Солнце солнце, центральное тело Солнечной системы, раскаленный плазменный шар, типичная звезда-карлик спектрального класса среди звезд Солнце по размеру и яркости занимает среднее положение

Солнце
СОЛНЦЕ, центральное тело Солнечной системы, раскаленный плазменный шар, типичная звезда-карлик спектрального класса G2. Среди звезд Солнце по размеру и яркости занимает среднее положение, хотя в солнечной окрестности большинство звезд имеет меньшие размеры и яркости. Поверхностная температура около 5800 K. Вращение Солнца вокруг оси, происходит в том же направлении, что и Земли (с запада на восток), ось вращения образует угол 82°45' с плоскостью орбиты Земли (эклиптикой). Один оборот относительно Земли совершается за 27,275 сут (синодический период обращения), относительно неподвижных звезд — за 25,38 сут (сидерический период обращения). Период вращения (синодический) изменяется от 27 сут на экваторе до 32 сут у полюсов. Химический состав, определенный из анализа солнечного спектра: водород — ок. 90%, гелий — 10%, остальные элементы — менее 0,1% (по числу атомов). Подобно всем звездам, оно представляет собой шар горячего газа, а источником энергии является ядерный синтез, происходящий в его недрах. Земля, находящаяся на расстоянии 149,6 млн. км от Солнца, получает около 2^.10¹⁷Вт солнечной лучистой энергии. Солнце — основной источник энергии для всех процессов, совершающихся на земном шаре. Вся биосфера, жизнь существуют только за счет солнечной энергии. На многие земные процессы влияет корпускулярное излучение Солнца.

Точные измерения показывают, что диаметр Солнца в 1392000км не постоянная величина. Около пятнадцати лет назад астрономы обнаружили, что Солнце худеет и полнеет на несколько километров каждые 2 часа 40 минут, причем этот период сохраняется строго постоянным. С периодом 2 часа 40 минут на доли процента меняется и светимость Солнца, то есть излучаемая им энергия.

Указания на то, что диаметр Солнца испытывает еще и очень медленные колебания со значительным размахом, были получены путём анализа результатов астрономических наблюдений многолетней давности. Точные измерения продолжительности солнечных затмений, а также прохождения Меркурия и Венеры по диску Солнца показали, что в XVII веке диаметр Солнца превышал нынешний примерно на 2000 км ,то есть на 0,1%.

Строение Солнца

ЯДРО - где температура в центре равна 27 млн. K, протекает ядерный синтез. В процессе превращения водорода в гелий ежесекундно аннигилируется 4 млн. т солнечного вещества. Выделяемая при этом энергия и является источником солнечной энергии. В общепринятой теоретической модели Солнца (так называемой "Стандартной модели") предполагается, что подавляющая часть энергии вырабатывается реакциями прямого синтеза водорода c образованием гелия, и только лишь 1,5% - реакциями так называемого цикла CNO, в котором в процессе реакции углерод циклически превращается сначала в азот и кислород, после чего реакция снова приводит к образованию углерода. Однако группа из Принстонского института фундаментальных исследований (Institute for Advanced Study) под руководством Джона Бокалла (John Bahcall) оценила верхний порог относительной доли реакций цикла CNO как не превышающий 7,3%. Однако получить достоверное подтверждение теоретического значения, равного 1,5%, невозможно без ввода в действие нейтринных детекторов принципиально иной конструкции, чем имеются сейчас.

Поверх ядра расположена ЗОНА ИЗЛУЧЕНИЯ, где образовавшиеся в процессе ядерного синтеза фотоны с высокой энергией сталкиваются с электронами и ионами, порождая повторное световое и тепловое излучение.

С внешней стороны зоны излучения лежит КОНВЕКТИВНАЯ ЗОНА (внешнем слое толщиной 150-200 тыс. км, расположенный непосредственно под фотосферой), в который нагретые газовые потоки направляются вверх, отдают свою энергию поверхностным слоям и, стекая вниз, повторно нагреваются. Конвективные потоки приводят к тому, что солнечная поверхность имеет ячеистый вид (грануляцию фотосферы), солнечные пятна, спикулы и т. д. Интенсивность плазменных процессов на Солнце периодически изменяется (11-летний период – солнечная активность).

