солнечного (См. Магнитограф солнечный). С. м., возможно, является причиной нагрева верхней солнечной атмосферы, ускорения частиц и их выхода в межпланетное пространство, играет определяющую роль во многих явлениях солнечной активности, таких, как солнечные вспышки и др. Слабые магнитные поля связаны с участками повышенной яркости, где происходит нагрев газа. Однако локальное усиление магнитного поля выше 1400 э приводит к охлаждению газа и образованию солнечных пятен. Пятнам присущи наиболее сильные магнитные поля (до 5000 э), подчиняющиеся определённым законам изменения полярности с циклом солнечной активности (продолжительность "магнитного" цикла составляет два 11-летних цикла солнечной активности, т. е. около 22 лет). Взаимодействие магнитных полей в группах пятен, по-видимому, вызывает солнечные вспышки. Вне активных областей наблюдаются слабые, т. н. фоновые магнитные поля; вместе с активными областями они определяют в основном структуру солнечной короны и межпланетной среды.

На гелиоцентрических широтах более 55° измеряется т. н. общее магнитное поле, сходное с полем диполя. Для него характерны временные колебания, и в отдельные годы распределение общего магнитного поля по широте сильно отличается от дипольного. Установлено, что в эпохи максимума солнечной активности происходит изменение знака магнитного поля на полюсах. Советский астроном А. Б. Северный изучил тонкую структуру и статистический характер общего магнитного поля, которое сконцентрировано в отдельных структурных элементах, имеющих разные размеры и магнитное поле обеих полярностей с напряжённостью примерно до 20 э; напряжённость усреднённого общего магнитного поля составляет 1-5 э.

Суммарное магнитное поле всего Солнца как звезды изменяется с периодом около 27-28 дней и амплитудой около 1 э. Оно имеет обычно 2 или 4 сектора чередующихся полярностей, совпадающих с секторной структурой межпланетного магнитного поля. Природа С. м. до конца ещё не исследована.

Лит.: Северный А. Б., Магнитные поля Солнца и звезд, "Успехи физических наук", 1966, т. 88, в. 1; Solar magnetic fields, ed. R. Howard, Dordrecht, 1971.

В. А. Котов.

звезда, вокруг которой обращаются Земля и другие планеты Солнечной системы. Солнце играет исключительную роль для человечества как первоисточник большинства видов энергии. Жизнь в известной нам форме была бы невозможна, если бы Солнце светило немного ярче или немного слабее.

Солнце - типичная небольшая звезда, каких миллиарды. Но из-за близости к нам только оно дает возможность астрономам детально исследовать физическое строение звезды и процессы на ее поверхности, что практически недостижимо в отношении других звезд даже с помощью самых мощных телескопов. Как и другие звезды, Солнце - это горячий газовый шар, в основном состоящий из водорода, сжатого силой собственного тяготения. Излучаемая Солнцем энергия рождается глубоко в его недрах в ходе термоядерных реакций, превращающих водород в гелий. Просачиваясь наружу, эта энергия излучается в пространство из фотосферы - тонкого слоя солнечной поверхности.

Над фотосферой находится внешняя атмосфера Солнца - корона, простирающаяся на много радиусов Солнца и сливающаяся с межпланетной средой. Поскольку газ в короне очень разрежен, его свечение крайне слабо. Обычно незаметная на фоне светлого дневного неба, корона становится видимой лишь в моменты полных солнечных затмений.

Плотность газа монотонно снижается от центра Солнца к его периферии, а температура, достигающая в центре 16 млн. К, снижается до 5800 К в фотосфере, но затем вновь возрастает до 2 млн. К в короне. Переходный слой между фотосферой и короной, наблюдаемый в виде ярко-красного ободка в моменты полных солнечных затмений, называют хромосферой.

У Солнца отмечается 11-летний цикл активности. В течение этого периода нарастает и вновь убывает количество солнечных пятен (темных областей в фотосфере), вспышек (неожиданных поярчаний в хромосфере) и протуберанцев (плотных холодных облаков водорода, конденсирующихся в короне).

В этой статье мы расскажем об упомянутых выше областях и явлениях на Солнце. После краткого описания Солнца как звезды мы обсудим его внутреннее строение, затем фотосферу, хромосферу, вспышки, протуберанцы и корону.

Солнце как звезда. Солнце находится в одном из спиральных рукавов Галактики на расстоянии более половины галактического радиуса от ее центра. Вместе с соседними звездами Солнце обращается вокруг центра Галактики с периодом ок. 240 млн. лет.

Солнце - это желтый карлик спектрального класса G2 V, принадлежащий главной последовательности на диаграмме Герцшпрунга-Рессела. Основные характеристики Солнца приведены в табл. 1. Заметим, что хотя Солнце газовое вплоть до самого центра, его средняя плотность (1,4 г/см3) превышает плотность воды, а в центре Солнца она значительно выше, чем даже у золота или платины, имеющих плотность ок. 20 г/см3. Поверхность Солнца при температуре 5800 К излучает 6,5 кВт/см2.

Солнце вращается вокруг оси в направлении общего вращения планет. Но поскольку Солнце не твердое тело, разные области его фотосферы вращаются с разной скоростью: период вращения на экваторе 25 сут, а на широте 75. - 31 сут.

