«Солнце»

1 . Движение и размеры С. — 2 . Свет и теплота С. — 3 . Методы наблюдения С. — 4 . Фотосфера, грануляция, пятна и факелы. — 5 . Вращение С. — 6 . Периодичность пятен. — 7 . Связь явлений на С. с земным магнетизмом. — 8 . Хромосфера и выступы. — 9 . Корона С. — 10 . Гипотеза Секки-Юнга о строении С. — 11 . Обзор других гипотез. — 12 . Литература.

Движение и размеры.

С. — средних размеров звезда в млечном пути (см. Системы мира). Спектр С. и, вероятно, главные черты строения одинаковы со многими соседними звездами. В противоположность преобладающему типу двойных и кратных звезд, где вещество разделено на почти равные части, общая масса всех планет — спутников С. — едва достигает 1/700 массы самого С. Вследствие периодичности пятен С., быть может, является слабо переменной звездой. Вместе со всей неизменно связанной с ним системой планет С. движется в пространстве. Его путь, вероятно, кривая линия, обусловленная притяжением и распределением масс в ближайших областях млечного пути. Движение С. сказывается в общем параллактическом перемещении звезд. До сих пор удалось лишь грубо определить направление, по которому неслось С. за последнее время. Наиболее надежный метод дает точку небесного свода, которой, прямое восхождение 17 h20m (260°). а северное склонение 30° (в созвездии Геркулеса). Скорость этого движения равна 25 км в секунду, т. е. С. в год проходит длину, равную радиусу орбиты Юпитера. Гипотезы о происхождении С. см. Системы мира. — Вследствие движения Земли около С., оно проектируется для нас последовательно в различных точках большого круга небесной сферы — эклиптики. В астрономических календарях даются на каждый день прямое восхождение и склонение С. Эти положения С. взяты из Таблиц, или Теории, С. (вернее, следовало бы говорить — Земли). Последние "Tables of the Sun" (1899) составлены Ньюкомбом. Из прежних особенно важны Delambre, "Tables du Soleil" (1806); Hansen et O lufsen, "Tables du Soleil" (1853); Leverrier, "Tables géné rales du mouvement du Soleil" (1858). Для изготовления таких таблиц требуется точное знание длины года, фигуры и положения орбиты Земли, а также вычисление всех планетных возмущений, вследствие которых изменяется положение Земли, и следовательно, видимое нами положение С. — Расстояние Земли до С. служит единицей длины в астрономии. Все остальные расстояния планетной системы выражаются в нем при помощи законов Кеплера. Задача определения этого расстояния имеет громадную важность. О ней — см. Параллакс. Благодаря эллиптичности орбиты Земли, это расстояние меняется: в январе С. ближе к нам на 5 млн. км, чем в июле. Средняя величина расстояния по новейшим определениям равна 149000000 км; свет пробегает его в 498 сек. Изменение расстояния сказывается на величине видимого диаметра С. Он колеблется в ту и другую сторону на 32"; в среднем же диаметр С. равен 32'2" (серебряный пятачок в вытянутой руке покрывает С.). Сжатие С. ничтожно; его теоретическая величина в зависимости от малой плотности и медленного вращения не превосходит 1/10000 т. е. полярный и экваториальный радиусы не могут отличаться более чем на 0".1: сжатие не может быть определено из наблюдений. Каждая угловая секунда на диске С. соответствует действительной длине в 725 км. Никакие оптические средства не дают возможности различать на поверхности С. объекты меньшие 200—300 км. Земля представилась бы на ней кружком с радиусом в 8".80 (величина параллакса С.). Линейный диаметр С. в 109 раз более земного; поверхность С. в 11900 раз, объем в 1290000 раз более Земли. Если бы в центре С. поместить Землю, то Луна на ее настоящем расстоянии обращалась бы лишь на полпути от центра С. до его поверхности. Масса С. только в 327000 раз более массы Земли. Средняя плотность С. равна 0,253 плотности Земли, или 1,41 плотности воды. Отношение масс Земли и С. выводится из возмущений Землей соседних планет или из движения Луны (см. Тяготение). Давление, а следовательно, плотность в центре С. громадны, — поэтому плотность внешних оболочек должна быть ничтожна. Сила тяжести на видимой поверхности С. в 27,3 раза более, чем на Земле. — С., благодаря исходящей из него энергии (притяжение, химические лучи, электромагнетизм, свет, тепло) является в широчайшем смысле слова центром, очагом всего планетного мира, залогом его существования и жизни. Земля перехватывает лишь около 1/(10 10) всей энергии, лучеиспускаемой С. в пространство. Одна тепловая энергия, получаемая Землей, составляет 100 млн. килограммометров в год на каждый квадратный фут поверхности (т. е. 3 кг в 1 секунду); иными словами, одна "лошадиная сила" непрерывно воздействует на каждые 25 кв. фут. поверхности Земли.

Свет и теплота С.

Нет образца, с которым можно было бы сравнивать свет С. Из определений Волластона следует, что С. освещает единицу поверхности Земли в 60000 ярче, чем свеча на расстоянии метра. Поэтому он оценивает полный блеск С. в 16 ×1026 свечей. По Цёлльнеру, С. в 619000 раз ярче полной Луны и в 55000 млн. раз ярче Капеллы (α Aurigae), типичной звезды 1-ой величины. Более надежны сравнения блеска (яркости) поверхности С. Так, Ланглей оценил его в 5300 раз сильнее, чем блеск расплавленного металла в Бессемеровом конверторе. Физо и Фуко — в 146 раз сильнее Друммондова света и в 4 раза — света электрической дуги (сравнивая единицы поверхности). — Поверхность Солнца дает далеко не одинаковое количество лучей в центре и около краев диска. Это зависит от их поглощения атмосферой С. Еще Араго оценил, что яркость краев на 1/41 меньше. Позднейшие исследования указали на гораздо большую разницу. В следующей таблице даны напряжения различных лучей:

Расстояние от центра С. (в радиусе)

Лучи

Тепловые (Ланглей)

Фиолетово-синие (Фогель)

Желто-красные (Фогель)

Белые (Пикеринг)

0,00

100

100

100

100

0,25

97,7

99,0

—

99

0,50

90,0

95,6

91,3

95

0,75

73,1

84,1

78,8

86

0,95

40,1

52,0

55,4

62

0,98

14,5

27,5

37,4

50

Более всего теряют химические, ультрафиолетовые лучи, затем лучи видимого спектра и, наконец, тепловые. Невооруженный глаз не замечает разницы, она ясно заметна в оптические инструменты, а на фотографических пластинках иногда край С. почти незаметен, в то время как центральные части диска экспонированы вполне достаточно. Без верхних оболочек С. давало бы раз в пять более тепла, а цвет его был бы голубоватый. Почти одновременно Пулье и Джон Гершель (1838) исследовали количество тепла С. Пулье нашел помощью построенного им пиргелиометра (см.), что каждый квадратный сантиметр поверхности Земли получает в минуту 1,7 малой калории. Эта величина названа солнечной постоянной. Для той же цели Виолль предложил актинометр (см.), прибор, устроенный на несколько ином принципе. Результат Пулье оказался довольно неточным. По точнейшим определениям Ланглея (наблюдал босометром) солнечная постоянная равна 3,0. Савельев вывел даже 3,5 калории. Чтобы из этих данных получить понятие о температуре, господствующей на С., надо знать зависимость между температурой тела и количеством излучаемого им тепла. Различные эмпирические формулы, достаточно хорошо представляющие эту зависимость для земных температур, решительно непригодны для температуры С. Смотря по тому какой был принят закон (Дюлонга и Пти, Ньютона), получились для температуры С. всевозможные числа от 1500° (Пулье, Виолль) до 5000000° (Секки) и даже 9000000° (Ватерстон). Принимая закон Стефана, теоретически подтвержденный Больцманом, что лучеиспускание пропорционально четвертой степени абсолютной температуры тела, получится для С. 8000°. Во всяком случае, здесь мы имеем "эффективную" температуру, — такую температуру должна иметь поверхность, покрытая сажей, чтобы давать Земле столько же тепла, как С. Несомненно, в лучеиспускании участвуют все слои С. до значительной глубины, а температуры их колеблются в громадных пределах. По выводу Цёлльнера, если на поверхности С. господствует температура в 13000°, то она достигает миллиона градусов уже на глубине 1/10 радиуса С. Ю. Шейнер, опираясь на некоторые особенности спектральных линий магния, считает, что температура "обращающего слоя" С. (см. ниже) почти равна температуре электрической дуги. Об источниках солнечной энергии, о гипотезах Майера, Сименса, Гельмгольца см. — Энергия солнечная.

Методы наблюдения

С. Кроме нескольких шатких указаний на временное потускнение С. древние астрономы до изобретения телескопа не имели никаких сведений об его строении. Солнечные пятна были открыты почти одновременно Фабрициусом, Галилеем и Шейнером в 1608—11 годах. С тех пор началось изучение С. Открытие спектрального анализа дало новый, еще более сильный толчок. В настоящее время многие обсерватории (Йеркес, Медон, Потсдам, Принстон и т. д.) почти исключительно заняты наблюдениями С. Для рассматривания поверхности С. приходится умерять ее блеск, пользоваться специальными методами и снарядами. Самый простой способ, который употреблял еще Галилей, состоит в проектировании изображения С. на белую бумагу перед окуляром трубы. Для разглядывания непосредственно глазом, на окуляр надевается густо окрашенное, "темное" стекло (впервые предложено Апианом в XVI столетия). Объектив не должен быть при этом открыт более чем на 3—4 дюйма в диаметре. Иногда делают ломаный окуляр; в его сгибе насажена призма. Глаз получает только небольшую часть лучей, отраженную от призмы. В поляризационном окуляре (гелиоскоп) лучи света поляризуются отражением от призм, затем они падают на систему двух зеркал; вращая эту систему, можно то получать полный (поляризованный) свет, то ослаблять его по желанию. Иногда на переднюю поверхность объектива наводят тонкий слой серебра; это всего безопаснее и приятнее для глаза, но инструмент потерян для всех других наблюдений. На многих обсерваториях ведется ежедневное фотографирование С. (о приборах см. Астрофотография, Фотография). Из прежних снимков мокрым способом особенно ценны полученные в Кью (Делярю) и в Вильне (Саблер, Смыслов). Фотография выгодна для регистрирования деятельности С.; менее годится она для изучения деталей его строения. Наконец, за последнее время сильно развилось спектрографирование С., дающее возможность получать изображения отдельных того или другого рода извержений на нем (см. ниже). О спектре С., о Фраунгоферовых линиях, их обращении, обращающей оболочке С., а также о методах спектрографирования см. Спектральный анализ.

Фотосфера

, грануляция, пятна и факелы. Поверхность С. далеко неравномерна по блеску; вся она имеет "пестрящий" вид, более яркие крупинки запутаны в массе менее светлой. Эти крупинки, гранулы, весьма малы, диаметр их в среднем около 1/2". Грануляция С. заметна уже при помощи трубы сравнительно небольших размеров. В зависимости от оптических и атмосферических условий, от личных впечатлений, наблюдатели сравнивали поверхность С. с непроклеенной шероховатой бумагой (Юнг), со свежевыпавшим, рыхлым снегом (Ланглей); форму крупинок — с рисовыми зернами (Гершель), с перепутанными ивовыми листьями (Насмит). Крупинки эти иногда рассеяны рядами, спиралями. По оценке Ланглея, они занимают 1/5 всей поверхности С., но, вследствие яркости дают 3/4 всего света (грануляция С. достаточно хорошо изображена на приложенном к статье рисунке пятен). Совокупность светящихся крупинок, вернее, оболочка С., несущая их, названа фотосферой (светоносной). Жансен указал, что на лучших фотографических снимках крупинки местами выходят размытыми, местами резкими. Он думал, что "смазанность" эта вызвана перекрестными течениями в верхних слоях атмосферы С. Дальнейшие наблюдения не подтверждают реальности фотосферической сетки (ré seau), как назвал это явление Жансен; оно вызвано земными условиями фотографирования. Крупинки фотосферы местами раздвигаются шире, менее светлая масса выделяется сильнее, образуются поры — темные точки. Эти поры часто переходят в пятна — большие темные пространства, как бы разрывы в фотосфере. С другой стороны на фоне фотосферы выделяются факелы — наиболее яркие изо всех деталей солнечной поверхности. По форме они напоминают легкие облака, комья ослепительной пены, плавающие над фотосферой; их нежное строение трудно поддается воспроизведению на рисунках. Нет сомнения, что факелы — не просто слившиеся гранулы фотосферы; это — образования иного характера, иного химического состава. Посреди солнечного диска факелы для глаз почти незаметны; они ярко выступают на фотосфере около краев диска. Здесь лучи фотосферы пронизывают большие слои верхних оболочек С., и факелы, лежащие выше общего уровня фотосферы, выигрывают в яркости. Пятна и факелы тесно связаны между собой: пятно всегда окружено факелами. Образование факелов гораздо обильнее и чаще, чем пятен; факелы всегда, по времени образования, предшествуют пятну, но, сплошь и рядом, не сопровождаются пятнами. В пятнах резко различаются тень, или ядро, и полутень, окружающая ядро. Тень кажется совершенно черной, но это зависит лишь от контраста с фотосферой. По оценке Ланглея, тень пятен в 500 раз ярче полной Луны (сравнивая единицы площадей). Фогель определил отношение яркостей фотосферы, полутени и тени как 1000:630:67. — Еще Шейнер в 1611 г. заметил, что пятна образуются не по всей поверхности С.; они весьма редки в экваториальной полосе, всего чаще встречаются под 10—30° широты обоих полушарий и никогда не появляются в полярных областях. Шейнер назвал пояса от 10° до 30° широты "царскими" (via regia). Таково же распределение и факелов; впрочем, эти последние встречаются изредка под более высокими широтами. Не слишком большие пятна, в среднюю эпоху своего существования, обыкновенно имеют довольно правильную круглую форму. Полутень, окружающая кольцом ядро, не составляет постепенного перехода от светлой фотосферы к темному ядру — она ярче около тени, темнее около края фотосферы, и это нельзя отнести к явлениям контраста. Строение полутени обыкновенно волокнистое. Как будто те же гранулы, которые в фотосфере расположены "столбиками" и видимы сверху, здесь, вытянутые через полутень, расположены реже, но видны во всю длину. Иногда полутень представляет вихреобразное, спиральное строение. В некоторых случаях подмечено несомненное вращение всего пятна. Спектр пятен — видоизмененный спектр С.; в нем заметно значительное общее поглощение, многие Фраунгоферовы линии делаются гораздо шире и темнее, некоторые из них бывают обращены — прорезаны тонкими блестящими линиями. Характерным признаком спектра факелов служат линии H и К (кальция) исключительной напряженности (подробнее об этих спектрах — см. Спектральный анализ). Пользуясь химической силой этих лучей, Деландру и Хэлю удалось проследить и фотографировать факелы посреди диска С. Для сравнения методов наблюдения факелов, см. табл. I, где помещены отпечатки с двух одновременных снимков С.