В противовес данной теории, что наше Солнце состоит главным образом из водорода, 10 января 2002г обсуждалась гипотеза профессора кафедры ядерной химии из университета Миссури-Роллана Оливер Мануэль (Oliver Manuel) на 199-й конференции Американского астрономического общества, утверждающая, что основную массу Солнца составляет не водород, а железо. В статье "The Origin of the Solar System with an Iron-rich Sun" ("Происхождение солнечной системы с "железным" Солнцем") он утверждает, что реакция синтеза водорода, которая дает часть солнечного тепла, происходит вблизи поверхности Солнца. Но основное тепло выделяется из ядра Солнца, которое состоит главным образом из железа. Изложенную в статье теорию происхождения Солнечной системы из взрыва сверхновой, после чего из ее сжавшегося ядра образовалось Солнце, а из выброшенной в космос материи - планеты, выдвинул в 1975г вместе с д-ром Дварка Дас Сабу (Dwarka Das Sabu).

Солнечное излучение

СОЛНЕЧНЫЙ СПЕКТР - распределение энергии электромагнитного излучения Солнца в диапазоне длин волн от нескольких долей нм (гамма-излучение) до метровых радиоволн. В видимой области солнечный спектр близок к спектру абсолютно черного тела при температуре около 5800 К; имеет энергетический максимум в области 430-500 нм. Солнечный спектр — непрерывный спектр, на который наложено более 20 тыс. линий поглощения (Фраунгоферовых линий) различных химических элементов.

РАДИОИЗЛУЧЕНИЕ - электромагнитное излучение Солнца в диапазоне от миллиметровых до метровых волн, возникающее в области от нижней хромосферы до солнечной короны. Различают тепловое радиоизлучение «спокойного» Солнца; излучение активных областей в атмосфере над солнечными пятнами; спорадическое излучение, связанное обычно с вспышками на Солнце.

УЛЬТРАФИОЛЕТОВОЕ ИЗЛУЧЕНИЕ - коротковолновое электромагнитное излучение (400-10 нм), на долю которого приходится ок. 9% всей энергии излучения Солнца. Ультрафиолетовое излучение Солнца ионизирует газы верхних слоев земной атмосферы, что приводит к образованию ионосферы.

СОЛНЕЧНАЯ РАДИАЦИЯ - электромагнитное и корпускулярное излучения Солнца. Электромагнитное излучение охватывает диапазон длин волн от гамма-излучения до радиоволн, его энергетический максимум приходится на видимую часть спектра. Корпускулярная составляющая солнечной радиации состоит главным образом из протонов и электронов (см. Солнечный ветер).

СОЛНЕЧНЫЙ МАГНЕТИЗМ - магнитные поля на Солнце, простилающееся за орбиту Плутона, упорядочивающие движение солнечной плазмы, обусловливающие солнечные вспышки, существование протуберанцев и т. д. Средняя напряженность магнитного поля в фотосфере 1 Э (79,6 А/м), локальные магнитные поля, например в области солнечных пятен, могут достигать нескольких тыс. Э. Периодические усиления солнечного магнетизма определяют солнечную активность. Источник солнечного магнетизма — сложные движения плазмы в недрах Солнца. Специалистам Лаборатории реактивного движения в Пасадене (шт. Калифорния, США) удалось выяснить причину образования петель в магнитном поле Солнца. Как оказалось, своим появлением петли обязаны тому, что магнитные волны близ Солнца являются альфвеновскими. Изменения магнитного поля были зарегистрированы с помощью приборов межпланетного зонда "Ulysses".
СОЛНЕЧНАЯ ПОСТОЯННАЯ - полная солнечная энергия, падающая на единицу площади верхних слоев земной атмосферы за единицу времени, рассчитанная с учетом среднего расстояния от Земли до Солнца. Ее значение - около 1,37 кВт/м2 (точность 0,5%) . Вопреки названию, эта величина не остается строго постоянной, слегка изменяясь в ходе солнечного цикла (колебание 0,2%). В частности, появление большой группы солнечных пятен уменьшает ее примерно на 1%. Наблюдаются и более долговременные изменения.

В последние два десятилетия замечено, что уровень излучения Солнца в период минимальной его активности нарастал примерно на 0,05% в десятилетие.

Солнечная атмосфера

Вся солнечная атмосфера постоянно колеблется. В ней распространяются как вертикальные, так и горизонтальные волны с длинами в несколько тысяч километров. Колебания носят резонансный характер и происходят с периодом около 5 минут (от 3 до 10 минут). Скорости колебаний чрезвычайно малы - десятки сантиметров в секунду.