См. также:

1. (разг.) гимнастическое упражнение - вращение тела вокруг перекладины (во 2 знач.).

2. свет, тепло, излучаемые этим светилом.

3. небесное светило - раскаленное плазменное тело шарообразной формы, вокруг которог о обращается Земля и другие планеты.

4. (разг.) раскрой одежды в виде круга.

5. (высок.) то что является источником, средоточием чего-нибудь ценного, высокого, жизненно нео бходимого.

СОЛНЦЕ, солнышко ср. наше дневное светило; величайшее, самосветное и срединное тело нашей вселенной, господствующее силою тяготения, светом и теплом над всеми земными мирами, планетами. Солнце, а в наречиях славянских слонце, слунко и сонце, сунце, на прочих европейских языках также сходно кажется однако в связи с гл. слонить, с сущ. слон и пр. Восход, всход солнца, видимый подъем его, с началом дня, и

| страна, точка эта на закрое (горизонте), восток. Заход, закат, запад солнца, скрытие его к ночи под закрой, и

| эта страна света, точка, запад. Солнце полуднует, стоит на полдне, на полуденнике того места, на высшей точке своей. Ходить, вертеть что по солнцу, справа налево; против, впаки солнца, обратно. Солнце встало, взошло, день настал; солнце легло, закатилось, село, сумерки и ночь. Сидеть на солнце, поставить, вынести что на солнце, где оно ярко светит и греет, падает прямо, ничем не застится. Солнце меркнет, застилается мраком. Солнце играет, мечет лучи, по поверью, на Пасху и на Благовещенье, при восходе. Солнце слезится, дождик, при солнечном сиянии. Солнце в рукавицах, с ушами, ·*сиб. с пасолнцами. Солнце на лето, а зима на мороз, поворотило в зимний солноворот. За солнцем не видать, слепит. Как свет и тепло, солнце представитель истины и блага; солнце правды, церк. Иисус Христос. Ты наше красное солнышко, кормилец или благодетель, радость и надежда. Солнце сияет на благие и злые. После ненастья солнышко. Красное солнышко, ясный месяц. Солнце - князь земли, луна -княжна. Взойдеть красно солнце - прощай, светел месяц! Одно красно солнце на небе, один царь на Руси. Взойдет солнце и над нашими воротами. Взойдет солнышко и к нам на двор (или: и на наш двор). На солнышко, что на смерть, во все глаза не взглянешь. На солнце не гляди: заблеснит. На весь мир и солнышку не угреть (не упечь). И в солнце есть пятна. Что мне золото - светило бы солнышко! Без солнышка нельзя пробыть, без милого нельзя прожить. Не солнышко: всех не обогреешь (на всех не угреешь). И красное солнышко на всех не угождает. Кто от солнцапгает, тот и озябает. И на солнышке не круглый год тепло живет. Хорошо солнышко: летом печет, а зимой не греет! Солнышка в мешок не поймаешь. И сокол выше солнца не летает. Дальше солнца не сошлют. Солнышко нас не дожидается. Солнышко садится, а в мошне ничего не шевелится! Когда солнце закатилось, не бросай сору на улицу: пробросаешься. Слава тебе, Господи - и солнышко село (о тунеядце). Когда солнышко взойдет от заката. Чтобы мне до утра красного солнышка не видать! Солнышко восходит, барских часов не спрашивается. К моим часам солнышко ходит спрашиваться, так верны. Солнце с избы своротило (т. е. с лица избы, перешло за полдень, уголь божницы на юго-восток). Когда солнышко закатилось, новой ковриги не починай: нищета одолеет. Солнышко, солнышко, выглянь-ко в окошечко: твои детки плачут, по камешкам скачут, сыр колупают, в окошко кидают (шутки ребят весной). На Василия теплого, солнце в кругах - к урожаю, 28 февраля, поверье. На Спиридона солноворота медведь в берлоге поворачивается на другой бок, 12 декабря. После солноворота, хоть на воробьиный скок, да прибудет дня. Отколе ветер на солновороте, оттоле будет стоять до сорока мучеников (равноденствия). Если цена на хлеб упадет, то хлеб будет дешев. Закармливают кур гречихой, из правого рукава, чтобы раньше неслись. Спиридоньев день, подымайся вверх! (приговаривают садовники, встряхивая яблони). Петра капустника, Петра поворота, солноворота, 12 июня. С Петра Афонского солнце на зиму, а лето на жары. Солнце укорачивает ход, а месяц идет на прибыль. На Св. Онуфрия последний посев поздней гречи, ·*южн. Запоздалый капустник: последний посев огурцам и посадка рассвды. Солнцев, ему принадлежащий. Солнцевы уши, пасолнца. Солнцевы кони, колесница, из ·*греч. боговщины. Солнцева сестра, растение Cichorium intybus, голубой цикорий. Солнечный, солновой, к нему относящийся. Солнечный день, ясный; - свет, лучи, зной. - часы, на которых тень от стрелки показывает время. - год, см. год
. - круг, см. круг
. -удар, солныш, солнопек, солнечный при пек, солнозной, место открытое, без затину, либо на юге угорья, где солнце палит.

| Солнопек, ожег солнца, загар, опал, случается весной; солнцем опаляет кожу, или даже поражает ударом.