СОЛНЦЕ I.

1 и 2. Одновременные снимки Солнца — простой фотографический и спектрографический в линии H спектра. 10 апреля 1894 г. Деландр в Париже. 3. Фотографии группы солнечных пятен. 22 июня 1885 г. Жансен в Медоне.

На простом фотографическом (темные линии — крест нитей в фокусе трубы) видны лишь немногие факелы около краев диска (см. выше); между тем как на спектральном (получен в линии К) факелы обильны в обеих "царских" зонах (поперечные линии на снимке зависят от сотрясений спектрографа). Пятно на спектральном снимке почти закрыто факелами. Пятна часто располагаются группами (см. фиг. 3 табл. I). Общая полутень окружает иногда несколько ядер. Из них самое большое, "голова", идет вперед по направлению вращения С. (см. ниже), меньшие ядра следуют за ним. Пятна достигают иногда громадных размеров — Земля поместилась бы свободно в любом из небольших пятен. Известны в истории случаи, когда пятна могли быть видимы просто глазом. За последнее время большие пятна наблюдались в 1858 г. (пятно имело 230000 км в диаметре, т. е. 19 раз диаметр Земли; занимало 1/36 всей поверхности С.), затем в 1871 и 1893 годах. Иногда пятно сохраняется в течение многих оборотов С. (известен случай 18-месячной жизни пятна), иногда оно зарождается, развивается и тухнет в несколько дней. Пятна подвержены постоянным переменам; при круглой, самой устойчивой форме в течение дня можно заметить перемены; большие же сложные пятна иногда в два, три дня меняются до неузнаваемости. Помимо общих законов вращения солнечной поверхности (см. ниже), пятнам свойственны индивидуальные передвижения. Всякий раз, когда в пятне происходят быстрые перемены строения, оно "скачет" вперед; тогда-то главное ядро оставляет за собой мелкие спутники. Замечены были деления ядра на части светлыми линиями, "мостами" (см. фиг. 3 табл. I), которые почти внезапно перекидываются с одного края пятна на другой; точно узкие потоки светлой материи вливаются в пятно (Секки, Петерс); чаще мелкие ядра образуются на фоне широкой полутени. Секки замечал над тенью пятна легкие пурпуровые облака, быть может связанные с выступами хромосферы (см. ниже). Перед образованием пятна, это место поверхности С. кишит факелами. При затухании, края пятна сходятся, светлая фотосфера "заливает" его, остаются на этом месте лишь факелы, которые в свою очередь тухнут. Иногда, впрочем, на одном и том же месте среди тех же факелов образуются последовательно несколько пятен. Замечена небольшая разница в виде и движении пятен южного и северного полушарий (Целльнер). Вильсон первый (1769) указал, что пятно, приближаясь к краю диска С., обыкновенно суживается раньше со стороны, обращенной к центру диска; полутень постепенно пропадает с этой стороны, затем скрывается ядро пятна, совершенно, как если бы пятна были воронкообразные углубления, а полутень — стенка этой воронки. Кассини подметил даже выемку на краю диска С., как раз когда пятно приходилось на нем. То же наблюдение повторили Секки, Делярю и др. Впрочем, окружающие пятно факелы искажают этот эффект, и можно видеть даже возвышение над краем С. Здесь играет также большую роль рефракция лучей в оболочках С. Несмотря на различные возражения, взгляд Вильсона сохраняется до сих пор в науке, а спектральный анализ, можно считать, его подтверждает.

Вращение

С. Первые же наблюдатели заметили, что пятна скользят по диску С.; они объяснили это вращением С. Пятна появляются на вост. краю диска С., проходят через весь диск и исчезают на западном краю, чтобы снова (при достаточной длине жизни пятна) появиться на восточном. Ось вращения С. наклонена к плоскости эклиптики под 83°3'; долгота восходящего узла экватора С. равна 74°37' Средняя величина оборота С. — 2 5,234 дней. Эти числа — результат Шперера из совокупности наблюдений за 1861—68 гг. Точка поверхности С. под экватором движется со скоростью 2 км в секунду. Направление оси С. совпадает для нас с линией NS 4 января и 6 июля. Около 5 июня и 7 декабря Земля проходит через узлы солнечного экватора, и тогда пятна движутся для нас по прямым линиям. Видимая поверхность С. не вращается вся целиком, ее экваториальная область перегоняет остальные, движется с большей угловой скоростью. Пятна вблизи экватора заканчивают полное обращение в 25,1 дней; пятна под 30° широты лишь в 26,5 дней; несомненно, что полярные области фотосферы вращаются еще медленнее. Были предложены различные эмпирические формулы для изображения скорости пятен в зависимости от их положения на С. Называя ξ — суточное движение пятен по гелиоцентрической долготе, а φ — гелиоцентрическую широту пятна, Шперер представил свои наблюдения формулой

ξ = 8°.55 + 5°.80 Cos φ;

Фай дал формулу

ξ = 14°.37—3°.11 Sin2 φ

По подобному же закону вращаются и другие оболочки С. Дунер из смещения Фраунгоферовых линий вывел для "обращающего слоя" (который вызывает эти линии):

ξ = 14°.10—4°.53 Sin2 φ

Дунер наблюдал смещения линий по всему краю диска С., и его результаты особенно важны тем, что законы вращения распространены им на полярные области, а не ограничены только царскими зонами. Он дал следующую таблицу вращения поверхности С. под различными широтами:

Широты

Время оборота

0°

25 Д.46

15

26 Д.35

30

27 Д.57

45

30 Д.03

60

33 Д.90

75

38 Д.54

Стратонов показал, что и факелы под экватором движутся быстрее. Здесь они имеют суточную скорость 14°.62, между тем под широтами 30—40° только 13°.61. Из сравнения всех результатов следует, что оболочка, несущая факелы, вращается быстрее фотосферы, а эта последняя быстрее обращающего слоя. Тот же закон распределения скоростей сохраняет силу, вероятно, для внутренних масс С. Формулы Шпёрера и Фая отчасти подтверждены теоретически. Задача о вращении всего С., как жидкого или газообразного шара, решалась при различных предположениях о внутреннем трении, о распределении плотностей и температуры (Гарцер, Вильсинг, Вильчинский). Жуковский, принимая внутреннее трение пропорциональным линейной скорости, вывел, что, если только угловые скорости частиц изменяются от центра шара к поверхности, то в обоих полушариях вращающейся жидкой сферы симметрично должны развиться встречные течения от полюсов к экватору и обратно, одно внутри массы, другое на ее поверхности. — Сделаны попытки найти период вращения С. из колебаний температуры и магнитных явлений на Земле. Так, Бюи-Балло, разбирая длинный ряд записей термометров, нашел намеки на период в 25,73 дней. Горинштейн из колебаний магнитной стрелки вывел 24,55 дней. Полярные сияния (Видер) носят следы периода в 25,38 дней. Будь эти косвенные определения вращения С. надежнее, они имели бы большую цену — они могут дать указания не на период вращения одной оболочки С. (как пятна, факелы, смещение спектральных линий), но на период вращения внутренних слоев, всей массы С.

Периодичность пятен.

В 1851 г. Швабе открыл, что число солнечных пятен подлежит правильному периодическому колебанию; он вывел период около 10 лет. В то же время перемещается на С. и область появления пятен. Пятна начинают зарождаться под довольно высокими широтами (35—40°) обоих полушарий, затем они постепенно увеличиваются в числе, а пятнообразовательная деятельность переходит под меньше широты все ближе к экватору; когда она подойдет к 10—5° широты, пятна снова быстро уменьшаются в размерах и числе. Не успеет такая волна деятельности С. затихнуть под экватором, как новая волна возбуждается под широтами 30—40° обоих полушарий. Каждая волна занимает 12—14 лет. Последовательные волны налегают друг на друга, и потому максимумы всего числа пятен следуют один за другим уже через 11,1 лет. Этот промежуток, который и называется периодом солнечных пятен, колеблется в довольно широких пределах: между соседними максимумами иногда проходит только 9 лет, иногда 13; быть может, он искажается еще второстепенным циклом в 55—60 лет. В то время, как пояса образования пятен сходятся к экватору, каждое пятно в отдельности удаляется от него в среднем по 0°.01 в сутки. Это движение пятен по широте маскируется несравненно большими индивидуальными скачками (см. выше) и могло быть выведено лишь из очень большого числа наблюдений. Наиболее важные работы по наблюдению пятен принадлежат Секки; по определению их периодов — Шпереру, Вольфу, Каррингтону. Шперер открыл волны солнечной деятельности. Вольф разыскал в старых рукописях и анналах эпохи наибольшего числа пятен, эпохи потускнения С., и установил 11 1/9 лет как среднюю величину для периода. Относительные числа (Relativ Zahlen), введенные этими учеными, — несколько условно составленные отношения сумм площадей пятен, видимых в данный момент, к полной поверхности С. Эти числа и положены в основание новейших изысканий о периодах. Деятельность С. разгорается гораздо быстрее, чем тухнет: максимум пятен следует уже через 4 года после минимума. В настоящем 1900 г. переживаем минимум пятен. Ближайшие максимумы наступят в 1904, 1 9 15, 1926 гг., минимумы в 1911, 1922 гг. Если изобразить число пятен кривой линией, ее быстрый подъем и отлогий спуск при каждой волне напоминает изменения яркости некоторых переменных звезд (типа о Ceti). Причина передвижений пятен (а может быть также их периодичности) кроется в законе вращения С.; Белопольский, пользуясь результатами Жуковского, объясняет перемещения области образования пятен (причина которого лежит в больших глубинах) внутренним течением от полюсов к экватору, а движения отдельных пятен — обратными поверхностными течениями.

Периодичность пятен (да и самые пятна) имеет несомненную связь с земным магнетизмом. Ламон в 1850 г. заметил, что размахи суточных колебаний склонения магнитной стрелки имеют 10-летний период. Когда Швабе опубликовал свои результаты о периодичности пятен, стало очевидно, что оба явления изменяются совершенно параллельно; период Ламона был увеличен до 11 1/9 лет. Вольф вывел следующую эмпирическую формулу, связывающую относительное число пятен (R) с суточными изменениями (Δ) склонения:

Δ = α + 0'045R

где α — постоянная величина для данного места на Земле; напр. для Лондона 6'.96; для Берлина 6'.64; для Христиании 4'62. Тот же период имеют и другие проявления магнетизма. Каждые 11 лет магнитные бури и полярные сияния наступают чаще и сильнее. Усиленная деятельность магнитных явлений совпадает с максимумами солнечных пятен. Невозможно решить, зависят ли магнитные явления на Земле от пульсации деятельности С., или же и то и другое — проявления общей причины, космических волн, распространяющихся через всю солнечную систему. — Земной магнетизм отзывается на отдельные возмущения на солнечной поверхности. Магнитные бури совпадают с образованием больших извержений и пятен. Напр., по наблюдению Юнга в 1872 г. несколько особенно бурных "пароксизмов" в жизни большого пятна, когда многие линии в его спектре были обращены, совпали по времени с исключительными колебаниями магнитной стрелки. Другое известное наблюдение одновременно сделано Каррингтоном в Лондоне и Ходгсоном в Мадрасе, 1 сентября 1859 г. Они заметили, как две ослепительные массы отделились от края большого пятна и устремились внутрь его. По мере приближения к центру пятна они слабели и, наконец, исчезли. В это время каждый день наблюдались весьма сильные полярные сияния, телеграфные линии должны были прекратить работу вследствие земных токов. Несмотря на многие замечательные совпадения, здесь нельзя еще провести общего закона; часто новые извержения на Солнце не имеют ответа в магнитной жизни Земли. Не решен еще также много раз поднимавшийся вопрос, посылает ли С. больше или меньше тепла при обилии пятен. Прежние наблюдатели (Секки и др.) неизменно считали, что тень и полутень излучает меньше тепла, чем окружающая фотосфера; теперь (Фрост) известны случаи, когда, по-видимому, пятна были горячее. Вероятно, однако, сами по себе в общем пятна холоднее фотосферы, но они — показатели усиленной деятельности С., а более яркие, горячие факелы и другие извержения с излишком покрывают слабую радиацию пятен, и С. горячее при обилии пятен. Работы, имевшие целью проследить в земных температурах 11-летний период, привели к самым разнообразным и ненадежным выводам. Были попытки связать число пятен с ураганами и дождями на Земле, затем с ценами на хлеб, с колебаниями мировой торговли и даже с уловом сельдей. Нельзя считать эти сопоставления лишенными основания. С. обуславливает все явления земной жизни и колебания их должны быть связаны с деятельностью центрального светила; но, конечно, связь эта весьма сложная, и трудно надеяться выразить ее простой зависимостью от одной какой-либо стороны проявления энергии С.

Хромосфера и выступы.