Фотосфера

Видимая поверхность Солнца. Достигая толщины около 0,001 R_D (200-300 км), плотность 10^-9 — 10^-6 г/см³, температура убывает снизу вверх от 8 до 4,5 тыс. К. Фотосфера представляет собой зону, где характер газообразных слоев меняется от полностью непрозрачных для излучения до совершенно прозрачных. Фактически фотосфера излучает весь видимый свет. Температура фотосферы Солнца около 5800 K, причем к основанию хромосферы она падает примерно до 4000 K. Линии поглощения в спектре Солнца формируются в результате поглощения излучения и рассеяния именно в этом слое. Явления, характерные для активного Солнца, такие как солнечные пятна, вспышки и факелы, также возникают в фотосфере. Быстрые атомные частицы, высвобождаемые при вспышках, движутся сквозь пространство, воздействуя на Землю и ее окрестности. В частности, они вызывают радиопомехи, геомагнитные бури и полярные сияния.

Новые снимки края солнечного диска в 2002г шведским Солнечным телескопом 1-m, установленном на острове Ла-Пальма (Канарские острова), позволили обнаружить ландшафты из гор, долин и огненных стен, впервые показав трехмерную структуру солнечной поверхности. Новые снимки позволили разглядеть смещающиеся пики и низины сверхгорячей плазмы – разница в высоте их может достигать сотни километров.

грануляция - видимая в телескоп зернистая структура солнечной фотосферы. Представляет собой совокупность большого числа тесно расположенных гранул — ярких изолированных образований диаметром 500-1000 км, покрывающих весь диск Солнца. Отдельная гранула возникает, разрастается и затем распадается за 5-10 мин. Межгранульное расстояние достигает в ширину 300-500км. Одновременно на Солнце наблюдается около миллиона гранул.

поры - темные округлые образования диаметром несколько сот километров, возникающие группами в промежутках между фотосферными гранулами. Некоторые поры, увеличиваясь, превращаются в солнечные пятна.

факел - яркая область фотосферы Солнца (цепочки ярких гранул, обычно окружающих группу солнечных пятен).

Появление факелов связано с последующим возникновением в их окрестности солнечных пятен и вообще с солнечной активностью. Они имеют размер около 30000 км и температуру на 2000К выше окружающей. Факелы – зазубренные стены, высота которых достигает 300 километров. Причем эти стены излучают гораздо больше энергии, чем предполагали астрономы. Возможно даже, что именно они и вызывали эпохальные изменения в земном климате. Суммарная площадь цепочек (волокон фотосферных факелов) в несколько раз больше площади пятен, и существуют фотосферные факелы в среднем дольше, чем пятна - иногда 3-4 месяца. В годы максимума солнечной активности фотосферные факелы могут занимать до 10% всей поверхности Солнца.

солнечное пятно - область на Солнце, где температура ниже (области с сильным магнитным полем) , чем в окружающей фотосфере. Поэтому солнечные пятна кажутся относительно более темными. Эффект охлаждения вызывается наличием сильного магнитного поля, сконцентрированного в зоне пятна. Магнитное поле препятствует образованию конвективных потоков газа, которые переносят к поверхности Солнца горячее вещество из нижележащих слоев. Солнечное пятно состоит из перекручивающихся магнитных полей в мощном плазменном вихре, видимая и внутренняя области которого вращаются в противоположных направлениях. Солнечные пятна формируются там, где магнитное поле Солнца имеет большую вертикальную компоненту. Солнечные пятна могут возникать индивидуально, но часто они образуют группы или пары противоположной магнитной полярности. Развиваются из пор, могут достигать 100 тыс. км (самые маленькие 1000-2000км) в поперечнике, существуют в среднем 10-20 суток. В темной центральной части солнечного пятна (тени, где силовые линии магнитного поля направлены вертикально, а напряженность поля, как правило, в несколько тысяч раз больше, чем у поверхности Земли), температура составляет около 3700 K по сравнению с 5800 K в фотосфере, вследствие чего они в 2-5 раз темнее фотосферы. Внешняя и более яркая часть солнечного пятна (полутень) состоит из тонких длинных сегментов. Особенно выделяется наличие темных сердцевин в светлых участках на солнечных пятнах.