| Солнопек, место, где солнце жарко припекает, открытое кругом, немного возвышенное. На солнопеках появляются первые проталинки.

| Солныш ·*сев. куть в избе, бабий угол, стряпная, за переборкой, шол(м)ныш. Солнопечный денек, знойный. Солнечное золото, растение Heliotropium, ·переводн., богородская трава, сероцвет или цмин. - оборотник, растение Heliotropium, ·переводн. Солнопись жен. светопись, фотография, искуство это и

| самая картинка, снимок. -сный, к сему относящийся -писец, фотограф. Солнцевид, растение Heliopsis, ·переводн. - роса, растение Drosera, росичка, царевы очи, росянка, любимая трава. Солнечник, солнух муж. растение Helianthus annuus, солноверт, подсолнух, подсолнечник, ·*малорос. сонячник (ошибочн. сояшник). Солнцецвет, Helianthemum, также ·переводн. Солнуховое масло, подсолнечниковое. Солноворот, солнцеворот, поворот солнца, на прибыль или на убыль дня, зимний и летний, 10 декабря и 9 июня; в народе, день Спиридона солноворота, 12 декабря. Солноворотные круги, воображаемые по обе стороны равноденственника, за пределы которых солнце от него не удаляется, поворотные круги. Солновсход муж., ·*сиб. восход. Солнотечный путь или солнопутье, эклиптика, косвенный к равноденственнику путь солнца; в двух точках взаимного пересечения их бывает равноденствие, в двух отдаленнейших к северу и югу точках первого круга солнцесотояние, застой солнца, солноворот. Солнопутный, к солнопутью относящийся. Солносяд ·*сиб. запад; закат или заход солнца и страна, где оно садится. Солнцезарное лето, крайне знойное. Солнцевидный, -зрачный, -образный, светом и сиянием подобный солнцу. Солоновать ·*сев. ходить посолонь, кружить справа налево.

центральное тело Солнечной системы (См. Солнечная система), представляет собой раскалённый плазменный шар; С. - ближайшая к Земле Звезда. Масса С. 1,990 10³⁰ кг (в 332 958 раз больше массы Земли). В С. сосредоточено 99,866\% массы Солнечной системы. Солнечный параллакс (угол, под которым из центра С. виден экваториальный радиус Земли, находящейся на среднем расстоянии от С., равен 8",794 (4,263•10^-5 рад). Расстояние от Земли до С. меняется от 1,4710•10¹¹ м (январь) до 1,5210•10¹¹ м (июль), составляя в среднем 1,4960•10¹¹ м (Астрономическая единица). Средний угловой диаметр С. составляет 1919",26 (9,305•10-3 рад), чему соответствует линейный диаметр С. 1,392•10⁹ м (в 109 раз больше диаметра экватора Земли). Средняя плотность С. 1,41•10³ кг/м³. Ускорение силы тяжести на поверхности С. составляет 273,98 м/сек². Параболическая скорость на поверхности С. (вторая космическая скорость (См. Космические скорости)) 6,18•10⁵ м/сек. Эффективная температура поверхности С., определяемая, согласно Стефана - Больцмана закону излучения (См. Стефана - Больцмана закон излучения), по полному излучению С. (см. Солнечная радиация), равна 5770 К.

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

Вращение С. вокруг оси происходит в том же направлении, что и вращение Земли, в плоскости, наклоненной на 7°15' к плоскости орбиты Земли (эклиптике). Скорость вращения определяется по видимому движению различных деталей в атмосфере С. и по сдвигу спектральных линий в спектре края диска С. вследствие эффекта Доплера. Таким образом было обнаружено, что период вращения С. неодинаков на разных широтах. Положение различных деталей на поверхности С. определяется с помощью гелиографических координат, отсчитываемых от солнечного экватора (гелиографическая широта) и от центрального меридиана видимого диска С. или от некоторого меридиана, выбранного в качестве начального (т. н. меридиана Каррингтона). При этом считают, что С. вращается как твёрдое тело. Положение начального меридиана приводится в Астрономических ежегодниках на каждый день. Там же приводятся сведения о положении оси С. на небесной сфере. Один оборот относительно Земли точки с гелиографической широтой 17° совершают за 27,275 сут (синодический период). Время оборота на той же широте С. относительно звёзд (сидерический период) - 25,38 сут. Угловая скорость вращения ω для сидерического вращения изменяется с гелиографической широтой φ по закону: ω = 14°, 44-3° sin²φ в сутки. Линейная скорость вращения на экваторе С. - около 2000 м/сек.

С. как звезда является типичным жёлтым карликом и располагается в средней части главной последовательности звёзд на Герцшпрунга - Ресселла диаграмме (См. Герцшпрунга - Ресселла диаграмма). Видимая фотовизуальная Звёздная величина С. равна - 26,74, абсолютная визуальная звёздная величина M_v равна + 4,83. Показатель цвета С. составляет для случая синей (В) и визуальной (V) областей спектра M_B - M_V = 0,65. Спектральный класс С. G2V. Скорость движения относительно совокупности ближайших звёзд 19,7․10³ м/сек. С. расположено внутри одной из спиральных ветвей нашей Галактики на расстоянии около 10 кпс от её центра. Период обращения С. вокруг центра Галактики около 200 млн. лет. Возраст С. - около 5․10⁹ лет.