Выше фотосферы, пятен и факелов лежит оболочка карминового цвета; из нее исходят, как языки пламени, такого же цвета выступы (протуберанцы) весьма разнообразной формы, состоящие из раскаленных газов, главным образом из водорода. Эта оболочка названа хромосферой (цветной). Она заметна глазу только при полном затмении С. в виде кольца около темного диска Луны, в остальное же время хромосфера и выступы совершенно затмеваются блеском фотосферы. С XVIII стол. сохранились указания на хромосферу и выступы. О них говорит Галлей при описании затмения 1715 г. (за несколько моментов до конца затмения виден был ободок "зловещего" красного цвета). Вассениус в 1733, Уллоа в 1778 г. заметили розовые облака на краю Луны. Эти наблюдения были забыты, а при затмении 1842 г. выступы и кольцо хромосферы были сочтены за новость. Не сразу было установлено их настоящее значение. Многие приписывали их явлению дифракции или считали облаками в атмосфере Луны. Лишь после затмения 1851 г. была удостоверена их принадлежность С. Спектр хромосферы и выступов впервые изучен при затмении 1868 года. В нем видны несколько отдельных ярких линий (см. таблицы спектров в статье Спектральный анализ). Это дает возможность наблюдать выступы и хромосферу помимо солнечного затмения каждый ясный день. Спектроскопы с достаточно большой светорассеивающей силой направляют на край С., где находится выступ. Спектр фотосферы (сплошной с темными Фраунгоферовыми линиями), сильно растянутый светорассеянием, значительно потеряет в яркости, отдельные же линии спектра выступа останутся такими же узкими и яркими, увеличится лишь расстояние между ними. Эти линии достаточно резко выделятся на слабом сплошном спектре. Теперь, чтобы составить понятие о высоте хромосферы и числе выступов, стоит только "обойти" щелью спектроскопа весь край диска С. Если при этом сила трубы и спектроскопа позволяют раскрыть достаточно широко щель, то вместо линий спектра можно видеть монохроматические изображения самого выступа. Наиболее ярки линии водорода С и F, поэтому наиболее ярки будут красный рисунок выступа (вместо линии С) и синий (F). Такой способ видеть выступы хромосферы указан одновременно Жансеном и Локьером в 1868 г. Хеггинс в 1869 первый видел целиком весь выступ в линии С при полном солнечном свете. Кроме линий водорода (С, F, g, h) спектр хромосферы обыкновенно имеет яркие линии гелия (D3 и др., см. Спектральный анализ), линии кальция (Н и K); реже видны линии магния, натрия, стронция, железа. Вообще спектр хромосферы довольно сложен и сравнительно плохо изучен. Постоянные смены бурных извержений производят частые обращения линий. Кольцо хромосферы имеет в среднем около 1/4' толщины. Внешний его край, независимо от выступов, почти всегда выглядит зазубренным; часто он имеет вид "огненной травы", склоненной как бы под напором ветра в одну сторону, обыкновенно к полюсам (Секки). Цвет хромосферы и ее выступов светло-малиновый, не алый, как он назван во многих книгах, и не кирпично-красный, как почти неизменно изображается на рисунках. — По своему виду, по распределению на солнечной поверхности и по химическому составу выступы довольно резко делятся на облакообразные (водородные) и эруптивные (металлические). Первые встречаются равномерно по всему С., как на экваторе, так и в полярных странах. Спектр их состоит из немногих ярких линий водорода, гелия, кальция. Эти массы водорода похожи на земные перистые или слоистые облака самой разнообразной и прихотливой формы; они имеют крайне нежное, "воздушное" строение, и — подобно факелам — плохо передаются на рисунках. Выступы этого рода часто совершенно отделены от хромосферы, плавают над ее поверхностью. Они представляют собой, вероятно, остатки других более энергичных извержений. Иногда, впрочем, они образуются (Секки, Юнг) совершенно независимо от хромосферы, растут, как бы кристаллизуются, на значительной высоте. Они сравнительно плоски, часто занимают громадные пространства и весьма медленно меняют свою форму. Эруптивные выступы встречаются исключительно по соседству пятен и факелов и находятся, несомненно, в тесной связи с ними. Весьма быстро (иногда в течение нескольких минут) вырастают они до громадных размеров и исчезают вновь. В спектре их, кроме линий водорода, гелия, кальция, видно много ярких линий металлов, всего чаще — натрия, магния, железа, реже — титана, хрома, марганца и т. д. Строение этих выступов волокнистое, струйчатое; они неизменно начинаются у самой хромосферы. Высота в 1—2 угловых минуты, т. е. 50—100 тыс. км, заурядна для них. Наблюдались выступы высотой в 350—400 тыс. км (радиус Земли равен 6 тыс.). Юнг заметил 7 октября 1880 г. выступ, достигавший 13' высоты (почти радиус С.), или 560 тыс. км. Этот гигант вырос в течение часа; еще через час от него не осталось следа. Металлические выступы — самые бурные и стремительные образования на солнечной поверхности. Смещения линий, постоянно наблюдаемые в их спектре, указывают на скорости, доходящие до 300—400 км в секунду. Если эти смещения и вызваны, быть может, отчасти другими факторами (см. Спектральный анализ) и не могут быть отнесены всецело к движению вещества, то, во всяком случае, с подобной скоростью неслось прочь от С. вещество при образовании выступа, наблюденного Юнгом. Были высказаны предположения, что здесь мы видим не движение вещества, а только передачу перемены строения (вроде мгновенной кристаллизации); однако, смещение линий не поддается такому толкованию. По наблюдениям Секки, из 2860 выступов 2230 были наклонены к полюсам. Вместе с наклоном "огненной травы" хромосферы это подтверждает те господствующие течения во внешних оболочках С., на которые указало уже движение пятен. B последнее время Деландр и Хэль получили хорошие спектрографии выступов; они фотографируют обыкновенно в линиях Н или K (эти линии дают громадную химическую напряженность). Приложенные здесь последовательные фотографии одного и того же выступа (25 марта 1895 г.) сделаны в линии Н. Точно так же производятся спектрограммы всего кольца хромосферы: щель спектроскопа или движется по ободу Солнца или имеет вид круга. Наконец, спектрография дала возможность наблюдать не только те выступы, что пришлись в данный момент на краю диска С., но и посреди диска. Здесь, однако, их весьма трудно отделить от факелов (см. выше). Хэль считает даже, что выступы и факелы — различные стороны одного и того же явления.

СОЛНЦЕ II.

1. Фотография короны 1 января 1889 г. Бернард в Калифорнии (негативный отпечаток). 2. Фотография короны 16 апреля 1893 г. Шеберле в Чили (негативный отпечаток). 3. Последовательные фотографии в линии Н спектра одного и того же выстпа 25 марта 1895 г. Хэль в Чикаго. 4. Фотография короны 8 августа 1896 г. Костинский на Новой Земле.

Корона

С. Внешняя оболочка С., в нижних слоях которой плавают выступы, называется короной. Она видна исключительно во время полных солнечных затмений; тогда она имеет вид кольца шириной в 2—3 угловых минуты со светлыми "снопами" отдельных лучей, тянущихся на громадное расстояние (иногда несколько диам. С.). Дошли известия (Плутарх), что светлые выступы около затмившегося С. наблюдались еще в древности. В 1567 корона была так ярка, что сочли затмение неполным. Но только за последние 40 лет собраны кое-какие сведения о короне. Долгое время сомневались, принадлежит ли корона самому С.; ее считали простым оптическим обманом, световым явлением в нашей атмосфере. Мнение это основывалось на несогласии рисунков, изготовленных в одно и то же затмение различными наблюдателями. Торопливо сделанные наброски слишком зависят от восприимчивости глаза наблюдателя и от случайных впечатлений. Лишь фотография установила неизменность короны для всех мест наблюдения затмения и ее солнечное происхождение. Один из лучших снимков сделан Шеберле в Чили в 1893 г. Снимок экспонирован коротко, на нем видна лишь внутренняя яркая часть короны, но она чрезвычайно богата интересными деталями. Шеберле употребил весьма длиннофокусный (40 фут.) объектив. Тем же методом снята корона в 1896 г. экспедицией "Русс. Астр. Общ.", но результат еще не опубликован. Цвет короны и лучей — белый, иногда отмечались зеленоватый или желтоватый оттенки. Яркость ее оценивалась весьма разнообразно. Большинство наблюдателей, однако, согласно, что при свете короны можно читать не особенно мелкую печать. Яркость лучей несомненно непостоянна. Корона более ярка около экватора, чем при полюсах С. Корона и детали лучей всегда требуют нескольких снимков с различными экспозициями — так разнообразны их яркости. Лучи исходят, главным образом, около зон поверхности С., богатых пятнами; это указывает на несомненную связь лучей с другими извержениями на С. Лучи имеют линейчатое строение, как бы состоят из пучков кривых линий, сходящихся друг с другом на некотором расстоянии. Иногда такой сноп кончается острым длинным усом, иногда имеет форму лепестка. — Несмотря на все старания, корону еще никому не удалось видеть или фотографировать помимо затмения. Таким образом, она доступна для исследования лишь несколько часов в столетие, что объясняет скудость, иногда — противоречивость сведений. Вид короны меняется от затмения до затмения. Он зависит от деятельности С. В эпоху максимума пятен корона имеет "взъерошенный" вид; если лучи и берут начало в зонах пятен, они так обильно и разнообразно выброшены, что кажутся вследствие перспективы перепутанными по всем направлениям; невозможно бывает определить по рисунку положение экватора и полюсов С. В эпоху между максимумом и минимумом корона становится спокойнее, лучи все более группируются около зон пятен; корона принимает в главных чертах четырехугольную форму. Наконец, при минимуме пятен лучи длинные и параллельные расположены попарно около экватора С.; на полюсах же явственно выступают веера или кисти слабых кривых лучей, в иное время маскированных энергичными длинными лучами. Ср. фиг. 1, 2, 4 таблицы II. Затмение 1896 г. пришлось через три года после максимума. Корона 28 мая 1900 г. оказалась совершенно подходящей к типу минимума. Отдельные лучи изредка расположены почти касательно к диску. Спектр короны сплошной — без темных Фраунгоферовых линий, в нем видны лишь несколько светлых линий. Большинство их, и в том числе самая яркая, в зеленом цвете, не найдено в спектре никакого химического элемента на Земле. Это неизвестное вещество названо коронием. Вероятно, короний — газ, во много раз легче гелия и водорода. Зеленая линия корония ошибочно была сопоставлена с одной из линий хромосферы, а также линией спектра северных сияний. Установлено теперь, что эти три линии различны. Другие светлые линии принадлежат водороду и гелию. Весьма трудно чисто отделить спектр короны от спектра выступов. Линии корония становятся слабее во время минимумов пятен. Корона состоит, вероятно, из мельчайших твердых частиц метеорной пыли, плавающей в чрезвычайно редкой атмосфере корония; эти частицы не столько отражают свет С., сколько светятся сами, будучи накалены непосредственной тепловой радиацией С.; это объясняет (Ю. Шейнер) отсутствие Фраунгоферовых линий. Видимую фигуру короны обуславливают именно эти частицы, а не атмосфера корония, потому-то яркость линии корония не зависит от яркости лучей короны (эту линию дают даже сравнительно темные пространства между лучами), а все попытки спектрографировать корону остались бесплодными. — Мы видим корону только в разрезе; ее лучи — лишь перспективное изображение светлых коноидальных поверхностей, охватывающих С. К эпохе минимума эти конусы все более и более сплющиваются. Это несомненно связано с вращением короны. По-видимому (Белопольский), в атмосферу корония периодически извергаются по различным направлениям твердые мельчайшие частицы. Вследствие вращения они мало-помалу размещаются в плоскостях, параллельных экватору С. Новое извержение нарушает правильный вид короны. Попытки спектрально определить скорость вращения короны (см. Спектральный анализ) еще не дали хорошего результата. С вопросом о размерах короны близко связан вопрос о сущности зодиакального света. Многие астрономы склонны видеть в этом последнем явлении внешние, неимоверно разреженные оболочки атмосферы С., простирающиеся до орбиты Земли и далее. Такая атмосфера должна оказывать сопротивление телам, обращающимся вокруг Солнца. В ее трении хотели видеть причину необъясненного еще движения перигелия Меркурия (см. Перигелий), но это трение, несомненно, ничтожно мало. Кометы 1880 и 1882 гг. пролетели около С. так близко, что неизбежно должны были погружаться в самые нижние слои короны, и тем не менее орбиты их остались ничуть не измененными; форма хвостов комет сохранилась та же самая. Пылеобразное строение как короны, так и кометы единственно может несколько объяснить этот факт. Неоднократно указывалось на сходство корональных форм и хвостов комет; быть может (Бредихин), лучи короны, подобно хвостам комет, обязаны своим происхождением какой-то отталкивательной силе, исходящей из С.

Гипотеза Секки-Юнга о строении С.

Нет еще ни одной гипотезы, которая сколько-нибудь объясняла бы строение С. и явления, замеченные на нем. Это происходит не столько от недостатка наблюдений, сколько от несоизмеримости процессов на С. с земными. Невозможно уяснить себе, и тем более повторить на опыте, те условия давления, температуры, напряжения электромагнитных сил, в которых находится вещество на С. Теперь, пожалуй, можно считать наиболее удовлетворительными следующие взгляды Секки (вторая его гипотеза), несколько измененные Юнгом. С. — газообразное тело; его внутренность состоит из паров различных химических элементов. Температура так высока, что они находятся в состоянии диссоциации (не могут вступить в химические соединения). Вследствие давления эти пары и газы имеют громадную плотность — совершенно отличны от нашего обычного понятия о газах — они похожи скорей на вязкое тело вроде смолы. И все-таки они не могут перейти в жидкость: температура, господствующая на С., выше критических температур всех паров. Эта вязкая масса сохраняет главные отличительные черты газов: объем ее обратно пропорционален давлению; она непрерывно расширяется при повышении температуры (не имеет точки кипения); закон диффузии газов сохраняет для нее свою силу. Ближе к поверхности С. давление слабеет, газы теряют свою плотность. Вследствие лучеиспускания температура здесь понижается, пары начинают сгущаться в туманы, в капельно-жидкие облака. Вещество в газообразном перегретом состоянии светится слабо; сгущаясь в капли тумана, оно дает ослепительный блеск. Первыми, ближе к центру, осаждаются тяжелые металлы; это объясняет их кажущееся отсутствие на С., отсутствие соответственных Фраунгоферовых линий. При образовании металлических туманов — фотосферы С. — выделяется новый запас тепла, часть тумана снова обращается в газ, снова наступает охлаждение; весь процесс идет весьма бурно. Капельно-жидкие туманы ниспадают дождем обратно в низшие слои, давят на них. Более постоянные пары и газы с силой прорываются (все еще в состоянии диссоциации) сквозь слои уже осажденных туманов, рвут их на части (крупинки фотосферы). Чем быстрее местное охлаждение и чем энергичнее образование светящихся облаков фотосферы, тем с большей силой, на большую высоту, поднимаются газовые извержения. Хлопья фотосферы состоят из различных веществ, каждое сгустилось там, где нашло подходящие условия давления и температуры. Крупинки фотосферы носятся среди газов почти того же состава, еще не сгустившихся в жидкость. Эта атмосфера, частью между крупинками, частью чуть-чуть выше их, производит Фраунгоферовы линии; это — "обращающий слой" (см. Спектральный анализ), который был замечен при затмениях. Некоторым наблюдателям удавалось уловить момент, после исчезновения фотосферы и снова перед самым ее появлением, когда все Фраунгоферовы линии обращались, становились яркими; в щель спектроскопа виден тогда слой раскаленных газов, омывающих крупинки фотосферы. Чем постояннее пар, тем дальше вырывается он. Эти пары, перегретые внутри С., сохраняют некоторое время еще температуру выше окружающей атмосферы и потому дают местные обращения темных линий. Пары многих металлов, особенно кальция, выливаются на поверхности обращающего слоя — мы видим их как факелы. Другие, вырываясь с большей энергией, образуют выступы. Пятна солнечные появляются там, где обильны извержения, они — следствие различных извержений. Пятна "убирают" все продукты извержений; по выражению Юнга, они служат сточными трубами фотосферы. Металлические пары подымаются, благодаря скорости извержения, на громадную высоту, где давление уже сравнительно ничтожно. Здесь они быстро охлаждаются, но не переходят в жидкость, тускнеют и падают обратно все еще в газообразном состоянии (спектр поглощения состоит из отдельных линий). Слой туманов фотосферы легко изгибается: там, где извергаются газы, он приподнят, по соседству же для равновесия, в силу уменьшения давления изнутри, должны образоваться впадины. В эти-то впадины, неизменно сопутствующие извержениям, собираются их охлажденные продукты; впадины темнеют, мы видим солнечные пятна. Чем энергичнее, дольше извержение, чем разнообразнее состав его, тем резче пятно. "Поверхностные пятна расширяют только одну линию D натрия; пятна средней глубины расширяют линии кальция; наконец, в спектрах очень темных пятен расширены и линии железа, но менее, чем линии кальция. Другие линии более тяжелых металлов, занимающих более глубокие части пятен, не расширены вовсе... В пятне пары металлов расположены слоями" (Секки). Газовые извержения светятся слабо, для глаза мало заметны; пятно просвечивает сквозь них и кажется главным, преобладающим явлением. На спектрографических же снимках пятна почти заслонены могучими извержениями.