Для солнечных пятен характерны сильные магнитные поля (до 4 кЭ). Среднее годовое число солнечных пятен изменяется с 11-летним периодом. Солнечные пятна имеют тенденцию образовывать близлежащие пары, в которых каждое пятно имеет противоположную магнитную полярность. Во время высокой солнечной активности случается, что изолированные пятна становятся большими, причем они возникают обширными группами.

Самая большая из когда-либо зарегистрированных групп солнечных пятен достигла своего максимума 8 апреля 1947 г. Она захватила область площадью в 18130 миллионов квадратных километров. Солнечные пятна - элемент солнечной активности. Количество пятен, видимых на Солнце в любое время, периодически изменяется с периодом приблизительно в 11 лет. В середине 1947 г. был отмечен сильный максимум цикла.

минимум Маундера - интервал протяженностью около 70 лет, начиная примерно с 1645г, в течение которого солнечная активность постоянно была на низком уровне, а солнечные пятна наблюдались редко. В течение 37 лет не было зарегистрировано ни одного полярного сияния.

бабочки Маундера - диаграмма, представляющая изменения гелиографической широты, на которой появляются солнечные пятна в течении солнечного цикла. Впервые диаграмма была построена в 1922 г. Э. В. Маундером. На графике в качестве вертикальной оси взята гелиографическая широта, а в качестве горизонтальной оси - время (в годах). Далее для каждой группы солнечных пятен, относящихся к некоторой широте, и каррингтоновского номера строятся вертикальные линии, покрывающие один градус широты. Получаемая картина напоминает крылья бабочки, что и дало диаграмме это популярное название.

гелиографическая долгота - долгота, измеренная для точек на поверхности Солнца. На Солнце нет фиксированной нулевой точки, так что гелиографическая долгота отсчитывается от номинального эталонного большого круга: солнечного меридиана, который прошел через восходящий узел солнечного экватора на эклиптике 1 января 1854 г. в 12.00 UT. Относительно этого меридиана долгота рассчитывается в предположении равномерного сидерического вращения Солнца с периодом 25,38 суток. В справочниках для наблюдателей помещаются таблицы положений солнечного эталонного меридиана для данной даты и времени.

каррингтоновский номер- номер, присваиваемый каждому обороту Солнца. Отсчет был начат Р.К. Каррингтоном 9 ноября 1853г с первого номера. Он взял за основу среднюю величину периода синодического вращения солнечных пятен, который определил как 27,2753 дня. Поскольку Солнце не вращается как твердое тело, фактически этот период меняется с широтой.

Хромосфера

Обширная и очень яркая вспышка на Солнце, наблюдавшаяся 9 марта 1989 г. в лучах линии альфа водорода (длина волны 565 нм).

Газообразный слой Солнца, лежащий выше фотосферы толщиной 7-8 тыс. км, отличается значительной неоднородностью температуры (5-10 тыс. К). С увеличением расстояния от центра Солнца температура слоев фотосферы уменьшается, достигая минимума. Затем в вышележащей хромосфере снова начинает постепенно повышаться до 10000 K. Название означает буквально “цветная сфера”, поскольку при полном солнечном затмении, когда свет фотосферы закрыт, хромосфера видна в виде яркого кольца вокруг Солнца как розоватое сияние. Она динамична, в ней наблюдаются вспышки, протуберанцы. Элементы структуры — хромосферная сетка и спикулы. Ячейки сетки — динамические образования диаметром 20 — 50 тыс. км, в которых плазма движется от центра к периферии.

Вспышка - самое мощное проявление солнечной активности, внезапное местное выделение энергии магнитных полей в короне и хромосфере Солнца (до 10²⁵ Дж при наиболее сильных солнечных вспышках), при котором вещество солнечной атмосферы нагревается и ускоряется. При солнечных вспышках наблюдаются: увеличение яркости хромосферы (8-10 мин), ускорение электронов, протонов и тяжелых ионов (с частичным выбросом их в межпланетное пространство), рентгеновское и радиоизлучение.

Вспышки связаны с активными областями Солнца и представляют собой взрывы, в которых вещество разогревается до температур в сотни миллионов градусов. Большую часть излучения составляют рентгеновские лучи, но вспышки легко наблюдаются в видимом свете и в радиодиапазоне. Заряженные частицы, выброшенные из Солнца, через несколько дней достигают Земли и вызывают полярные сияния, влияют на работу средств связи.