Внутреннее строение С. определено в предположении, что оно является сферически симметричным телом и находится в равновесии. Уравнение переноса энергии, закон сохранения энергии, уравнение состояния идеального газа, закон Стефана - Больцмана и условия гидростатического, лучистого и конвективного равновесия вместе с определяемыми из наблюдений значениями полной светимости, полной массы и радиуса С. и данными о его химическом составе дают возможность построить модель внутреннего строения С. Полагают, что содержание водорода в С. по массе около 70\%, гелия около 27\%, содержание всех остальных элементов около 2,5\%. На основании этих предположений вычислено, что температура в центре С. составляет 10-15․10⁶К, плотность около 1,5•10⁵ кг/м³, давление 3,4•10¹⁶ н/м² (около 3•10¹¹ атмосфер). Считается, что источником энергии, пополняющим потери на излучение и поддерживающим высокую температуру С., являются ядерные реакции, происходящие в недрах С. Среднее количество энергии, вырабатываемое внутри С., составляет 1,92 эрг на г в сек. Выделение энергии определяется ядерными реакциями, при которых водород превращается в гелий. На С. возможны 2 группы термоядерных реакций такого типа: т. н. протон-протонный (водородный) цикл и углеродный цикл (цикл Бете). Наиболее вероятно, что на С. преобладает протон-протонный цикл, состоящий из 3 реакций, в первой из которых из ядер водорода образуются ядра дейтерия (тяжёлый изотоп водорода, атомная масса 2); во второй из ядер дейтерия образуются ядра изотопа гелия с атомной массой 3 и, наконец, в третьей из них образуются ядра устойчивого изотопа гелия с атомной массой 4.

Перенос энергии из внутренних слоев С. в основном происходит путём поглощения электромагнитного излучения, приходящего снизу, и последующего переизлучения. В результате понижения температуры при удалении от центра С. постепенно увеличивается длина волны излучения, переносящего большую часть энергии в верхние слои (см. Вина закон излучения). Перенос энергии движением горячего вещества из внутренних слоев, а охлажденного внутрь (конвекция) играет существенную роль в сравнительно более высоких слоях, образующих конвективную зону С., которая начинается на глубине порядка 0,2 солнечных радиуса и имеет толщину около 10⁸ м. Скорость конвективных движений растет с удалением от центра С. и во внешней части конвективной зоны достигает (2-2,5)․10³ м/сек. В ещё более высоких слоях (в атмосфере С.) перенос энергии опять осуществляется излучением. В верхних слоях атмосферы С. (в хромосфере и короне) часть энергии доставляется механическими и магнитогидродинамическими волнами, которые генерируются в конвективной зоне, но поглощаются только в этих слоях. Плотность в верхней атмосфере очень мала, и необходимый отвод энергии за счёт излучения и теплопроводности возможен только, если кинетическая температура этих слоев достаточно велика. Наконец, в верхней части солнечной короны большую часть энергии уносят потоки вещества, движущиеся от С., т. н. Солнечный ветер. Температура в каждом слое устанавливается на таком уровне, что автоматически осуществляется баланс энергии: количество приносимой энергии за счёт поглощения всех видов излучения, теплопроводностью или движением вещества равно сумме всех энергетических потерь слоя.

Полное излучение С. определяется по освещённости, создаваемой им на поверхности Земли, - около 100 тыс. лк, когда С. находится в зените. Вне атмосферы на среднем расстоянии Земли от С. освещённость равна 127 тыс. лк. Сила света С. составляет 2,84․10²⁷ световое количество энергии, приходящее в 1 мин на площадку в 1 см³, поставленную перпендикулярно солнечным лучам за пределами атмосферы на среднем расстоянии Земли от С., называют солнечной постоянной (См. Солнечная постоянная). Мощность общего излучения С. - 3,83․10²⁶ вт, из которых на Землю попадает около 2․10¹⁷ вт, средняя яркость поверхности С. (при наблюдении вне атмосферы Земли) - 1,98․10⁹ нт, яркость центра диска С. - 2,48․10⁹ нт. Яркость диска С. уменьшается от центра к краю, причём это уменьшение зависит от длины волны, так что яркость на краю диска С., например для света с длиной волны 3600 Å, составляет около 0,2 яркости его центра, а для 5000 Å - около 0,3 яркости центра диска С. На самом краю диска С. яркость падает в 100 раз на протяжении менее одной секунды дуги, поэтому граница диска С. выглядит очень резкой (рис. 1).

Спектральный состав света, излучаемого С., т. е. распределение энергии в спектре С. (после учёта влияния поглощения в земной атмосфере и влияния фраунгоферовых линий), в общих чертах соответствует распределению энергии в излучении абсолютно чёрного тела с температурой около 6000 К. Однако в отдельных участках спектра имеются заметные отклонения. Максимум энергии в спектре С. соответствует длине волны 4600 Å. Спектр С. - это непрерывный спектр, на который наложено более 20 тыс. 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 С., но и о физических условиях в тех слоях, в которых образуются те или иные линии поглощения. Преобладающим элементом на С. является водород. Количество атомов гелия в 4-5 раз меньше, чем водорода. Число атомов всех других элементов вместе взятых, по крайней мере, в 1000 раз меньше числа атомов водорода. Среди них наиболее обильны кислород, углерод, азот, магний, кремний, сера, железо и др. В спектре С. можно отождествить также линии, принадлежащие некоторым молекулам и свободным радикалам: OH, NH, CH, CO и др.