Обзор других гипотез.

Из прежних гипотез, предложенных до открытия спектрального анализа, наиболее распространена была гипотеза Гершеля. Основываясь на результатах Вильсона и других, видевших в пятнах впадины, Гершель решил, что Солнце состоит из темного, холодного ядра, окруженного двумя оболочками. Внешняя раскаленная и ослепительно яркая, и внутренняя — мало прозрачная, предназначенная специально для предохранения жителей С. (а таковые, по взглядам Гершеля, должны непременно существовать) от ужасного жара и света первой оболочки. Пятна — разрывы в этих оболочках, и назначены, чтобы сквозь них жители С. могли созерцать вселенную. Эта примитивная теория, державшаяся в науке чуть не столетие, была окончательно опровергнута спектральным анализом. Правда, она геометрически объясняет пятна, а даже этого нельзя сказать про другие гипотезы XVIII столетия. Так, Лаланд видел в пятнах вершины солнечных гор, омываемых огненным океаном. Случайное совпадение двух-трех комет с минимумом пятен заставило Т. Майера предположить, что пятна не что иное, как нагар С., улетающий по временам в виде кометы, причем С. разгорается как свеча, с которой "сняли". — Совершенно иной характер имеют новейшие гипотезы Цёлнера, Фая, основанные на спектральных наблюдениях. Если в общем они менее удовлетворительны, чем вышеизложенная гипотеза Секки, то некоторые частности явления пятен они объясняют пожалуй даже лучше. Цёлнер развивает взгляды, высказанные Кирхгофом; он считает С. жидкой, расплавленной массой, а пятна — шлаками, плавающими на ней. Совершенно аналогично земным процессам, там где атмосфера С. чище, спокойнее — охлаждение сильнее и осадки быстрее сгущаются; как у нас садится иней, идет дождь, так на С. собираются охлажденный твердые и жидкие мельчайшие частицы металлов — образуются пятна. Они вызывают, в свою очередь, бурные течения в атмосфере — извержения. Пятна препятствуют лучеиспусканию в пространство: температура снова повышается, и пятно тает. Пятна чаще в тех областях, где атмосфера прозрачнее и чище. Шлакообразные осадки не находятся непременно над уровнем фотосферы, они могут частью вытеснять жидкую массу; с другой стороны, наблюдения, рисующие пятна как глубокие впадины, дают еще место сомнениям и возражениям. Гораздо менее удачны идеи Цёлнера о С., как о жидком шаре, а также о пылеобразных осадках (спектр указывает на газ). — Фай видит в пятнах вихри, произошедшие от встречи двух соседних слоев фотосферы, одаренных различными скоростями. Пятна совершенно подобны земным смерчам и ураганам, в меньшем размере — водоворотам. Стенки воронки вихря мы видим под очень острым углом — полутень пятна. Впрочем, вихрь втягивает в себя сверху более холодные темные облака, а они заслоняют внутренние части пятна. Пятно наполнено, таким образом, холодными, стремящимися вниз, газами, что совершенно отвечает спектральным наблюдениям. Хорошо объясняется и струйчатое строение полутени некоторых пятен; однако, пятна совершенно не обнаруживают общего закона вращения циклонов, который необходим по гипотезе Фая. Увлеченные тем или другим отдельным явлением, авторы гипотез и пригоняют к нему свои идеи, а общее строение, жизнь С. остается необъяснимой. Кое-как еще справляются с видимыми деталями пятен, факелов, но многие спектральные явления, и даже самые резкие, самые рельефные, еще не поддаются объяснению. Здесь недостаточно даже смелой гипотезы Локьера о разложении химических элементов на простейшие, о нескольких системах спектральных линий, принадлежащих все одному и тому же химическому элементу (см. Спектральный анализ). В то время, как одни из линий элемента видны, другие — незаметны; одни линии смещены и указывают на громадные скорости, другие линии того же самого элемента остаются неподвижными. Из других фактов стоит указать на удивительное, повсеместное на С., напряжение линий Н и К, которые считают принадлежащими кальцию. Каким образом этот элемент пронизывает все оболочки и располагается в таком количестве выше оболочек водорода, газа несравненно легчайшего, что линии H и К далеко преобладают над линиями водорода? Почти можно сказать, что до последнего времени, чем разностороннее прилагались методы исследования, тем новее и удивительнее открывались явления на С., тем непонятнее становилась жизнь С.

Литература.

Сочинения общего содержания: классическая работа Secchi, "Le Soleil" 1870); Young, "The Sun" (русский перевод Малиса, где помещены все позднейшие добавления автора); Faye, "Sur la constitution physique du Soleil" ("Annuaire du bureau des longitudes", 1873—74); Gruillemin, "Le Soleil"; Proctor, "The Sun, rul e r, light, fire and life of the planetary system". Все названные сочинения написаны общедоступно. Систематические наблюдения различных явлений на С.: Sp örer, "Beobachtungen der Sonnenflecken"; Carrington, "Observations of the spots on the sun... made at Red hill; тома за различные годы: "Publicationen des Astrophysicalischen Observatoriums zu Potsdam"; "Memorie della Societa degli Spettroscopisti Italiani" (наблюдения выступов); "Annales de l'observatoire de Moscou"; "Annales de l'observatoire de Meudon"; "G r eenwich spectroscopic and photographic results". Из громадного числа работ, касающихся отдельных вопросов, следует указать: Z öllner, "Ueber das Rotationsgesetz der Sonne und der grossen Planeten" ("Ber. d. Sächs. Gesel", 1871); Duner, "Recherches sur la ro tation du Soleil" (1891); R. Wolf, статьи о периодичности пятен в "Vierteljahrschrift d. Gesel. in Z ü rich"; Белопольский, "Пятна на Солнце и их движение" (1886); Auwers, "Ueber die angebliche Ver änderlichkeit des Sonnendurchmessers" (Monatsber. d. Akad. in Berlin", 1873); Spörer, "Ueber Strahlenbrechung in der Sonnenatmosphä re" ("Ast. Nach.", 1876); Lockyer, "Chemistry of the Sun" (1887); статьи Faye o строении С. в "Comptes Rendus" за различные годы; Белопольский, "Die totale Sonnenfinsterniss am 9 August 1896" ("Известия Акад. Наук", 1897); Ranyard, "Observations made during total solar eclipses, collated" ("Mem. Ast. Soc.", 1879); Ганский, "Ueber die Corona und den Zusammenhang etc." ("Известия Акад. Наук", 1897); Vogel, "Ueber die Absorption... in der A tmosphäre der Sonne" ("Ber. d. Sächs. Gesel." 1872); Pouillet, "Mé moire sur la chaleur solaire" ("Comptes Rendus", 1838); Hahn, "Ueber die Beziehungen der Sonnenfleckenperiode zu meteorologische Erscheinungen" (1877). О новейших спектральных исследованиях — см. статьи различных авторов в американском "Astronomy and Astrophysics", с 1895 г. переименованном в "Astrophystcal Journal"; ср. также литературные указания при статье Спектральный анализ.

В. Серафимов.

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. Фраунгоферобнаружил 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. Лиоизобрёл 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 10⁸м. 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. — 2,48․10⁹нт. 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).

1. со́лнце;
2. со́лнца;
3. со́лнца;
4. со́лнц;
5. со́лнцу;
6. со́лнцам;
7. со́лнце;
8. со́лнца;
9. со́лнцем;
10. со́лнцами;
11. со́лнце;
12. со́лнцах.

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.

СО́ЛНЦЕ [он ], -а, ср.

1. (в терминологическом значении С прописное). Небесное светило раскалённое плазменное тело шарообразной формы, вокруг к-рого обращается Земля и другие планеты. С. звезда-карлик. Определять время по солнцу (по его положению в небе). Есть правда под солнцем (т. е. на земле, у людей). Найти своё место под солнцем (т. е. положение, место в жизни, среди людей). До солнца (до восхода солнца). С. на лето, зима на мороз (о зимнем времени, когда удлиняется день, но усиливаются морозы; разг.). (adsbygoogle = window.adsbygoogle || []).push({}); И на с. бывают пятна (говорится в знач. даже великие люди не безупречны).

2. Свет, тепло, излучаемые этим светилом. Не сиди на солнце. В. комнате много солнца.

3. перен., чего. То, что является источником, средоточием чего-н. ценного, высокого, жизненно необходимого (высок.). С. правды.

4. Гимнастическое упражнение вращение тела вокруг перекладины (во 2 знач.). (разг.). Крутить с.

5. Раскрой одежды в виде круга (разг.). Юбка с.

| ласк. солнышко, -а, ср. (к 1 и 2 знач.).

| прил. солнечный, -ая, -ое (к 1 и 2 знач.). Солнечные пятна. Солнечная система. С. год (промежуток времени между двумя последовательными прохождениями центра Солнца через точку весеннего равноденствия). С. удар (тепловой удар от перегрева лучами солнца).

-а, ср.

1. (как астрономический термин с прописной буквы).

Центральное тело Солнечной системы, звезда, представляющая собой гигантский раскаленный газовый шар, излучающий свет и тепло за счет протекающих в его недрах термоядерных реакций.

Вращение Земли вокруг Солнца. Затмение Солнца. Восход солнца.

□

Солнце уже заходило, и его лучи проникали сквозь рощу, светились на стволах. Чехов, В овраге.

Высоко в небе сияло солнце. М. Горький, Песнь о Соколе.

2.

Свет, тепло, излучаемые этим телом.

Греться на солнце.

□

[Базаров] курил длинную трубку и щурился от солнца. Тургенев, Отцы и дети.

Солнце горело на куполах церквей. Скиталец, Этапы.

Тайга расступилась , и в рдяные ее просветы, прямо в лицо, било солнце. Фадеев, Разгром.

3. обычно чего.

О том, что является источником или основой жизни чего-л. прекрасного.

Солнце жизни моей, Россия, Укрепи на подвиг меня! Рыленков, Золотое облако зноя.

— Вы знаете, — спросил Юнге, — что Гарибальди сказал о социализме? Социализм — это солнце будущего. Паустовский, Черное море.

||

О том, кто является предметом поклонения, любви.

А вот Аннушка — вот это настоящее! Она только одна и есть во всей его жизни сокровище, солнце, сияние. Гл. Успенский, Кой про что.

|| чего.

О том, кто прославился в какой-л. области искусства, науки, в области какой-л. важной деятельности.

Шиллер и Гете — это целые два мира лирической поэзии, два великие ее солнца. Белинский, Разделение поэзии на роды и виды.

4. (мн. со́лнца, солнц).

Центральная планета других планетных систем.

Наука изучает все: все явления вселенной, начиная от движения солнц до строения атомов. Брюсов, Ремесло поэта.

до солнца

до восхода солнца, до света.

СО́ЛНЦЕ [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.» Максим 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 босая, в лоскутках выцветших на солнце одежд.» Максим Горький. Греться на солнце. Залитый солнцем пляж. Очки для защиты от солнца.

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

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

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

❖

ср.

Центральное тело Солнечной системы, звезда, представляющая собою гигантский раскаленный шар, излучающий свет и тепло.

СОЛНЦЕ - центральное тело Солнечной системы, раскаленный плазменный шар, типичная звезда-карлик спектрального класса G2; масса М?~2.103 кг, радиус R?=696 т. км, средняя плотность 1,416.103 кг/м³

СОЛНЦЕ, типичная звезда Галактики, центральное тело Солнечной системы. Масса MС = 2?1030 кг, радиус RS = 696 тыс. км, светимость (мощность излучения) L =3,86?1023 кВт, эффективная температура поверхности (фотосферы) около 6000 К. Период вращения изменяется от 27 суток на экваторе до 32 суток у полюсов. Химический состав верхних слоев: водород около 90%, гелий 10%, остальные элементы менее 0,1% (по числу атомов). Источник солнечной энергии - ядерные превращения водорода в гелий в центральной области Солнца, где температура > 15 млн. К. Солнце светит практически неизменно в течение > 4,5 млрд. лет, запасов водорода хватит еще на > 5 млрд. лет. Энергия из недр переносится излучением (зона лучистого переноса), а затем во внешнем слое толщиной около 0,2RS - конвекцией (конвективная зона). Из-за многократного рассеяния и переизлучения излучение из недр Солнца достигает его поверхности за > 1 млн. лет (расстояние от Солнца до Земли оно преодолевает за > 8 мин). Земля получает около 2?1017 Вт солнечной энергии (в основном в виде излучения). Солнце - основной источник энергии всех процессов на Земле. В частности, биосфера возникла и существует только за счет энергии Солнца. поверхность Солнца обладает ячеистой структурой (фотосферная грануляция). Это связано с наличием конвективной зоны. Атмосфера Солнца (хромосфера и корона) очень динамична, в ней наблюдаются солнечные вспышки, относительно холодные и плотные образования - протуберанцы, происходит постоянное истечение вещества в межпланетное пространство (солнечный ветер). Интенсивность этих и других нестационарных процессов на Солнце (солнечной активности) периодически изменяется (так называемый 11-летний цикл). Все проявления солнечной активности связаны с магнитными полями. Например, в местах выхода на поверхность сильных магнитных полей конвективный поток энергии из недр несколько ослабевает и образуются солнечные пятна - участки фотосферы с пониженной температурой. Солнечная активность влияет на многие физические и биологические процессы на Земле.