Сгустки солнечного вещества, выброшенные с поверхности светила, могут быть поглощены другими сгустками, когда оба выброса происходят в одной и той же области солнечной поверхности, причем второй выброс движется с большей скоростью, чем первый. Солнечное вещество выбрасывается с поверхности Солнца со скоростью от 20 до 2000 километров в секунду. Его масса оценивается в миллиарды тонн. В случае, когда сгустки вещества распространяются в направлении Земли, на ней происходят магнитные бури. Специалисты полагают, что в случае космического "каннибализма" магнитные бури на Земле имеют большую, чем обычно силу, и их труднее прогнозировать. Начиная с апреля 1997 года , когда подобный эффект был открыт, по март 2001г наблюдался 21 случай поглощения сгустков солнечного вещества другими, движущимися с большей скоростью. Это удалось выяснить команде астрономов NASA, работающих с космическими аппаратами "Wind" и "SOHO".

Спикулы - отдельные столбы (похожие на шипы структуры) светящейся плазмы в хромосфере, видимые при наблюдении Солнца в монохроматическом свете (в спектральных линиях Н, Не, Са⁺ и др.), которые наблюдаются в лимбе или около него. Спикулы поднимаются из хромосферы в солнечную корону до высоты 6-10 тыс. км, их диаметр 200-2000км (обычно порядка 1000 км в поперечнике и 10000 км в длину), среднее время жизни 5-7 мин. На Солнце одновременно существуют сотни тысяч спикул. Распределение спикул на Солнце неравномерно - они концентрируются на границах ячеек супергрануляции.

флоккулы - (лат. flocculi, от floccus — клочок) (факелы хромосферные), тонкие волокнистые образования в хромосферном слое центров солнечной активности, имеют большую яркость и плотность, чем окружающие участки хромосферы, ориентированы вдоль силовых линий магнитного поля; являются продолжением факелов фотосферных в хромосфере. Флоккулы можно видеть, когда солнечная хромосфера отображается в монохроматическом свете, например, в свете однократно ионизированного кальция.

Один из самых интересных протуберанцев за все время наблюдения Солнца. Снимок сделан с орбитальной станции "Скайлэб" в декабре 1973 г. в дальнем ультрафиолетовом диапазоне. Протуберанец простирается над поверхностью Солнца на 588000 км

протуберанец (от лат. protubero — вздуваюсь) - термин, используемый для разнообразных по форме структур (похожих на облака или вспышки) в хромосфере и короне Солнца. Они имеют более высокую плотность и более низкую температуру, чем окружающая их среда, на солнечном лимбе выглядят как яркие детали короны, а в проекции на солнечный диск имеют вид темных волокон, а на его краю — в виде светящихся облаков, арок или струй.
Покоящиеся протуберанцы возникают далеко от активных областей и сохраняются в течение многих месяцев. Они могут простираться в высоту до нескольких десятков тысяч километров. Громадные, протяженностью до сотен тысяч километров, плазменные образования в солнечной короне. Активные протуберанцы связаны с солнечными пятнами и вспышками. Они появляются в виде волн, брызг и петель, имеют бурный характер движения, быстро меняют форму и сохраняются лишь несколько часов. Более холодное вещество, стекающее с протуберанцев из короны к фотосфере, может наблюдаться в виде коронального "дождя".

*Хотя выделить какой-то отдельный протуберанец и назвать его самым большим не удается, имеется множество удивительных примеров. Например, на изображении, принятом со "Скайлэба" в 1974 г., был виден петлеобразный покоящийся протуберанец, который протянулся над поверхностью Солнца больше чем на полмиллиона километров. Такие протуберанцы могут сохраняться в течение нескольких недель или месяцев, простираясь на 50000 км за пределы фотосферы Солнца. Эруптивные протуберанцы в виде огненных языков могут подниматься над солнечной поверхностью почти на миллион километров.

По данным двух исследовательских спутников TRACE и SOHO, которые ведут постоянные наблюдения за Солнцем, потоки электрически заряженного газа движутся в атмосфере Солнца почти со скоростью звука в данных условиях. Их скорость может достигать 320 тыс. км/час. То есть сила ветра на Солнце "перебивает" гравитационную силу при определении плотности атмосферы, а ведь на Солнца сила гравитационного притяжения в 28 раз больше, чем на поверхности Земли.