Магнитные поля на С. измеряются главным образом по зеемановскому расщеплению линий поглощения в спектре С. (см. Зеемана эффект). Различают несколько типов магнитных полей на С. (см. Солнечный магнетизм). Общее магнитное ноле С. невелико и достигает напряжённости в 1 э той или иной полярности и меняется со временем. Это поле тесно связано с межпланетным магнитным полем и его секторной структурой. Магнитные поля, связанные с солнечной активностью, могут достигать в солнечных пятнах напряжённости в несколько тысяч э. Структура магнитных полей в активных областях очень запутана, чередуются магнитные полюсы различной полярности. Встречаются также локальные магнитные области с напряжённостью поля в сотни э вне солнечных пятен. Магнитные поля проникают и в хромосферу, и в солнечную корону. Большую роль на С. играют магнитогазодинамические и плазменные процессы. При температуре 5000-10 000 К газ достаточно ионизован, проводимость его велика и благодаря огромным масштабам солнечных явлений значение электромеханических и магнитомеханических взаимодействий весьма велико (см. Космическая магнитогидродинамика).

Атмосферу С. образуют внешние, доступные наблюдениям слои. Почти всё излучение С. исходит из нижней части его атмосферы, называемой фотосферой. На основании уравнений лучистого переноса энергии, лучистого и локального термодинамического равновесия и наблюдаемого потока излучения можно теоретически построить модель распределения температуры и плотности с глубиной в фотосфере. Толщина фотосферы около 300 км, её средняя плотность 3․10^-4 кг/м³. температура в фотосфере падает по мере перехода к более внешним слоям, среднее её значение порядка 6000 К, на границе фотосферы около 4200 К. Давление меняется от 2․10⁴ до 10² н/м². Существование конвекции в подфотосферной зоне С. проявляется в неравномерной яркости фотосферы, видимой её зернистости - т. н. грануляционной структуре. Гранулы представляют собой яркие пятнышки более или менее круглой формы, видимые на изображении С., полученном в белом свете (рис. 2). Размер гранул 150-1000 км, время жизни 5-10 мин. отдельные гранулы удаётся наблюдать в течение 20 мин. Иногда гранулы образуют скопления размером до 30 000 км. Гранулы ярче межгранульных промежутков на 20-30\%, что соответствует разнице в температуре в среднем на 300 К. В отличие от др. образований, на поверхности С. грануляция одинакова на всех гелиографических широтах и не зависит от солнечной активности. Скорости хаотических движений (турбулентные скорости) в фотосфере составляют по различным определениям 1-3 км/сек. В фотосфере обнаружены квазипериодические колебательные движения в радиальном направлении. Они происходят на площадках размерами 2-3 тыс. км, с периодом около 5 мин и амплитудой скорости порядка 500 м/сек. После нескольких периодов колебания в данном месте затухают, затем могут возникнуть снова. Наблюдения показали также существование ячеек, в которых движение происходит в горизонтальном направлении от центра ячейки к её границам. Скорости таких движений около 500 м/сек. Размеры ячеек - супергранул - 30-40 тыс. км. По положению супергранулы совпадают с ячейками хромосферной сетки. На границах супергранул магнитное поле усилено. Предполагают, что супергранулы отражают существование на глубине нескольких тыс. км под поверхностью конвективных ячеек такого же размера. Первоначально предполагалось, что фотосфера даёт только непрерывное излучение, а линии поглощения образуются в расположенном над ней обращающем слое. Позже было установлено, что в фотосфере образуются и спектральные линии, и непрерывный спектр. Однако для упрощения математических выкладок при расчёте спектральных линий понятие обращающего слоя иногда применяется.

Солнечные пятна и факелы. Часто в фотосфере наблюдаются солнечные пятна и факелы (рис. 1 и 2). Солнечные пятна - это тёмные образования, состоящие, как правило, из более тёмного ядра (тени) и окружающей его полутени. Диаметры пятен достигают 200 000 км. Иногда пятно бывает окружено светлой каёмкой. Совсем маленькие пятна называются порами. Время жизни пятен - от нескольких ч до нескольких мес. В спектре пятен наблюдается ещё больше линий и полос поглощения, чем в спектре фотосферы, он напоминает спектр звезды спектрального класса КО. Смещения линий в спектре пятен из-за эффекта Доплера указывают на движение вещества в пятнах - вытекание на более низких уровнях и втекание на более высоких, скорости движения достигают 3․10³ м/сек (эффект Эвершеда). Из сравнений интенсивностей линий и непрерывного спектра пятен и фотосферы следует, что пятна холоднее фотосферы на 1-2 тыс. градусов (4500 К и ниже). Вследствие этого на фоне фотосферы пятна кажутся тёмными, яркость ядра составляет 0,2-0,5 яркости фотосферы, яркость полутени около 80\% фотосферной. Все солнечные пятна обладают сильным магнитным полем, достигающим для крупных пятен напряжённости 5000 э. Обычно пятна образуют группы, которые по своему магнитному полю могут быть униполярными, биполярными и мультиполярными, т. е. содержащими много пятен различной полярности, часто объединённых общей полутенью. Группы пятен всегда окружены факелами и флоккулами, протуберанцами, вблизи них иногда происходят солнечные вспышки, и в солнечной короне над ними наблюдаются образования в виде лучей шлемов, опахал - всё это вместе образует активную область на С. Среднегодовое число наблюдаемых пятен и активных областей, а также средняя площадь, занимаемая ими, меняется с периодом около 11 лет. Это - средняя величина, продолжительность же отдельных циклов солнечной активности колеблется от 7,5 до 16 лет (см. Солнечная активность). Наибольшее число пятен, одновременно видимых на поверхности С., меняется для различных циклов более чем в два раза. В основном пятна встречаются в т. н. королевских зонах, простирающихся от 5 до 30° гелиографической широты по обе стороны солнечного экватора. В начале цикла солнечной активности широта места расположения пятен выше, в конце цикла - ниже, а на более высоких широтах появляются пятна нового цикла. Чаще наблюдаются биполярные группы пятен, состоящие из двух крупных пятен - головного и последующего, имеющих противоположную магнитную полярность, и 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 С. По-видимому, пятна представляют собой углубления в фотосфере, а плотность вещества в них меньше плотности вещества в фотосфере на том же уровне.