Символ высшей космической силы. Всевидящее божество и его власть, теофрания, неподвижное существо, сердце космоса, центр бытия и интуитивного знания, разум мира (макробиус), просветление, глаз мира и глаз дня, непокоренный, слава, величие, правосудие, царственность. Это видимый образ Божественной Благодати,,. трансцендентный архетип Света (Дионисий). Нет ничего доступного взору во всем мире, что было бы более достойно служить символом Бога, нежели Солнце, которое проливает свет видимой жизни сначала на себя, а затем и на все небесные и земные тела (Данте). Существует традиционное различие между видимым и невидимым, доступным ощущениям и осмыслению, внешним и внутренним Солнцем. В большинстве традиций Солнце - всеобщий Отец, а Луна - Мать, за исключением символических систем индейцев Америки, маори, тевтонов, народов Океании и Японии, где Луна представляет мужское, а Солнце - женское начало. Солнце и дождь - важнейшие плодородные силы, отсюда жених ассоциируется с Солнцем, а невеста - с лунной богиней, и Матерью-Землей. Непрерывно восходя и заходя, посылая лучи, которые могут быть то животворящими, то разрушительными, Солнце символизирует то жизнь, то смерть, а также обновление жизни через смерть. Весеннее Солнце - это sol invictus. Солнечный диск с истекающими из него потоками вод олицетворяет сочетание Солнца и воды, жара и испарений, необходимых для любой жизни. Окруженное лучами Солнце и окруженное лучами сердце имеют ту же самую символику центра как места пребывания света и разума. Солнце в борьбе со змеей символизирует борьбу света и тьмы, небесных и хтонических сил. Солнце, стоящее неподвижно, находится вне времени. Это Вечное Сейчас, освещение, побег из времени и круга сансары. Солнце и Луна вместе символизируют мужское и женское начало в их единении. Символами Солнца являются: вращающееся колесо; диск; круг с центральной точкой; круг в окружении лучей; свастика; лучи, как прямые, так и волнистые, символизирующие как свет, так и жар Солнца; сияющие колесницы с солнечными богами, управляющими белыми или золотыми конями, или пересекающими мир в солнечных ладьях; лицо в окружении лучей; глаз; бронзовый человек; паук в центре своей паутины с исходящими от него во все стороны лучами; солнечные птицы и животные, такие как орел, ястреб, лебедь, феникс, петух, лев, баран, белый или золотой конь, крылатый или хохлатый змей, китайский дракон. Белое Солнце ассоциируется с солнечными животными, но Черное Солнце связано со змеей и хтоническими силами. В охотничьих цивилизациях Солнце считается Великим Охотником. Солнце иногда изображается как плод на Древе Жизни. Когда солнечное божество имеет мужской пол, Солнце изображается в виде правого глаза. Если пол божества женский, Солнце изображается в виде левого глаза. Дети Солнца - это царственные, воплощенные боги. См. также диск. У некоторых племен Африки Солнце связано с женским началом, Матерью. У бушменов это высшее божество. У алхимиков это разум. Sol et Luna - это золото и серебро, король и королева, душа и тело, и т. п. Sol niger est prima materia. Планетарный знак Солнца, круг с центральной точкой, - символ завершения Великой Работы. У индейцев Америки Солнце - всеобщий дух, сердце Неба. В некоторых племенах Солнце становится женским началом, Матерью, в других Солнце и Луна считаются мужчиной и его женой или братом и сестрой. Танец Солнца - один из важнейших ритуалов. В астрологии Солнце - это жизнь, живучесть, воплощенный характер личности, сердце и его устремления. У ацтеков: чистый дух, воздух, Кетцалькоатль; орел символизирует восходящее Солнце и небесное начало, а тигр или падающий орел - заходящее Солнце и земное начало. Хохлатая змея - солнечный символ. Ацтеки и инки были детьми Солнца. У буддистов Солнце - свет Будды. У кельтов - женское начало. У китайцев ян, великое мужское начало, Небо, глаз дня, активная сила, оживляющая землю. Солнце - один из двенадцати символов власти. Десять Солнц на дереве символизируют конец цикла. Петух и трехлапый красный ворон живут на Солнце: три ноги символизируют восходящее, полуденное и заходящее солнце. У христиан Солнце - Бог-Отец, правитель и опекун вселенной, излучающий свет и любовь, Христос, Солнце праведности, Логос, божественное начало в человеке. Солнце и Луна, изображенные вместе с распятием, означают двойственную природу Христа и силы природы, поклоняющиеся Господу Вселенной. Солнце - местопребывания архангела Михаила, а Луна - Гавриила. Фому Аквинского изображают с Солнцем на груди. У египтян восходящее Солнце - это Гор, Солнце в зените - Ра, а заходящее Солнце - Озирис. Правый его глаз - Солнце, а левый - Луна. Гор, сражающийся с Сетом, принявшим облик змея Апопа, это сила Солнца сражающаяся с тьмой. Крылатый диск Солнца - символ солнечного могущества Ра, Атона и возобновления жизни. У греков Солнце - глаз Зевса. Аполлон в облике Солнца убивает Пифона тьмы. У орфиков Солнце - Отец всего, Великий Создатель и питатель всего сущего, правитель мира. Солнце - сердце, а Луна печень вселенной. У евреев: божественная воля и водительство. У герметиков Солнце - божественный оживитель всего, глаз Варуны. Индра - солнечный бог и побеждает дракона хаоса и тьмы, Вритру. Шива - Солнце, чьи лучи являются созидательной Шакти, несущей жизнь в мир. Солнце - это мировая дверь, вход для знания и бессмертия. Строенное дерево с тремя солнцами символизирует Тримурти. Дерево с двенадцатью солнцами означает Адитьев, знаки Зодиака и месяцы года. Эти двенадцать форм солнца будут появляться одновременно, как одно в конце цикла проявления. У инков солнце изображается в форме человека с лицом в виде испускающего лучи золотого диска и считалось предком. У иранцев Солнце - глаз Ормузда. Тот, кто чтит Солнце, которое бессмертно, правит быстрыми конями,,. чтит Ормузда, чтит Архангелов, чтит свою собственную душу. Крылатый диск Солнца символизирует также Ормузда (Ахура Мазду). У мусульман это всевидящий, всезнающий Глаз Аллаха. Это Солнце есть отражение того Солнца, что скрыто в изображения диска Солнца. завесой (Руми). Сердце Вселенной и знак Бога на Небесах и Земле. У японцев Солнце - богиня женщин и змей Аматерасу; та, что владеет великим солнцем, рожденная из левого глаза Идзанаги и от кого, как считается, происходит микадо - восходящее Солнце. Символ Японии. У маори Солнце и Луна - глаза Неба. У митраистов Митра - солнечный бог. Сол, его квадрига и Кауто обычно изображаются справа, а Луна и Каутопат слева от Митры. У народов Океании чаще всего Солнце считается Матерью всего, Луна - Отцом, а звезды - детьми; в некоторых частях Океании Солнце и Луна считаются детьми первых мужчины и женщины. Солнце - великое глазное яблоко. У платоников Солнце - автор всего видимого,,. порождения, питания и роста. Тепло и свет Солнца - созидание и мудрость. У пифагорейцев десять солнц - циклическое совершенствование. У народов Скандинавии - глаз Одина (Водана), всевидение. Солнце изображается в виде солнечного змея. У славян солнечный бог изображается в облике прекрасного юноши или, временами, как рождающееся ежедневно и ежедневно же умирающее; в символике славян Солнце и Луна могут меняться полами. У шумеро-семитов солнечные боги Шамаш и Ашшур изображаются в виде крылатого солнечного диска. У тевтонов: Солнце - женщина и Мать, а Луна - Отец. У даосов Солнце - это ян и великая небесная сила; Солнце и Луна вместе символизируют сверхъестественное существо, все сияющее.

со́лнце укр. со́нце, др.-русск. сълньце, ст.-слав. слъньце ἥλιος (Остром., Супр.), болг. слъ́нце, сербохорв. су̑нце, словен. sо̑lnсе, чеш. slunce, слвц. slnce, польск. sɫоńсе, в.-луж. sɫónco, н.-луж. sɫуńсо. Праслав. *sъlnьсе – уменьш. образование от *sъlnь, ср. по́солонь (см.), ст.-слав. бесльньнъ ἀνήλιος (Супр.), а также солнопёк, солноворо́т (Френкель, ZfslPh 13, 212). Образование аналогично се́рдце (Брандт, РФВ 24, 189). Родственно лит. sáulė "солнце", лтш. saũle, др.-прусск. saule, др.-инд. svar- ср. р., вед. súvar, род. п. sū́ras ср. р. "солнце, свет, небо", sū́ras, sū́rуаs "солнце", авест. hvarǝ, род. п. χvǝŋg ср. р. "солнце, солнечный свет", гот. sauil "солнце", кимр. haul, лат. sōl ср. р., греч. ἥλιος, гомер. ἠέλιος, дор. ἀ̄έλιος (и.-е. *sāvel), алб. hyll, уll "звезда" (*sūl-), далее сюда же гот. sunnô ж., д.-в.-н. sunnа "солнце", древняя и.-е. основа на -l: -n (см. Френкель, KZ 63, 168; Траутман, ВSW 251; Шпехт 9; М.–Э. 3, 773; Кречмер, KZ 31, 351; Педерсен, KZ 32, 256; Kelt. Gr. I, 62; Уленбек, Aind. Wb. 355; Г. Майер, Alb. Wb. 460; Отрембский, LР I, 337; Гофман, Gr. Wb. 107; Вальде–Гофм. 2, 553 и сл.). Относительно слав. *sъlnьсе как ласкат. образования ср. Хаверс 84 и сл.

ср. sun греться на солнце ≈ to bask in the sun, to sun oneself ссохшийся от солнца, выжженный солнцем ≈ adust близкий к Солнцу ≈ астр. circumsolar по солнцу ≈ by the sun (при помощи солнца);
with the sun, clockwise (о направлении) против солнца ≈ against the sun;
counter-clockwise (о направлении) ложное солнце ≈ mock sun, parhelion, sundogсолнц|е - с. sun;
на ~ in the sun;
греться на ~ bask in the sun, sun oneself;
по ~у by the sun;
до ~а before sunrise;
место под ~ем a place in the sun.

n.sun

солнце с Sonne f по солнцу nach der Sonne снег тает на солнце der Schnee schmilzt an der Sonne повесь бельё на солнце hänge die Wäsche in die Sonne лежать на солнце in der Sonne liegen* vi греться на солнце sich sonnen против солнца gegen die Sonne

с

Sonne f

по солнцу — nach der Sonne

снег тает на солнце — der Schnee schmilzt an der Sonne

повесь белье на солнце — hänge die Wäsche in die Sonne

лежать на солнце — in der Sonne liegen(непр.) vi

греться на солнце — sich sonnen

против солнца — gegen die Sonne

солнцеSonne

с.

soleil m

солнце взошло — le soleil s'est levé

солнце зашло — le soleil s'est couché

по солнцу — d'après le cours du soleil

на солнце — au soleil

на ярком солнце — au grand soleil

греться на солнце — se chauffer au soleil; faire le lézard, lézarder vi au soleil(fam)

и на солнце есть пятна посл. — rien n'est parfait sur Terre

с.

sol m

по со́лнцу — con el sol

до (восхо́да) со́лнца — antes de la salida del sol

на со́лнце — al sol

на восхо́де со́лнца — al sol naciente

обогре́ть на со́лнце — sentársele el sol (a uno)

на я́рком со́лнце — en pleno sol

гре́ться на со́лнце — tomar el sol

со́лнце припека́ет — se deja caer el sol

•
•

го́рное со́лнце мед. — lámpara de cuarzo

найти́ свое ме́сто под со́лнцм — abrirse paso en la vida (en la sociedad)(literalmente: encontrar su lugar bajo el sol)

и на со́лнце быва́ют пя́тна — no hay cielo sin nubes ni paraíso sin tormento

с.

sole m

на солнце — al sole

греться на солнце — scaldarsi al sole, prendere il sole

восход солнца — levata del sole

горное солнце — lampada al quarzo, raggi ultravioletti

•
•

место под солнцем — un posto al sole

солнце свободы мет. — il sole della libertà

СОЛНЦЕ, звезда в центре СОЛНЕЧНОЙ СИСТЕМЫ, вокруг которой на своих орбитах обращаются другие тела Солнечной системы. Кажущееся суточное движение Солнца по небу и его годовое движение по ЭКЛИПТИКЕ вызваны, соответственно, вращением Земли вокруг своей оси и ее обращения по орбите. Солнце, однако, тоже движется по Галактике со скоростью около 20 км/с к точке на небе, называемой АПЕКСОМ. Количество солнечного света, обычно достигающего Земли, именуется СОЛНЕЧНОЙ ПОСТОЯННОЙ. В ГЛАВНОЙ ПОСЛЕДОВАТЕЛЬНОСТИ на ДИАГРАММЕ ГЕРЦШПРУНГА-РАССЕЛЛА Солнце определяется как звезда-карлик и, таким образом, является типичной средней звездой. Солнце состоит приблизительно на 70% из водорода (по весу) и на 28% из гелия; оставшиеся 2% содержат, главным образом, кислород и углерод. Его температура, давление и плотность увеличиваются к центру, где эти значения приблизительно равны, соответственно: 15310⁶ К, 10¹¹ бар и 150 г/см³. Также, как и у других звезд, солнечная энергия вырабатывается в результате реакций ЯДЕРНОГО СИНТЕЗА, возникающих в экстремальных условиях в солнечном ядре. Ядро имеет диаметр около 400 000 км. Энергия, высвобождаемая ядром, проходит через излучающий слой, толщиной около 300 000 км, а затем через конвективный слой, толщиной 200 000 км, и выходит на поверхность, в фотосферу (означает «сфера света»), откуда она излучается в космическое пространство. Большая часть видимой активности Солнца происходит в фотосфере, которая имеет толщину 500 км. СОЛНЕЧНЫЕ ПЯТНА представляют собой темные, более холодные участки фотосферы, имеющие повышенное локальное магнитное поле. Связанные с солнечными пятнами СОЛНЕЧНЫЕ ВСПЫШКИ являются резкими интенсивными выбросами энергии и вещества. Над фотосферой расположена ХРОМОСФЕРА (означает «сфера цвета», названа так из-за розоватого оттенка, заметного во время полного солнечного ЗАТМЕНИЯ), которая состоит из горячих газов и простирается на тысячи километров. Она обычно находится в состоянии турбулентности, а ее температура очень сильно растет с высотой. Это - область СПИКУЛ и ПРОТУБЕРАНЦЕВ, гигантских выбросов вещества от диска Солнца. На миллионы километров от хромосферы тянется КОРОНА. Постоянное испускание короной частиц и излучения известно как СОЛНЕЧНЫЙ ВЕТЕР. Солнечный ветер и магнитное поле Солнца господствуют в зоне, называемой ГЕЛИОСФЕРОЙ, которая простирается к границам Солнечной системы. На Солнце никогда нельзя смотреть прямо через какой-либо оптический прибор. Из-за наблюдения за Солнцем без фильтров или из-за использования неподходящих фильтров может возникнуть временная или постоянная слепота.