Солнечная корона во время полного солнечного затмения 7 марта 1970 г.

Самая внешняя часть атмосферы Солнца, состоит из горячей (1-2 млн. К) разреженной высокоионизованной плазмы, которая во время полного солнечного затмения видна как яркое гало. Корона простирается на расстояние, во много раз превышающее радиус Солнца, и переходит в межпланетную среду (в несколько десятков радиусов Солнца и постепенно рассеивается в межпланетном пространстве). Протяженность и форма короны изменяются в течение солнечного цикла, главным образом благодаря потокам, образующимся в активных областях.
Корона состоит из следующих частей:
K-корона (электронная корона или непрерывная корона). Видна как белый свет фотосферы, рассеиваемый высокоэнергетическими электронами при температуре порядка миллиона градусов. K-корона неоднородна, она содержит различные структуры, такие как потоки, уплотнения, перья и лучи. Поскольку электроны движутся в высокой скоростью, фраунгоферовы линии в спектре отраженного света стерты.
F-корона (фраунгоферова корона или пылевая корона) - свет фотосферы, рассеиваемый более медленными частицами пыли, движущимися вокруг Солнца. В спектре видны фраунгоферовы линии. Продолжение F-короны в межпланетное пространство наблюдается как зодиакальный свет.
E-корона (корона эмиссионных линий) образуется светом в дискретных эмиссионных линиях сильно ионизированных атомов, особенно железа и кальция. Она обнаруживается на расстоянии двух солнечных радиусов. Эта часть короны излучает также в крайнем ультрафиолетовом и мягком рентгеновском диапазонах спектра.
фраунгоферовы линии

Темные линии поглощения в спектре Солнца и, по аналогии, в спектре любой звезды. Впервые такие линии были выделены Йозефом фон Фраунгофером (1787-1826), который обозначил самые заметные линии буквами латинского алфавита. Некоторые из этих символов все еще используются в физике и астрономии, особенно линии натрия D и линии кальция H и K.

Оригинальные обозначения Фраунгофера (1817) линий поглощения в солнечном спектре
Буква	Длина волны (нм)	Химическое происхождение
A	759,37	Атмосферный O₂
B	686,72	Атмосферный O₂
C	656,28	Водород α
D1	589,59	Нейтральный натрий
D2	589,00	Нейтральный натрий
D3	587,56	Нейтральный гелий
E	526,96	Нейтральное железо
F	486,13	Водород β
G	431,42	Молекула CH
H	396,85	Ионизированный кальций
K	393,37	Ионизированный кальций

Замечание: в оригинальных обозначениях Фраунгофера компоненты линии D разрешены не были.

Корональные линии - запрещенные линии в спектрах многократно ионизованных Fe, Ni, Ca, Al и других элементов, возникают в солнечной короне и указывают на высокую (ок. 1,5 млн. К) температуру короны.

Выброс корональной массы (ВКМ) - эрупция вещества из солнечной короны в межпланетное пространство. ВКМ связан с особенностями магнитного поля Солнца. В периоды высокой солнечной активности каждый день происходит один или два выброса, возникающих в самых разных солнечных широтах. В периоды спокойного Солнца они происходят существенно реже (примерно один раз каждые 3 -10 дней) и ограничиваются более низкими широтами. Средняя скорость выброса изменяется от 200 км/сек при минимальной активности до величин примерно вдвое больших в максимуме активности. Большинство выбросов не сопровождается вспышками, а в тех случаях, когда вспышки происходят, они обычно начинаются после начала ВКМ. ВКМ представляют собой наиболее мощные из всех нестационарных солнечных процессов и оказывают заметное влияние на солнечный ветер. Большие ВКМ, ориентированные в плоскости земной орбиты, ответственны за геомагнитные бури.

Солнечный ветер - поток частиц (в основном протонов и электронов), истекающих за пределы Солнца со скоростью до 900 км/сек. Солнечный ветер фактически представляет собой горячую солнечную корону, распространяющуюся в межпланетное пространство. На уровне орбиты Земли средняя скорость частиц солнечного ветра (протонов и электронов) около 400 км/с, число частиц — несколько десятков в 1 см³.

Сверхкорона

Наиболее удаленные (на несколько десятков радиусов от Солнца) области солнечной короны, наблюдаются по рассеянию ими радиоволн от далеких источников космического радиоизлучения (Крабовидной туманности и др.)