В активных областях С. наблюдаются факелы - яркие фотосферные образования, видимые в белом свете преимущественно вблизи края диска С. Обычно факелы появляются раньше пятен и существуют некоторое время после их исчезновения. Площадь факельных площадок в несколько раз превышает площадь соответствующей группы пятен. Количество факелов на диске С. зависит от фазы цикла солнечной активности. Максимальный контраст (18\%) факелы имеют вблизи края диска С., но не на самом краю. В центре диска С. факелы практически не видны, контраст их очень мал. Факелы имеют сложную волокнистую структуру, контраст их зависит от длины волны, на которой проводятся наблюдения. Температура факелов на несколько сот градусов превышает температуру фотосферы, общее излучение с 1 см² превышает фотосферное на 3-5\%. По-видимому, факелы несколько возвышаются над фотосферой. Средняя продолжительность их существования - 15 сут, но может достигать почти 3 мес.

Хромосфера. Выше фотосферы расположен слой атмосферы С., называемый хромосферой. Без специальных телескопов с узкополосными светофильтрами хромосфера видна только во время полных солнечных затмений как розовое кольцо, окружающее тёмный диск, в те минуты, когда Луна полностью закрывает фотосферу. Тогда можно наблюдать и спектр хромосферы, т. н. спектр вспышки. На краю диска С. хромосфера представляется наблюдателю как неровная полоска, из которой выступают отдельные зубчики - хромосферные спикулы. Диаметр спикул 200-2000 км, высота порядка 10 000 км, скорость подъёма плазмы в спикулах до 30 км/сек. Одновременно на С. существует до 250 тыс. спикул. При наблюдении в монохроматическом свете (например, в свете линии ионизованного кальция 3934 Å) на диске С. видна яркая хромосферная сетка, состоящая из отдельных узелков - мелких диаметром 1000 км и крупных диаметром от 2000 до 8000 км. Крупные узелки представляют собой скопления мелких. Размеры ячеек сетки 30-40 тыс. км. Полагают, что спикулы образуются на границах ячеек хромосферной сетки. При наблюдении в свете красной водородной линии 6563 Å около солнечных пятен в хромосфере видна характерная вихревая структура (рис. 3а). Плотность в хромосфере падает с увеличением расстояния от центра С. Число атомов в 1 см³ изменяется от 10¹⁵ вблизи фотосферы до 10⁹ в верхней части хромосферы. Спектр хромосферы состоит из сотен эмиссионных спектральных, линий водорода, гелия, металлов. Наиболее сильные из них - красная линия водорода Н_α (6563 Å) и линии Н и К ионизованного кальция с длиной волны 3968 Å и 3934 Å. Протяжённость хромосферы неодинакова при наблюдении в разных спектр, линиях: в самых сильных хромосферных линиях её можно проследить до 14 000 км над фотосферой. Исследование спектров хромосферы привело к выводу, что в слое, где происходит переход от фотосферы к хромосфере, температура переходит через минимум и по мере увеличения высоты над основанием хромосферы становится равной 8-10 тыс. К, а на высоте в несколько тыс. км достигает 15-20 тыс. К. Установлено, что в хромосфере имеет место хаотическое (турбулентное) движение газовых масс со скоростями до 15․10³ м/сек. В хромосфере факелы в активных областях видны в монохроматическом свете сильных хромосферных линий как светлые образования, называемые обычно флоккулами. В линии Н_α хорошо видны тёмные образования, называемые волокнами. На краю диска С. волокна выступают за диск и наблюдаются на фоне неба как яркие протуберанцы. Наиболее часто волокна и протуберанцы встречаются в четырёх расположенных симметрично относительно солнечного экватора зонах: полярных зонах севернее + 40° и южнее -40° гелиографической широты и низкоширотных зонах около ± 30° в начале цикла солнечной активности и 17° в конце цикла. Волокна и протуберанцы низкоширотных зон показывают хорошо выраженный 11-летний цикл, их максимум совпадает с максимумом пятен. У высокоширотных протуберанцев зависимость от фаз цикла солнечной активности выражена меньше, максимум наступает через 2 года после максимума пятен. Волокна, являющиеся спокойными протуберанцами, могут достигать длины солнечного радиуса и существовать в течение нескольких оборотов С. Средняя высота протуберанцев над поверхностью С. составляет 30-50 тыс. км, средняя длина - 200 тыс. км, ширина - 5 тыс. км. Согласно исследованиям А. Б. Северного (См. Северный), все протуберанцы по характеру движений можно разбить на 3 группы: электромагнитные, в которых движения происходят по упорядоченным искривленным траекториям - силовым линиям магнитного поля; хаотические, в которых преобладают неупорядоченные, турбулентные движения (скорости порядка 10 км/сек); эруптивные, в которых вещество первоначально спокойного протуберанца с хаотическими движениями внезапно выбрасывается с возрастающей скоростью (достигающей 700 км/сек) прочь от С. температура в протуберанцах (волокнах) 5-10 тыс. К, плотность близка к средней плотности хромосферы. Волокна, представляющие собой активные, быстро меняющиеся протуберанцы, обычно сильно изменяются за несколько ч или даже мин. Форма и характер движений в протуберанцах тесно связаны с магнитным полем в хромосфере и солнечной короне.

