 |
 |
|
 |
|
|
СОЛНЦЕ |
| Большая советская энциклопедия (БЭС) |
центральное тело Солнечной системы (См. Солнечная система), представляет собой раскалённый плазменный шар; С. — ближайшая к Земле Звезда. Масса С. 1,990 1030 кг (в 332 958 раз больше массы Земли). В С. сосредоточено 99,866% массы Солнечной системы. Солнечный параллакс (угол, под которым из центра С. виден экваториальный радиус Земли, находящейся на среднем расстоянии от С., равен 8",794 (4,263•10–5 рад). Расстояние от Земли до С. меняется от 1,4710•1011 м (январь) до 1,5210•1011 м (июль), составляя в среднем 1,4960•1011 м (Астрономическая единица). Средний угловой диаметр С. составляет 1919",26 (9,305•10–3 рад), чему соответствует линейный диаметр С. 1,392•109 м (в 109 раз больше диаметра экватора Земли). Средняя плотность С. 1,41•103 кг/м3. Ускорение силы тяжести на поверхности С. составляет 273,98 м/сек2. Параболическая скорость на поверхности С. (вторая космическая скорость (См. Космические скорости)) 6,18•105 м/сек. Эффективная температура поверхности С., определяемая, согласно Стефана — Больцмана закону излучения (См. Стефана - Больцмана закон излучения), по полному излучению С. (см. Солнечная радиация), равна 5770 К.
История телескопических наблюдений С. начинается с наблюдений, выполненных Г. Галилеем (См. Галилей) в 1611; были открыты Солнечные пятна, определён период обращения С. вокруг своей оси. В 1843 немецкий астроном Г. Швабе обнаружил цикличность солнечной активности. Развитие методов спектрального анализа позволило изучить физические условия на С. В 1814 Й. Фраунгофер обнаружил тёмные линии поглощения в спектре С. — это положило начало изучению химического состава С. С 1836 регулярно ведутся наблюдения затмений С., что привело к обнаружению короны и хромосферы С., а также солнечных протуберанцев. В 1913 американский астроном Дж. Хейл наблюдал зеемановское расщепление фраунгоферовых линий спектра солнечных пятен и этим доказал существование на С. магнитных полей. К 1942 шведский астроном Б. Эдлен и др. отождествили несколько линий спектра солнечной короны с линиями высокоионизованных элементов, доказав этим высокую температуру в солнечной короне. В 1931 Б. Лио изобрёл солнечный Коронограф, позволивший наблюдать корону и хромосферу вне затмений. В начале 40-х гг. 20 в. было открыто Радиоизлучение Солнца. Существенным толчком для развития физики С. во 2-й половины 20 в. послужило развитие магнитной гидродинамики и физики плазмы. После начала космической эры изучение ультрафиолетового и рентгеновского излучения С. ведётся методами внеатмосферной астрономии (См. Внеатмосферная астрономия) с помощью ракет, автоматических орбитальных обсерваторий на спутниках Земли, космических лабораторий с людьми на борту. В СССР исследования С. ведутся на Крымской и Пулковской обсерваториях, в астрономических учреждениях Москвы, Киева, Ташкента, Алма-Аты. Абастумани, Иркутска и др. Исследованиями С. занимается большинство зарубежных астрофизических обсерваторий (см. Астрономические обсерватории и институты).