Характеристики Солнца
Видимый угловой диаметр	min=31'32"и max=32'36"
Масса	1,9891×10³⁰кг (332946 масс Земли)
Радиус	6,96×10⁵км (109,2 радиусов Земли)
Средняя плотность	1,416^.10³ кг/м³
Ускорение свободного падения	274 м/с²(27,9g)
Вторая космическая скорость на поверхности	620 км/с
Эффективная температура	5785 K
Светимость	3,86×10²⁶ Вт
Видимая визуальная звездная величина	-26,78
Абсолютная визуальная звездная величина	4,79
Наклонение экватора к эклиптике	7°15'
Синодический период вращения	27,275 дней
Звездный период вращения	25,380 дней

Солнечная активность

Солнечная обсерватория "SOHO" зарегистрировала 4 января 2002 года мощный выброс солнечного вещества. Это самый масштабный и самый сложный по своей структуре выброс, который зафиксировали камеры обсерватории за все время полета.
Миллиарды тонн газа движутся со скоростью около 3,5 миллиона километров в час. К счастью, направление движение находится в стороне от Земли, поэтому нашей планете ничего не угрожает.

солнечная активность - различные регулярные возникновения в атмосфере Солнца характерных образований, связанные с выделением большого количества энергии, частота и интенсивность которых циклически изменяются: солнечных пятен, факелов в фотосфере, флоккулов и вспышек в хромосфере, протуберанцев в короне, выбросы корональной массы. Области, где в совокупности наблюдаются эти явления, называются центрами солнечной активности. В солнечной активности (росте и спаде числа центров солнечной активности, а также их мощности) существует приблизительно 11-летняя периодичность (цикл солнечной активности), хотя имеются свидетельства существования и других циклов (от 8 до 15 лет). Солнечная активность влияет на многие земные процессы.

активная область - область во внешних слоях Солнца, где возникает солнечная активность. Активные области образуются там, где из подповерхностных слоев Солнца появляются сильные магнитные поля. Солнечная активность наблюдаются в фотосфере, хромосфере и короне. В активной области имеют место явления типа солнечных пятен, флоккул и вспышек. Возникающее излучение занимает весь спектр, от рентгеновского диапазона до радиоволн, хотя в солнечных пятнах видимая яркость несколько меньше из-за пониженной температуры. По размерам и продолжительности существования активные области сильно различаются - они могут наблюдаться от нескольких часов до нескольких месяцев. Электрически заряженные частицы, как и ультрафиолетовое и рентгеновское излучение активных областей, воздействуют на межпланетную среду и верхние слои атмосферы Земли.

волокно - характерная деталь, наблюдаемая в изображениях активных областей Солнца, сделанных в линии альфа водорода. Волокна имеют вид темных полос шириной 725-2200 км и средней длиной 11000 км. Время жизни отдельного волокна составляет 10-20 мин., хотя общий рисунок области волокон мало меняется в течение нескольких часов. В центральных зонах активных областей Солнца волокна соединяют пятна и флоккулы противоположной полярности. Регулярные пятна окружены радиальным узором волокон, называемым сверхполутенью. Они представляют собой вещество, втекающее в пятно со скоростью около 20 км/сек.

солнечный цикл - периодическое изменение солнечной активности, в частности, числа солнечных пятен. Период цикла - около 11 лет (от 8 до 15 лет), хотя в течение XX в он был ближе к 10 годам.
В начале нового цикла пятен на Солнце практически нет. Первые пятна нового цикла появляются на гелиографических северных и южных широтах 35°- 45°; затем в процессе цикла пятна появляются ближе к экватору, доходя соответственно до 7° северной и южной широты. Эту картину распространения пятен можно представить графически в виде "бабочек" Маундера.
Принято считать, что солнечный цикл вызван взаимодействием между "генератором", порождающим магнитное поле Солнца, и вращением Солнца. Солнце вращается не как твердое тело, причем экваториальные области вращаются быстрее, что вызывает усиление магнитного поля. В конечном счете поле "выплескивается" в фотосферу, создавая солнечные пятна. В конце каждого цикла полярность магнитного поля меняется, поэтому полный период составляет 22 года (цикл Хейла).