Солнечная корона - самая внешняя и наиболее разрежённая часть солнечной атмосферы, простирающаяся на несколько (более 10) солнечных радиусов. До 1931 корону можно было наблюдать только во время полных солнечных затмений в виде серебристо-жемчужного сияния вокруг закрытого Луной диска С. (см. т. 9, вклейка к стр. 384-385). В короне хорошо выделяются детали её структуры: шлемы, опахала, корональные лучи и полярные щёточки. После изобретения Коронографа солнечную корону стали наблюдать и вне затмений. Общая форма короны меняется с фазой цикла солнечной активности: в годы минимума корона сильно вытянута вдоль экватора, в годы максимума она почти сферична. В белом свете поверхностная яркость солнечной короны в миллион раз меньше яркости центра диска С. Свечение её образуется в основном в результате рассеяния фотосферного излучения свободными электронами. Практически все атомы в короне ионизованы. Концентрация ионов и свободных электронов у основания короны составляет 10⁹ частиц в 1 см³. Нагрев короны осуществляется аналогично нагреву хромосферы. Наибольшее выделение энергии происходит в нижней части короны, но благодаря высокой теплопроводности корона почти изотермична - температура понижается наружу очень медленно. Отток энергии в короне происходит несколькими путями. В нижней части короны основную роль играет перенос энергии вниз благодаря 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 растет с удалением от С. от нескольких км/сек у его поверхности до 450 км/сек на расстоянии Земли. температура в короне превышает 10⁶К. В активных областях температура выше - до 10⁷К. Над активными областями могут образовываться т. н. корональные конденсации, в которых концентрация частиц возрастает в десятки раз. Часть излучения внутренней короны - это линии излучения многократно ионизованных атомов железа, кальция, магния, углерода, кислорода, серы и др. химических элементов. Они наблюдаются и в видимой части спектра, и в ультрафиолетовой области. В солнечной короне генерируются радиоизлучение С. в метровом диапазоне и рентгеновское излучение, усиливающиеся во много раз в активных областях. Как показали расчёты, солнечная корона не находится в равновесии с межпланетной средой. Из короны в межпланетное пространство распространяются потоки частиц, образующие солнечный ветер. Между хромосферой и короной имеется сравнительно тонкий переходный слой, в котором происходит резкий рост температуры до значений, характерных для короны. Условия в нём определяются потоком энергии из короны в результате теплопроводности. Переходный слой является источником большей части ультрафиолетового излучения С. Хромосфера, переходный слой и корона дают всё наблюдаемое радиоизлучение С. В активных областях структура хромосферы, короны и переходного слоя изменяется. Это изменение, однако, ещё недостаточно изучено.

Солнечные вспышки. В активных областях хромосферы наблюдаются внезапные и сравнительно кратковременные увеличения яркости, видимые сразу во многих спектральных линиях. Эти яркие образования существуют от нескольких мин до нескольких ч. Они называются солнечными вспышками (прежнее название - хромосферные вспышки). Вспышки лучше всего видны в свете водородной линии Н_α, но наиболее яркие видны иногда и в белом свете. В спектре солнечной вспышки насчитывается несколько сотен эмиссионных линий различных элементов, нейтральных и ионизованных. Температура тех слоев солнечной атмосферы, которые дают свечение в хромосферных линиях (1-2) ․10⁴ К, в более высоких слоях - до 10⁷ К. Плотность частиц во вспышке достигает 10¹³-10¹⁴ в 1 см³. Площадь солнечных вспышек может достигать 10¹⁵ м³. Обычно солнечные вспышки происходят вблизи быстро развивающихся групп солнечных пятен с магнитным полем сложной конфигурации. Они сопровождаются активизацией волокон и флоккулов, а также выбросами вещества. При вспышке выделяется большое количество энергии (до 10¹⁰-10¹¹ дж). Предполагается, что энергия солнечной вспышки первоначально запасается в магнитном поле, а затем быстро высвобождается, что приводит к локальному нагреву и ускорению протонов и электронов, вызывающих дальнейший разогрев газа, его свечение в различных участках спектра электромагнитного излучения, образование ударной волны. Солнечные вспышки дают значительное увеличение ультрафиолетового излучения С., сопровождаются всплесками рентгеновского излучения (иногда весьма мощными), всплесками радиоизлучения, выбросом корпускул высоких энергий вплоть до 10¹⁰ эв. Иногда наблюдаются всплески рентгеновского излучения и без усиления свечения в хромосфере. Некоторые солнечные вспышки (они называются протонными) сопровождаются особенно сильными потоками энергичных частиц - космическими лучами (См. Космические лучи) солнечного происхождения. Протонные вспышки создают опасность для находящихся в полёте космонавтов, т.к. энергичные частицы, сталкиваясь с атомами оболочки космического корабля, порождают тормозное, рентгеновское и гамма-излучение, причём иногда в опасных дозах.