Поперечный разрез Солнца (слева), показывающий ядро, излучающий слой, конвектив-ный слой, фотосферу, хромосферу и корону. Наблюдения за солнечными пятнами, сде ланные в 1947 г., показывают, что 11 февраля (А) ведущее и следующее за ним пятна были все еще слабо выражены. Но как указывают линии, магнитные полярности были уже отчетливы. С 9 марта (В) по 7 апреля (С) ведущее пятно и следующее за ним (2) были уже отчетливо выражены. К 5 мая (D) их активность спала.

oundCtl.1

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.

Таблица 1.

ХАРАКТЕРИСТИКИ СОЛНЦА

ВНУТРЕННЕЕ СТРОЕНИЕ СОЛНЦА

Поскольку мы не можем непосредственно наблюдать недра Солнца, наши знания о его строении базируются на теоретических расчетах. Зная из наблюдений массу, радиус и светимость Солнца, для расчета его структуры необходимо сделать предположения о процессах генерации энергии, механизмах ее передачи от ядра к поверхности и о химическом составе вещества. Геологические данные указывают, что светимость Солнца существенно не изменилась за последние несколько миллиардов лет. Какой источник энергии может так долго ее поддерживать? Обычные химические процессы горения для этого не годятся. Даже гравитационное сжатие по расчетам Кельвина и Гельмгольца могло поддерживать свечение Солнца лишь ок. 100 млн. лет. Решил эту проблему в 1939 Г.Бете: источник энергии Солнца - термоядерное превращение водорода в гелий. Поскольку эффективность термоядерного процесса очень высока, а Солнце почти целиком состоит из водорода, это полностью решило проблему. Два ядерных процесса обеспечивают светимость Солнца: протон-протонная реакция и углеродно-азотный цикл (см. также ЗВЕЗДЫ). Протон-протонная реакция приводит к образованию ядра гелия из четырех ядер водорода (протонов) с выделением 4,3Ч10-5 эрг энергии в форме гамма-лучей, двух позитронов и двух нейтрино на каждое ядро гелия. Эта реакция обеспечивает 90% светимости Солнца. Требуется 1010 лет, чтобы весь водород в ядре Солнца превратился в гелий. В 1968 Р. Девис с коллегами начал измерять поток нейтрино, рождающихся в ходе термоядерных реакций в ядре Солнца. Это стало первой экспериментальной проверкой теории солнечного источника энергии. Нейтрино очень слабо взаимодействует с веществом, поэтому оно свободно выходит из недр Солнца и достигает Земли. Но по этой же причине его крайне трудно зарегистрировать приборами. Несмотря на усовершенствование аппаратуры и уточнение модели Солнца, наблюдаемый поток нейтрино все равно остается в 3 раза меньше предсказанного. Возможных объяснений несколько: либо химический состав ядра Солнца не такой, как у его поверхности; либо математические модели происходящих в ядре процессов не совсем точны; либо по пути от Солнца к Земле нейтрино изменяет свои свойства. Необходимы дальнейшие исследования в этой области.

См. также НЕЙТРИННАЯ АСТРОНОМИЯ. В переносе энергии из солнечных недр к поверхности главную роль играет излучение, конвекция имеет второстепенное значение, а теплопроводность вообще не важна. При высокой температуре солнечных недр излучение в основном представлено рентгеновскими лучами с длиной волны 2-10. Конвекция играет заметную роль в центральной области ядра и в наружном слое, лежащем непосредственно под фотосферой. В 1962 американский физик Р. Лейтон открыл, что участки солнечной поверхности вертикально колеблются с периодом ок. 5 минут. Расчеты Р.Ульриха и К.Вольфа показали, что так могут проявлять себя звуковые волны, возбужденные турбулентными движениями газа в лежащей под фотосферой конвективной зоне. В ней, как в органной трубе, усиливаются только те звуки, длина волны которых точно укладывается в толщине зоны. В 1974 немецкий ученый Ф.Дебнер экспериментально подтвердил расчеты Ульриха и Вольфа. С тех пор наблюдение 5-минутных колебаний стало мощным методом изучения внутреннего строения Солнца. Анализируя их, удалось выяснить, что: 1) толщина конвективной зоны составляет ок. 27% радиуса Солнца; 2) ядро Солнца, вероятно, вращается быстрее поверхности; 3) содержание гелия внутри Солнца ок. 40% по массе. Сообщалось и о наблюдении колебаний с периодами между 5 и 160 мин. Эти более длинные звуковые волны могут глубже проникать в недра Солнца, что поможет понять строение солнечных недр и, возможно, решить проблему дефицита солнечного нейтрино.

АТМОСФЕРА СОЛНЦА

Фотосфера. Это полупрозрачный слой толщиной в несколько сотен километров, представляющий "видимую" поверхность Солнца. Поскольку лежащая выше атмосфера практически прозрачна, излучение, достигнув снизу фотосферы, свободно покидает ее и уходит в пространство. Не имея возможности поглощать энергию, верхние слои фотосферы должны быть холоднее нижних. Доказательство этому видно на фотографиях Солнца: в центре диска, где толщина фотосферы вдоль луча зрения минимальна, она ярче и голубее, чем на краю (на "лимбе") диска. В 1902 расчеты А.Шустера, а позже - Э.Милна и А.Эддингтона подтвердили, что перепад температуры в фотосфере как раз такой, чтобы обеспечить перенос излучения сквозь полупрозрачный газ из нижних слоев в верхние. Основным веществом, поглощающим и переизлучающим свет в фотосфере, служат отрицательные ионы водорода (атомы водорода с дополнительно присоединенным электроном).

Фраунгоферов спектр. Солнечный свет имеет непрерывный спектр с линиями поглощения, обнаруженными Й. Фраунгофером в 1814; они свидетельствуют, что помимо водорода в атмосфере Солнца присутствуют и многие другие химические элементы. Линии поглощения образуются в спектре потому, что атомы верхних более холодных слоев фотосферы поглощают идущий снизу свет с определенными длинами волн, а излучают его не так интенсивно, как горячие нижние слои. Распределение яркости в пределах фраунгоферовой линии зависит от количества и состояния производящих ее атомов, т.е. от химического состава, плотности и температуры газа. Поэтому детальный анализ фраунгоферова спектра позволяет определить условия в фотосфере и ее химический состав (табл. 2). Таблица 2.

ХИМИЧЕСКИЙ СОСТАВ ФОТОСФЕРЫ СОЛНЦА

Элемент Логарифм относительного количества атомов

Водород _________12,00

Гелий ___________11,20

Углерод __________8,56

Азот _____________7,98

Кислород _________9,00

Натрий ___________6,30

Магний ___________7,28

Алюминий _________6,21

Кремний __________7,60

Сера _____________7,17

Кальций __________6,38

Хром _____________6,00

Железо ___________6,76

Самым обильным элементом после водорода является гелий, который дает в оптическом спектре только одну линию. Поэтому содержание гелия в фотосфере измерено не очень точно, и о нем судят по спектрам хромосферы. Каких-либо вариаций химического состава в атмосфере Солнца не замечено.

См. также СПЕКТР.

Грануляция. На фотографиях фотосферы, полученных в белом свете при очень хороших условиях наблюдения, видны маленькие яркие точки - "гранулы", разделенные темными промежутками. Диаметры гранул ок. 1500 км. Они постоянно возникают и пропадают, сохраняясь 5-10 мин. Астрономы давно подозревали, что грануляция фотосферы связана с конвективными движениями подогреваемого снизу газа. Спектральные измерения Дж.Беккерса доказали, что в центре гранулы горячий газ действительно всплывает вверх со скорость. ок. 0,5 км/с; затем он растекается в стороны, остывает и медленно опускается вниз вдоль темных границ гранул.

Супергрануляция. Р. Лейтон обнаружил, что фотосфера делится и на значительно более крупные ячейки диаметром ок. 30 000 км - "супергранулы". Супергрануляция отражает движения вещества в конвективной зоне под фотосферой. В центре ячейки газ поднимается к поверхности, растекается в стороны со скоростью около 0,5 км/с и на ее краях опускается вниз; живет каждая ячейка около суток. Движение газа в супергранулах постоянно изменяет структуру магнитного поля в фотосфере и хромосфере. Фотосферный газ - неплохой проводник электричества (поскольку некоторые его атомы ионизованы), поэтому силовые линии магнитного поля оказываются как бы вмороженными в него и переносятся движением газа к границам супергранул, где они концентрируются и напряженность поля возрастает.

Солнечные пятна. В 1908 Дж. Хейл открыл в солнечных пятнах сильное магнитное поле, выходящее из недр на поверхность. Магнитная индукция его настолько велика (до нескольких тысяч гаусс), что ионизованный газ сам вынужден подчинять свое движение конфигурации поля; в пятнах поле тормозит конвективное перемешивание газа, что вызывает его остывание. Поэтому в пятне газ холоднее окружающего фотосферного газа и выглядит темнее. У пятен обычно выделяется темное ядро - "тень" - и окружающая его более светлая "полутень". Обычно их температура, соответственно, на 1500 и 400 К ниже, чем в окружающей фотосфере.

СОЛНЕЧНОЕ ПЯТНО с центральной тенью и окружающей ее волокнистой полутенью. Вокруг пятна видны фотосферные гранулы.

Пятно начинает свой рост из маленькой темной "поры" диаметром 1500 км. Большинство пор через сутки пропадает, но выросшие из них пятна сохраняются неделями и достигают диаметра 30 000 км. Детали роста и распада солнечных пятен не изучены до конца. Например, не ясно, сжимаются ли магнитные трубки пятна горизонтальным движением газа или они уже готовые "выныривают" из-под поверхности. Р.Ховард и Дж.Харвей обнаружили в 1970, что пятна движутся в сторону общего вращения Солнца быстрее окружающей их фотосферы (примерно на 140 м/с). Это указывает, что пятна связаны с подфотосферными слоями, которые вращаются быстрее видимой поверхности Солнца. Обычно от 2 до 50 пятен объединено в группу, часто имеющую биполярную структуру: на одном конце группы находятся пятна одной магнитной полярности, а на другом - противоположной. Но встречаются и мультиполярные группы. Количество пятен на диске Солнца регулярно изменяется с периодом ок. 11 лет. В начале каждого цикла новые пятна появляются на высоких солнечных широтах (± 50°). По мере развития цикла и роста числа пятен они возникают на все более низких широтах. Конец цикла знаменуется рождением и распадом нескольких пятен недалеко от экватора (± 10°). В течение цикла большинство "лидирующих" (западных) пятен в биполярных группах имеет одинаковую магнитную полярность, причем различную в северном и южном полушариях Солнца. В следующем цикле полярность лидирующих пятен меняется на противоположную. Поэтому часто говорят о полном 22-летнем цикле солнечной активности. В природе этого явления еще немало загадочного.

Магнитные поля. В фотосфере магнитное поле индукцией более 50 Гс наблюдается только в пятнах, в окружающих пятна активных областях, а также на границах супергранул. Но Л.Стенфло и Дж.Харвей нашли косвенные указания, что магнитное поле фотосферы в действительности сконцентрировано в тонких трубках диаметром 100-200 км, где его индукция от 1000 до 2000 Гс. Магнитоактивные области отличаются от спокойных областей только количеством магнитных трубок на единицу поверхности. Вероятно, солнечное магнитное поле генерируется в глубинах конвективной зоны, где бурлящий газ закручивает слабое исходное поле в мощные магнитные жгуты. Дифференциальное вращение вещества укладывает эти жгуты вдоль параллелей, а когда поле в них становится достаточно сильным, они всплывают в фотосферу, прорываясь наверх отдельными арками. Так, вероятно, рождаются пятна, хотя в этом еще много неясного. Процесс распада пятна изучен значительно полнее. Всплывающие у краев активной области супергранулы захватывают магнитные трубки и растаскивают их. Постепенно общее поле слабеет; случайное соединение трубок противоположной полярности приводит к их взаимному уничтожению.