Страница: 4/4

Исследование Солнца космическими аппаратами

Исседование Солнца проводилось многими КА, но были и специализированные, запущенные для исследования Солнца. Это:

Орбитальная солнечная сбсерватория ("OSO") - серия американских спутников, запущенных в период 1962- 1975гг с целью изучений Солнца, в частности, в ультрафиолетовом и рентгеновском диапазонах волн.

КА "Helios-1" - западногерманская АМС запущена 10.12.1974г, предназначенная для исследования солнечного ветра, межпланетного магнитного поля, космического излучения, зодиакального света, метеорных частиц и радиошумов в околосолнечном пространстве, а также для проведения экспериментов по регистрации явлений, предсказанных общей теорией относительности. 15.01.1976г выведен на орбиту западногерманский КА "Helios-2". 17.04.1976г "Helios-2" впервые приблизилась к Солнцу на расстояние 0,29 а.е (43,432 млн.км). Зарегистрированы, в частности, магнитные ударные волны в диапазоне 100 - 2200 Гц, а также появление при солнечных вспышках ядер легкого гелия, что указывает на высокоэнергетические термоядерные процессы в хромосфере Солнца. Впервые достигнут рекордной скорости в 66,7км/с, двигаясь с 12g.

Спутник по изучению максимума солнечной активности ("SMM") - Американский спутник (Solar Maximum Mission - SMM), запущенный 14.02.1980г для изучения Солнца в период максимума солнечной активности. После девяти месяцев работы ему потребовался ремонт, который был успешно выполнен экипажем "Спейс Шаттл" в 1984г, и спутник вновь был введен в действие. Он вошел в плотные слои атмосферы Земли и прекратил существование в 1989г.

Солнечный зонд "Ulysses" - европейская автоматическая станция запущена 6 октября 1990г для измерения параметров солнечного ветра, магнитного поля вне плоскости эклиптики, изучения полярных областей гелиосферы. Провел сканирование экваториальной плоскости Солнца вплоть до орбиты Земли. Впервые зарегистрировал в радиоволновом диапазоне спиральную форму магнитного поля Солнца, расходящуюся веером. Установил, что напряженность магнитного поля Солнца возрастает со временем и за последние 100 лет увеличилась в 2,3 раза. Это единственный КА, движущийся перпендикулярно плоскости эклиптики по гелиоцентрической орбите. Пролетел в середине 1995г над южным полюсом Солнца при его минимальной активности, а 27.11.2000г пролетел во второй раз, достигнув максимальной широты в южном полушарии –80,1 град. 17.04.1998АС "Ulysses" завершила свой первый виток вокруг Солнца.

Спутник для изучения солнечного ветра "Wind" - американский научно-исследовательский аппарат, запущен 1 ноября 1994 года на орбиту с параметрами: наклонение орбиты - 28,76º; Т=20673,75 мин.; П=187 км.; А=486099 км.

Солнечная и гелиосферная обсерватория ("SOHO") - Научно-исследовательский спутник (Solar and Heliospheric Observatory - SOHO), запущенный Европейским космическим агентством 2 декабря 1995г с предполагаемым сроком работы около двух лет. Он был выведен на орбиту вокруг Солнца в одной из точек Лагранжа (L1), где уравновешиваются гравитационные силы Земли и Солнца. Двенадцать инструментов на борту спутника предназначены для исследования солнечной атмосферы (в частности ее нагревания), солнечных колебаний, процессов выноса солнечного вещества в пространство, структуры Солнца, а также процессов в его недрах. Ведет постоянное фотографирование Солнца. 04.02.2000г своеобразный юбилей отметила солнечная обсерватория "SOHO". На одной из фотографий, сделанных "SOHO" обнаружена новая комета, ставшую 100-й в послужном списке обсерватории, а в июне 2003г открыла уже 500-ю комету.

Спутник для изучения короны Солнца "TRACE (Transition Region & Coronal Explorer)" запущен 2.04.1998г на о

рбиту с параметрами: орбиты - 97,8 градуса; Т=96,8 минуты; П=602 км.; А=652 км. Задача - исследовать область перехода между короной и фотосферой с помощью 30-см ультрафиолетового телескопа. Исследование петель показало, что они состоят из ряда связанных друг с другом отдельных перель. Петли газа нагреваются и поднимаются вдоль линий магнитного поля на высоту до 480000 км, затем охлаждаясь падают назад со скоростью более 100 км/с.