Влияние солнечной активности на земные явления. С. является в конечном счёте источником всех видов энергии, которыми пользуется человечество (кроме атомной энергии). Это - энергия ветра, падающей воды, энергия, выделяющаяся при сгорании всех видов горючего. Весьма многообразно влияние солнечной активности на процессы, происходящие в атмосфере, магнитосфере и биосфере Земли (см. Солнечно-земные связи).

Инструменты для исследования С. Наблюдения С. ведутся с помощью рефракторов небольшого или среднего размера и больших зеркальных телескопов, у которых большая часть оптики неподвижна, а солнечные лучи направляются внутрь горизонтальной или башенной установки телескопа при помощи одного (сидеростат, гелиостат) или двух (целостат) движущихся зеркал (см. рис. к ст. Башенный телескоп). При строительстве больших солнечных телескопов (См. Солнечный телескоп) особое внимание обращается на высокое пространственное разрешение по диску С. Создан специальный тип солнечного телескопа - внезатменный коронограф. Внутри коронографа осуществляется затмение изображения С. искусственной "Луной" - специальным непрозрачным диском. В коронографе во много раз уменьшается количество рассеянного света, поэтому можно наблюдать вне затмения самые внешние слои атмосферы С. Солнечные телескопы часто снабжаются узкополосными 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 С. Обычно крупные солнечные телескопы снабжаются мощными спектрографами с фотографической или фотоэлектрической регистрацией спектров. Спектрограф может иметь также магнитограф - прибор для исследования зеемановского расщепления и поляризации спектральных линий и определения величины и направления магнитного поля на С. Необходимость устранить замывающее действие земной атмосферы, а также исследования излучения С. в ультрафиолетовой, инфракрасной и некоторых др. областях спектра, которые поглощаются в атмосфере Земли, привели к созданию орбитальных обсерваторий за пределами атмосферы, позволяющих получать спектры С. и отдельных образований на его поверхности вне земной атмосферы.

Лит.: Солнце, под ред. Дж. Койпера, пер. с англ., т. 1, М., 1957; Ягер К., Строение и динамика атмосферы Солнца, пер. с англ., М., 1962; Аллен К. У., Астрофизические величины, пер. с англ., М., 1960; Мустель Э. Р., Звездные атмосферы, М., 1960; Северный А. Б., физика Солнца, М., 1956; Зирин Г., Солнечная атмосфера, пер. с англ., М., 1969: Alien С. W., Astrophysical quantities, 3 ed., L., 1973.

Э. Е. Дубов.

Рис. 3б. Изображение Солнца в свете отдельных спектральных линий, образующихся на разной высоте в хромосфере. Снимок в лучах ионизованного кальция.

Рис. 3а. Изображение Солнца в свете отдельных спектральных линий, образующихся на разной высоте в хромосфере. Снимок в лучах водородной линии Н_α.

Рис. 1. Фотография Солнца в белом свете. Чёрная линия указывает направление суточного движения Солнца. Видны тёмные солнечные пятна и яркие факелы.

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

С'ОЛНЦЕ [онц], солнца, мн. солнца и (·устар.) солнцы, ср.

1. только ед. Центральное небесное светило нашей планетной системы, представляющее собою гигантский раскаленный шар, излучающий свет и тепло. Земля вращается вокруг солнца. Солнце взошло над горизонтом. Тучи закрывают солнце. "Солнце всходит и заходит, а в тюрьме моей темно." М.Горький. "Солнце красное поля здесь осветило." Крылов. "Солнце садится, и ветер утихнул летучий." Фет. "Да здравствует солнце, да скроется тьма." Пушкин.

2. только ед. Свет, тепло, излучаемые этим светилом. Женщина светолечении. До солнца (·разг.) - до восхода солнца, до света. "Присядем, делать нечего, до солнца отдохнем!" Некрасов. "Босая, в лоскутках выцветших на солнце одежд." М.Горький. Греться на солнце. Залитый солнцем пляж. Очки для защиты от солнца.

3. перен., только ед. О ком-чем-нибудь очень дорогом, ценном, являющемся источником жизни, счастья для кого-нибудь (·книж. ). Ты мое солнце.

| чего. Источник, средоточие чего-нибудь (·ритор. ). Солнце правды.

4. Центральное небесное тело других систем, играющее роль, подобную солнцу. "И солнцы ею (смертью) потушатся." Державин.

• Горное солнце (спец.) - кварцевая лампа, употр. при *****