Хромосфера. Между относительно холодной, плотной фотосферой и горячей, разреженной короной расположена хромосфера. Слабый свет хромосферы обычно не виден на фоне яркой фотосферы. Его можно заметить в виде узкой полоски над лимбом Солнца, когда фотосфера закрыта естественным образом (в момент полного солнечного затмения) или искусственно (в специальном телескопе - коронографе). Хромосферу можно изучать и по всему диску Солнца, если проводить наблюдение в узком диапазоне спектра (ок. 0,5 ) вблизи центра сильной линии поглощения. Метод основан на том, что чем выше поглощение, тем меньше глубина, на которую наш взгляд проникает в атмосферу Солнца. Для подобных наблюдений применяется спектрограф особой конструкции - спектрогелиограф. Спектрогелиограммы показывают, что хромосфера неоднородна: она ярче над солнечными пятнами и вдоль границ супергранул. Поскольку именно в этих областях усилено магнитное поле, очевидно, с его помощью энергия передается из фотосферы в хромосферу. Вероятно, ее переносят звуковые волны, возбужденные турбулентным движением газа в гранулах. Но в деталях механизмы нагрева хромосферы еще не поняты. Хромосфера сильно излучает в жестком ультрафиолетовом диапазоне (500-2000 ), недоступном для наблюдения с поверхности Земли. С начала 1960-х годов при помощи высотных ракет и спутников было проделано много важных измерений ультрафиолетового излучения верхней атмосферы Солнца. В его спектре было найдено более 1000 линий излучения различных элементов, включая линии многократно ионизованных углерода, азота и кислорода, а также главные серии водорода, гелия и иона гелия. Изучение этих спектров показало, что переход от хромосферы к короне происходит на отрезке всего в 100 км, где температура возрастает от 50 000 до 2 000 000 К. Оказалось, что подогрев хромосферы в значительной степени происходит из короны путем теплопроводности. Вблизи групп солнечных пятен в хромосфере наблюдаются яркие и темные волокнистые структуры, часто вытянутые в направлении магнитного поля. Выше 4000 км видны неровные, зазубренные образования, довольно быстро эволюционирующие. При наблюдении лимба в центре первой бальмеровской линии водорода (Ha) хромосфера на этих высотах заполнена множеством спикул - тонких и длинных облаков горячего газа. О них известно мало. Диаметр отдельной спикулы менее 1000 км; живет она ок. 10 мин. Со скоростью ок. 30 км/с спикулы поднимаются до высоты 10 000-15 000 км, после чего либо растворяются, либо опускаются вниз. Судя по спектру, температура спикул составляют 10 000-20 000 К, хотя окружающая их корона на этих высотах нагрета как минимум до 600 000 К. Создается впечатление, что спикулы - это участки относительно холодной и плотной хромосферы, временно поднимающиеся в горячую разреженную корону. Подсчет в границах супергранул показывает, что количество спикул на уровне фотосферы соответствует числу гранул; вероятно, между ними есть физическая связь.

Вспышки. Хромосфера над группой солнечных пятен может неожиданно стать ярче и выстрелить порцией газа. Это явление, названное "вспышкой", - одно из труднообъяснимых. Вспышки мощно излучают во всем диапазоне электромагнитных волн - от радио до рентгена, а также нередко выбрасывают пучки электронов и протонов с релятивистской скоростью (т.е. близкой к скорости света). Они возбуждают в межпланетной среде ударные волны, достигающие Земли. Вспышки чаще происходят вблизи групп пятен со сложной магнитной структурой, особенно когда в группе начинается быстрый рост нового пятна; такие группы производят по несколько вспышек в день. Слабые вспышки случаются чаще сильных. Наиболее мощные вспышки занимают 0,1% солнечного диска и длятся несколько часов. Полная энергия вспышки составляет 1023-1025 Дж. Рентгеновские спектры вспышек, полученные спутником SMM (Solar Maximum Mission), позволили значительно лучше понять природу вспышек. Начало вспышки может отмечать рентгеновский всплеск с длиной волны фотонов менее 0,05, вызванный, как показывает его спектр, потоком релятивистских электронов. За несколько секунд эти электроны разогревают окружающий газ до 20 000 000 К, и он становится источником рентгеновского излучения в диапазоне 1-20, в сотни раз превосходящего поток в этом диапазоне от спокойного Солнца. При такой температуре атомы железа теряют 24 из своих 26 электронов. Затем газ остывает, но еще продолжает излучать рентген. Вспышка излучает и в радиодиапазоне. П. Уайлд из Австралии и А. Максвелл из США исследовали развитие вспышки с помощью радиоаналога спектрографа - "динамического анализатора спектра", регистрирующего изменения мощности и частоты излучения. Оказалось, что частота излучения за первые несколько секунд вспышки падает с 600 до 100 МГц, указывая, что сквозь корону распространяется возмущение со скоростью 1/3 скорости света. В 1982 радиоастрономы США, используя радиоинтерферометр VLA в шт. Нью-Мексико и данные со спутника SMM, разрешили мелкие детали в хромосфере и короне во время вспышки. Не удивительно, что это оказались петли, вероятно, магнитной природы, в которых выделяется энергия, нагревающая газ во время вспышки. На заключительной стадии вспышки захваченные магнитным полем релятивистские электроны продолжают излучать сильно поляризованные радиоволны, двигаясь по спирали вокруг силовых магнитных линий над активной областью. Это излучение может продолжаться несколько часов после вспышки. Хотя из области вспышки всегда выбрасывается газ, его скорость обычно не превосходит скорости ухода с поверхности Солнца (616 км/с). Однако нередко вспышки выбрасывают потоки электронов и протонов, достигающие через 1-3 сут Земли и вызывающие на ней полярные сияния и возмущения магнитного поля. Эти частицы с энергией, доходящей до миллиардов электрон-вольт, весьма опасны для находящихся на орбите космонавтов. Поэтому астрономы стараются предсказывать солнечные вспышки, изучая конфигурацию магнитного поля в хромосфере. Сложная структура поля с перекрученными силовыми линиями, готовыми к пересоединению, указывает на возможность вспышки.

Протуберанцы. Солнечные протуберанцы - это сравнительно холодные массы газа, появляющиеся и исчезающие в горячей короне. При наблюдении с коронографом в линии Ha они видны на лимбе Солнца как яркие облака на темном фоне неба. Но при наблюдении со спектрогелиографом или интерференционными фильтрами Лио они выглядят темными волокнами на фоне яркой хромосферы.

ЭРУПТИВНЫЙ СОЛНЕЧНЫЙ ПРОТУБЕРАНЕЦ, сфотографированный во время полного солнечного затмения. Эруптивный (поднимающийся) протуберанец образуется из плотного облака газа, выброшенного в пространство солнечным магнитным полем.

Формы протуберанцев исключительно разнообразны, но можно выделить несколько основных типов. Протуберанцы солнечных пятен похожи на занавеси до 100 000 км в длину, 30 000 км в высоту и 5000 км толщиной. Некоторые протуберанцы имеют ветвистую структуру. Редкие и красивые петлеобразные протуберанцы имеют округлую форму диаметром ок. 50 000 км. Почти у всех протуберанцев наблюдается тонкая структура из газовых нитей, вероятно, повторяющих структуру магнитного поля; истинная природа этого явления не ясна. Газ в протуберанцах обычно движется потоками вниз со скоростью 1-20 км/с. Исключение представляют "серджи" - протуберанцы, вылетающие с поверхности вверх со скоростью 100-200 км/с, а затем медленнее падающие обратно. Протуберанцы рождаются на краях групп солнечных пятен и могут сохраняться в течение нескольких оборотов Солнца (т.е. несколько земных месяцев). Спектры протуберанцев похожи на спектры хромосферы: яркие линии водорода, гелия и металлов на фоне слабого непрерывного излучения. Обычно линии излучения спокойных протуберанцев тоньше хромосферных линий; вероятно, это объясняется меньшим количеством атомов на луче зрения в протуберанце. Анализ спектров указывает, что температура спокойных протуберанцев 10 000-20 000 К, а плотность порядка 1010 ат./см3. У активных протуберанцев видны линии ионизованного гелия, что указывает на значительно более высокую температуру. Градиент температуры в протуберанцах очень велик, поскольку их окружает корона с температурой 2 000 000 К. Количество протуберанцев и их распределение по широте в течение 11-летнего цикла повторяет распределение солнечных пятен. Однако на высоких широтах существует второй пояс протуберанцев, который в период максимума цикла сдвигается к полюсу. Почему образуются протуберанцы и что поддерживает их в разреженной короне, не до конца ясно.

Корона. Внешняя часть Солнца - корона - светит слабо и видна невооруженным глазом только в моменты полных солнечных затмений либо с помощью коронографа. Но она значительно ярче в рентгеновских лучах и в радиодиапазоне.

См. также ВНЕАТМОСФЕРНАЯ АСТРОНОМИЯ. Корона ярко светит в рентгеновском диапазоне, потому что ее температура составляет от 1 до 5 млн. К, а в моменты вспышек достигает 10 млн. К. Рентгеновские спектры короны стали получать недавно со спутников, а оптические изучают уже многие годы в период полных затмений. В этих спектрах присутствуют линии многократно ионизованных атомов аргона, кальция, железа, кремния и серы, которые образуются только при температуре выше 1 000 000 К.

СОЛНЕЧНАЯ КОРОНА - верхняя часть атмосферы Солнца, которую можно увидеть вокруг темного диска Луны в момент полного солнечного затмения. Форма короны отражает распределение магнитного поля над поверхностью Солнца.

Белый свет короны, который во время затмения виден до расстояния в 4 радиуса Солнца, образуется в результате рассеяния фотосферного излучения на свободных электронах короны. Следовательно, изменение яркости короны с высотой указывает распределение электронов, а поскольку основным элементом является полностью ионизованный водород, то и распределение плотности газа. Корональные структуры четко делятся на открытые (лучи и полярные щеточки) и закрытые (петли и арки); ионизованный газ в точности повторяет структуру магнитного поля в короне, т.к. не может двигаться поперек силовых линий. Поскольку поле выходит из фотосферы и связано с 11-летним циклом солнечных пятен, внешний вид короны меняется в ходе этого цикла. В период минимума корона плотная и яркая только в экваториальном поясе, но по мере развития цикла корональные лучи появляются на более высоких широтах, а в максимуме их можно увидеть на всех широтах. С мая 1973 по январь 1974 корону непрерывно наблюдали 3 экипажа астронавтов с борта орбитальной станции "Скайлэб". Их данные показали, что темные корональные "дыры", где температура и плотность газа значительно понижены, - это области, откуда газ с большой скоростью вылетает в межпланетное пространство, создавая мощные потоки в спокойном солнечном ветре. Магнитные поля в корональных дырах "открыты", т.е. вытянуты далеко в пространство, что позволяет газу покидать корону. Эти конфигурации поля довольно устойчивы и могут сохраняться в период минимума солнечной активности до двух лет. Корональная дыра и связанный с ней поток вращаются вместе с поверхностью Солнца с периодом 27 сут и, если поток попадает на Землю, каждый раз вызывают геомагнитные бури. Энергетический баланс внешней атмосферы Солнца. Почему у Солнца такая горячая корона? Пока мы этого не знаем. Но есть довольно обоснованная гипотеза, что энергию во внешнюю атмосферу переносят звуковые и магнитогидродинамические (МГД) волны, которые генерируются турбулентными движениями газа под фотосферой. Попадая в верхние разреженные слои, эти волны становятся ударными, и их энергия диссипирует, нагревая газ. Звуковые волны нагревают нижнюю хромосферу, а МГД-волны распространяются по магнитным силовым линиям дальше в корону и нагревают ее. Часть тепла из короны за счет теплопроводности уходит в хромосферу и там излучается в пространство. Остальное тепло поддерживает излучение короны в замкнутых петлях и ускоряет потоки солнечного ветра в корональных дырах.

См. также МАГНИТНАЯ ГИДРОДИНАМИКА. Таким образом, наличие короны должно быть прямо связано с существованием конвективной зоны и магнитного поля. Однако наблюдения со спутника "Эйнштейн" показали, что у звезд всех типов - от самых горячих до холодных, от сверхгигантов до карликов - есть рентгеновское излучение, вероятно, указывающее на их горячие короны. Но конвективные зоны под фотосферой, насколько мы понимаем, могут быть только у звезд, которые не горячее Солнца. Значит, короны у прочих звезд требуют особого объяснения, которого пока нет.

См. также

СОЛНЕЧНАЯ СИСТЕМА;

КОСМОСА ИССЛЕДОВАНИЕ И ИСПОЛЬЗОВАНИЕ.

СО́ЛНЦЕ -а; ср.

1. Центральное тело Солнечной системы, представляющее собой гигантский раскалённый плазменный шар, излучающий свет и тепло. Вращение Земли вокруг Солнца. Затмение Солнца. Восход солнца. Шар, диск солнца. На с. смотреть. С. катится, стоит, висит. До солнца вставать (до восхода). С солнцем вставать (с восходом). По солнцу идти (ориентируясь на его положение в небе). Определять время по солнцу (по его положению в небе). Найти своё место под солнцем (найти своё место в жизни, добиться положения в обществе). И на с. бывают пятна (даже великие небезупречны). * Солнце на лето, зима на мороз (погов.; день удлиняется, но морозы усиливаются). С. красное (нар.-поэт.) * За спором не заметили, как село солнце красное, как вечер наступил (Некрасов).

2. Свет, тепло, излучаемые этим телом, место, освещённое им. Утреннее, вечернее с. Не сиди на с. Занавески совсем выгорели на с. И на с., и в тени жарко. Прямо в лицо было с. С. горело на куполах церквей.

3. обычно чего. Высок. О том, что является источником жизни, счастья и т.п. для кого-, чего-л. С. правды. С. свободы. * Солнце жизни моей, Россия (Рыленков). // О том, кто является предметом поклонения, кто прославился в какой-л. области деятельности. Пушкин - с. нашей литературы.

4. мн.: со́лнца, со́лнц. Центральная планета других планетных систем.

5. Гимнастическое упражнение на турнике - вращение тела на руках вокруг перекладины.

6. Разг. Раскрой юбки в виде круга. Юбка-солнце

◁ Со́лнышко; Со́лнечный (см.).

* * *

центральное тело Солнечной системы, раскалённый плазменный шар, типичная звезда-карлик спектрального класса G2; масса M_SСо́лнце2·10³⁰ кг, радиус R_S = 696 тыс. км, средняя плотность 1,416·10³ кг/м³, светимость L_S = 3,86·10²³ кВт, эффективная температура поверхности (фотосферы) около 6000 К. Период вращения (синодический) изменяется от 27 сут на экваторе до 32 сут у полюсов, ускорение свободного падения 274 м/с². Химический состав, определённый из анализа солнечного спектра: водород около 90%, гелий 10%, остальные элементы менее 0,1% (по числу атомов). Источник солнечной энергии — ядерные превращения водорода в гелий в центральной области Солнца, где температура ≈15 млн. К (см. Термоядерные реакции). Энергия из недр переносится излучением, а затем во внешнем слое толщиной около 0,2 R_S — конвекцией. С конвективным движением плазмы связано существование фотосферной грануляции, солнечных пятен, спикул и т. д. Интенсивность плазменных процессов на Солнце периодически изменяется (11-летний период; см. Солнечная активность). Солнечная атмосфера (хромосфера и солнечная корона) очень динамична, в ней наблюдаются вспышки, протуберанцы, происходит постоянное истечение вещества короны в межпланетное пространство (солнечный ветер). Земля, находящаяся на расстоянии 149 млн. км от Солнца, получает около 2·10¹⁷ Вт солнечной лучистой энергии (см. Солнечная постоянная). Солнце — основной источник энергии для всех процессов, совершающихся на земном шаре. Вся биосфера, жизнь существуют только за счёт солнечной энергии. На многие земные процессы влияет корпускулярное излучение Солнца (см. Солнечно-земные связи).

* * *

СО́ЛНЦЕ, центральное тело Солнечной системы, раскаленный плазменный шар, типичная звезда-карлик(см. КАРЛИКИ) спектрального класса G2; масса М_¤СОЛНЦЕ2^.10³⁰ кг, радиус R_¤=696 т. км, средняя плотность 1,416^.10³ кг/м³, светимость L_¤=3,86^.10²³кВт, эффективная температура поверхности (фотосферы(см. ФОТОСФЕРА)) ок. 6000 К. Период вращения (синодический) изменяется от 27 сут на экваторе до 32 сут у полюсов, ускорение свободного падения 274 м/с². Химический состав, определенный из анализа солнечного спектра: водород — ок. 90%, гелий — 10%, остальные элементы — менее 0,1% (по числу атомов). Источник солнечной энергии — ядерные превращения водорода в гелий в центральной области Солнца, где температура 15 млн. К (см. Термоядерные реакции(см. ТЕРМОЯДЕРНЫЕ РЕАКЦИИ)). Энергия из недр переносится излучением, а затем во внешнем слое толщиной ок. 0,2 R_¤— конвекцией.

С конвективным движением плазмы связано существование фотосферной грануляции, солнечных пятен, спикул и т. д. Интенсивность плазменных процессов на Солнце периодически изменяется (11-летний период; см. Солнечная активность(см. СОЛНЕЧНАЯ АКТИВНОСТЬ)). Солнечная атмосфера (хромосфера и солнечная корона) очень динамична, в ней наблюдаются вспышки, протуберанцы, происходит постоянное истечение вещества короны в межпланетное пространство (солнечный ветер).

Земля, находящаяся на расстоянии 149 млн. км от Солнца, получает ок. 2^.10¹⁷Вт солнечной лучистой энергии (см. Солнечная постоянная(см. СОЛНЕЧНАЯ ПОСТОЯННАЯ)). 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 (см. Солнечно-земные связи(см. СОЛНЕЧНО-ЗЕМНЫЕ СВЯЗИ)).

центральное светило Солнечной системы, раскаленный плазменный шар, типичная звезда — желтый карлик спектрального класса G2. Источник солнечной энергии — термоядерные реакции синтеза гелия из водорода.

С. в Библии - это дневное светило, сотворенное Богом (Быт 1:16; Пс 135:8)и покорное Ему (Иер 31:35; Мф 5:45), знамение власти Творца и образ Его славы (см. Слава) (Пс 83:12; Мф 17:2; Откр 1:16). Господь определяет путь С. (Пс 73:16; 103:19; ср. также Нав 10:12-14; Иов 9:7). Распространенное в идолослужении (см. Идол, идолослужение) (V) поклонение С. (4Цар 23:5,11; Иез 8:16) было запрещено народу Израиля (Втор 4:19). "Под солнцем" происходит жизнь на этой земле (Еккл 1:9; 2:11 и др.). Радоваться С. (Еккл 11:7 и след.), видеть С. (Еккл 7:11) - это дар земной жизни. Восход и заход С., как указание времени, играют роль в различных предписаниях Закона (Исх 22:2,3; Лев 22:7; Втор 16:6; 23:11), на местности они обозначают восток или запад (Пс 49:1; 112:3; Мал 1:11). В день суда Божьего С. померкнет (Ис 13:10; 24:23; Иез 32:7 и след.; Ам 8:9; Иоил 2:10,31; Мф 24:29; Откр 6:12; 9:2; ср. Мф 27:45 и пар.); а по свершении всего уже не будет С., поскольку тогда Сам Бог станет С. Своего народа (Ис 60:19 и след.; Откр 21:23; 22:5).

— ближайшая к нам звезда, центр. тело нашей Солнечной системы, одним из спутников которой является Земля. Угловой диаметр С. меняется в зависимости от времени года. Средний угловой диаметр равен 31' 59', 3. Линейный диаметр равен 1 391 000 км. Объем в 1301 раз больше объема Земли. Масса С. равна 1985·10³³ г. Плотность 1,41 г/см³. Температура наружных слоев С. составляет около 6000°К; вблизи центра С. температура близка к 20 000 000°К. Хим. состав С. в основном определяется Н и Не, но присутствуют и все остальные элементы. Солнечный газ находится в состоянии плазмы (высокотемпературной электропроводящей среды в магнитном поле). Излучает за счет термоядерных реакций, происходящих около его центра. Основным процессом, которым энергия из недр переносится в наружные слои, является излучение с повторными процессами многократного рассеяния и поглощения. В наружных частях С. различают несколько слоев. Самый глубокий видимый слой — фотосфера — в основном создает все видимое излучение. Вторым слоем, лежащим над фотосферой; является хромосфера, которая пр совр. представлениям крайне неоднородна и состоит из отдельных облаков и струй газа с разной температурой и плотностью. За хромосферой следуют самые наружные слои С.— солнечная корона, крайне разреженная обл., в которой светятся лишь отдельные высокоионизованные элементы. Взаимодействие магнитного поля и плазмы обусловливает процессы, происходящие на С., и цикличность ряда этих процессов. В некоторых отношениях С. можно считать переменной звездой с периодом в 11,5 лет. Все изменения, происходящие внутри этого периода, тесно связаны с поведением солнечной плазмы. В годы максимума солнечной активности в фотосфере возникает большое число солнечных пятен, представляющих собой своего рода гигантские электромагниты. Вокруг пятен образуются более яркие обл., в которых часто происходят грандиозные взрывы — вспышки, охватывающие площади, в млн. км² и выделяющие энергию порядка 10³⁰ эрг. В годы минимума солнечной активности число пятен и вспышек резко сокращается. В моменты вспышек С. выбрасывает огромное количество заряженных частиц — корпускул. Эти частицы, достигая земной поверхности, производят нарушения в радиационных поясах Земли и тем самым вызывают магнитные бури, полярные сияния, помехи в радиодиапазонах, а также некоторые изменения в погоде. Многие ученые считают, что многолетние изменения солнечной активности (в течение десятков и сотен лет) сказываются на климате отдельных р-нов Земли. Предполагаемая отдельными исследователями связь солнечной активности с перемещениями в земной коре (землетрясения и пр.) еще не может считаться установленной. Для комплексного изучения связи солнечных и земных явлений организуются геофиз. и астрономические исследования во время периодов усиления (Международный геофизический год) или ослабления (Год спокойного Солнца) солнечной активности (Михайлов, 1965; Allison, 1959; Couper, 1957). А. Д. Стоянова.

(Быт.1:16, Быт.15:12 и др. ). Еврейское название солнца есть шемес, встречающееся нередко в собственных названиях городов, как например: Беф-Шемеш, Ир-Шемеш и др. Великое значение и важность сего небесного светила достаточно объясняет нам причины, почему оно так часто упоминается в свящ. Писании. Многие из этих указаний совершенно понятны и не требуют особых объяснений, но мы можем сказать несколько слов касательно языческого боготворения солнца, о котором нередко говорится на страницах Библии. Как кажется, боготворение солнца было одним из древнейших видов язычества (Иов.31:26,27). С течением времени оно распространилось более, и солнце получило несколько разнообразных наименований и стало олицетворяться в различных символах и образах. Египтяне выработали особенную систему поклонения солнцу. Финикийский Ваал, очевидно, был олицетворением солнца. Вавилоняне, Халдеи и большая часть языческих народов Азии предавались поклонению солнца, под тем или другим наименованием. От них приняли оное Греки и Римляне, и отсюда оно распространилось в большей части тогдашней Европы. Боготворение солнца служило одною из тех форм идолопоклонства, в которое впадали иногда Евреи. Вот почему в Библии встречаются такие выражения: кони, которых ставили цари Иудейские солнцу (4Цар.23:11 ), курения, которые возжигали пред Ваалом, солнцем, и др. (ст. 5). Поклонение солнцу было воспрещено в Пятикнижии Моисеевом (Втор.4:19, Втор.17:3 ). Боготворение солнца было особенно распространено между некоторыми Аравийскими племенами, и, по свидетельству англичанина М. Палграва, существует даже до настоящего времени. Символическое значение солнца в св. Писании весьма разнообразно:

1) захождение и затмение солнца означает гнев Божий и Его праведное наказание, также бедствие, скорбь и страдания (Мат.27:45 ); его свет и ясное сияние означает счастливое состояние (Ис.30:26 ). Сам Господь, как источник всякого света, блага и блаженства, образно называется в св. Писании солнцем (Пс.83:12 ). Он просвещает человека, очищает, укрепляет, оживляет, согревает и делает способным и готовым ко всякому благому делу. Что закат и затмение солнца служит образом несчастия для людей и для целых народов, это видно из многих мест св. Писания (например Иер.15:9, Мих.3:6, Ис.5:30, Ис.13:10, Иез.32:7,8, Ам.8:9 ).

2) Все делающий ясным и открытым свет солнца служит символом открытия, обнаружения, возмездия и праведного наказания (Сир.17:16, Сир.23:28,Чис.25:4, 2Цар.12:11,12).

3) Неизменяемый порядок, в котором солнце целые тысячи лет совершает свое дневное и годичное течение, служит залогом и образом неизменяемости Божественных советов и определений (Иер.31:35,36, Пс.71:5,17, Пс.89:36,37).

4). В особенности солнце служит образом слова Божия. Как оно в царстве природы распространяет свет и теплоту, жизнь и плодородие, то же самое производит слово Божие в царстве духовном и нравственном (Пс.18:2,7). И если небо и земля с своими светилами некогда прейдут, то слово Божие никогда не прейдет (Лук.21:23, см. 1Пет.1:24,25).

5) Носители слова Божия имеют солнце своим символом. Истинная Церковь в Откровении Иоанна изображается облеченною в солнце (Отк.12:1 ). Праведники, возрожденные словом Божиим, воссияют некогда, как солнце, в царствии Отца их (Мат.13:43, см. Дан.12:2, Ис.30:26, Суд.5:31 ).

6) Но истинное солнце, истинный свет, коего видимое нами солнце служит только слабым отблеском, есть Вечное Слово, Господь, Христос. Лицо Его сияет как солнце в силе Своей (Отк.1:16 ). Он есть Солнце правды (Мал.4:2 ), истинный свет (Иоан.1:9 ), пришедший в мир, чтобы отделить свет от тьмы, чтобы служить светом миру (Иоан.3:19, Иоан.8:12, Иоан.9:5 ) и все просвещает, - Он свет невечерний, вечный, незаходимый (Отк.21:23, Отк.22:5 ).

см. Соль.

со́лнце с.

the sun

возмущё́нное со́лнце — disturbed sun

и́стинное со́лнце — real [true] sun

споко́йное со́лнце — quiet [undisturbed] sun

сре́днее со́лнце — mean sun

с.

Sole m

- возмущённое Солнце

- спокойное Солнце

астр.

со́нце

- возмущённое солнце

- турмалиновое солнце

астр.

со́нце

- возмущённое солнце

- турмалиновое солнце

центральное тело Солнечной системы, раскалённый плазменный шар, типичная звезда- карлик спектрального класса G2; масса М₀~2*10³⁰ кг, радиус R₀ = 696 т. км, ср. плотн. 1,416-10³ кг/м³, светимость L₀ = 3,826*10²³ кВт, эффективная темп-pa поверхности (фотосферы) ок. 6000 К. Период вращения (синодич.) изменяется от 27 сут на экваторе до 32 сут у полюсов, ускорение свободного падения 274 м/с². Хим. состав, определённый из анализа солнечного спектра: водород ок. 90%, гелий 10%, остальные элементы менее 0,1% (по числу атомов). Источник солнечной энергии - ядерные превращения водорода в гелий в центральной области С., где темп-ра ~ 15 млн. К (см. Термоядерные реакции). Энергия из недр переносится излучением, а затем во внеш. слое толщ. ок. 0,2 R₀ ~ конвекцией. С конвективным движением плазмы связано существование фотосферной грануляции, солнечных пятен, спикул и т. д. Интенсивность плазменных процессов на С. периодически изменяется (11-летний период; см. Солнечная активность). Солнечная атмосфера (хромосфера и солнечная корона) очень динамична, в ней наблюдаются вспышки, протуберанцы, происходит пост. истечение в-ва короны в межпланетное пространство (солнечный ветер). Земля, находящаяся на расстоянии 149 млн. км от С., получает ок. 2*10¹⁷ Вт солнечной лучистой энергии (см. Солнечная постоянная). С. - осн. источник энергии для всех процессов, совершающихся на земном шаре. Вся биосфера, жизнь существуют только за счёт солнечной энергии. На мн. земные процессы влияет корпускулярное излучение С. (см. Солнечно-земные связи).

ближайшая к Земле звезда, центральное тело Солнечной системы, в котором сосредоточено 99,866% всей ее массы. Среднее расстояние от Земли до С. 149,6 млн. км, радиус С. 6,97·10⁵ м, масса С. 2·10³⁰ кг, ускорение свободного падения на поверхности 274 м/с2. Источник энергии С. - термоядерные реакции, температура в недрах Солнце 107 К, температура на поверхности Солнце 6000 К. С. состоит в основном из водорода и гелия. Излучает электромагнитные волны с длинами 10¹¹-10^-13 м, потоки частиц (протоны и ядра гелия). С. — основной источник энергии для всех процессов, происходящих на Земле.

«СОЛНЦЕ», стихотв. миниатюра раннего Л. (1832), основанная на поэтич. уподоблении (зимнее солнце — взор «молодой девы») и повторяющая его излюбленную цветовую гамму: белизна снега в сочетании с золотым или багровым солнечным отливом (ср. «Кто в утро зимнее, когда валит»). Вторая строфа («Но взор твой, счастье обещая, / Мою ли душу оживит?»), возможно, посв. Н.Ф. Ивановой.Стих. положили на муз. Ю. С. Бирюков, Н. Я. Мясковский, Б. Н. Лятошинский, Ф. Н. Надененко, И. П. Ильин и др.Автограф — ИРЛИ, тетр. IV. Впервые — Соч. под ред. Висковатого, т. 1, с. 60 (стих 3 пропущен). Датируется по положению в тетради.Лит.: Иванова Т. (2), с. 232; Пейсахович (1), с. 432; Удодов (2), с. 139, 165.