Вращение С. вокруг оси происходит в том же направлении, что и вращение Земли, в плоскости, наклоненной на 7°15' к плоскости орбиты Земли (эклиптике). Скорость вращения определяется по видимому движению различных деталей в атмосфере С. и по сдвигу спектральных линий в спектре края диска С. вследствие эффекта Доплера. Таким образом было обнаружено, что период вращения С. неодинаков на разных широтах. Положение различных деталей на поверхности С. определяется с помощью гелиографических координат, отсчитываемых от солнечного экватора (гелиографическая широта) и от центрального меридиана видимого диска С. или от некоторого меридиана, выбранного в качестве начального (т. н. меридиана Каррингтона). При этом считают, что С. вращается как твёрдое тело. Положение начального меридиана приводится в Астрономических ежегодниках на каждый день. Там же приводятся сведения о положении оси С. на небесной сфере. Один оборот относительно Земли точки с гелиографической широтой 17° совершают за 27,275 сут (синодический период). Время оборота на той же широте С. относительно звёзд (сидерический период) — 25,38 сут. Угловая скорость вращения для сидерического вращения изменяется с гелиографической широтой по закону: = 14°, 44—3° sin2 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 Mv равна + 4,83. Показатель цвета С. составляет для случая синей (В) и визуальной (V) областей спектра MB — MV = 0,65. Спектральный класс С. G2V. Скорость движения относительно совокупности ближайших звёзд 19,7103 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 5109 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—15106К, плотность около 1,5•105 кг/м3, давление 3,4•1016 н/м2 (около 3•1011 атмосфер). Считается, что источником энергии, пополняющим потери на излучение и поддерживающим высокую температуру С., являются ядерные реакции, происходящие в недрах С. Среднее количество энергии, вырабатываемое внутри С., составляет 1,92 эрг на г в сек. Выделение энергии определяется ядерными реакциями, при которых водород превращается в гелий. На С. возможны 2 группы термоядерных реакций такого типа: т. н. протон-протонный (водородный) цикл и углеродный цикл (цикл Бете). Наиболее вероятно, что на С. преобладает протон-протонный цикл, состоящий из 3 реакций, в первой из которых из ядер водорода образуются ядра дейтерия (тяжёлый изотоп водорода, атомная масса 2); во второй из ядер дейтерия образуются ядра изотопа гелия с атомной массой 3 и, наконец, в третьей из них образуются ядра устойчивого изотопа гелия с атомной массой 4.
Перенос энергии из внутренних слоев С. в основном происходит путём поглощения электромагнитного излучения, приходящего снизу, и последующего переизлучения. В результате понижения температуры при удалении от центра С. постепенно увеличивается длина волны излучения, переносящего большую часть энергии в верхние слои (см. Вина закон излучения). Перенос энергии движением горячего вещества из внутренних слоев, а охлажденного внутрь (конвекция) играет существенную роль в сравнительно более высоких слоях, образующих конвективную зону С., которая начинается на глубине порядка 0,2 солнечных радиуса и имеет толщину около 108 м. Скорость конвективных движений растет с удалением от центра С. и во внешней части конвективной зоны достигает (2—2,5)103 м/сек. В ещё более высоких слоях (в атмосфере С.) перенос энергии опять осуществляется излучением. В верхних слоях атмосферы С. (в хромосфере и короне) часть энергии доставляется механическими и магнитогидродинамическими волнами, которые генерируются в конвективной зоне, но поглощаются только в этих слоях. Плотность в верхней атмосфере очень мала, и необходимый отвод энергии за счёт излучения и теплопроводности возможен только, если кинетическая температура этих слоев достаточно велика. Наконец, в верхней части солнечной короны большую часть энергии уносят потоки вещества, движущиеся от С., т. н. Солнечный ветер. Температура в каждом слое устанавливается на таком уровне, что автоматически осуществляется баланс энергии: количество приносимой энергии за счёт поглощения всех видов излучения, теплопроводностью или движением вещества равно сумме всех энергетических потерь слоя.
Полное излучение С. определяется по освещённости, создаваемой им на поверхности Земли, — около 100 тыс. лк, когда С. находится в зените. Вне атмосферы на среднем расстоянии Земли от С. освещённость равна 127 тыс. лк. Сила света С. составляет 2,841027 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. — 3,831026 вт, из которых на Землю попадает около 21017 вт, средняя яркость поверхности С. (при наблюдении вне атмосферы Земли) — 1,98109 нт, яркость центра диска С. — 2,48109 нт. Яркость диска С. уменьшается от центра к краю, причём это уменьшение зависит от длины волны, так что яркость на краю диска С., например для света с длиной волны 3600 A, составляет около 0,2 яркости его центра, а для 5000 A — 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 A. 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 310–4 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 2104 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 3103 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 A) 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 A 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 (6563 A) и линии Н и К ионизованного кальция с длиной волны 3968 A и 3934 A. 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 15103 м/сек. В хромосфере факелы в активных областях видны в монохроматическом свете сильных хромосферных линий как светлые образования, называемые обычно флоккулами. В линии Н 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, 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.
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).
|
| Мультимедийная энциклопедия |
| 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.
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.
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.
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.
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>>. |
| Современная Энциклопедия |
| 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. |
| Русская цивилизация |
небесное светило, почитавшееся славянами как источник жизни, тепла и света. Народные представления о Солнце и свете испытывали влияние церковно-книжной традиции.
В древнерусском языческом пантеоне солнечную природу имели Хорс, Дажъбог и Сварог, причем в поучениях против язычества огонь называли Сварожичем, т. е. сыном Сварога, а Дажьбог в «Повести временных лет» отождествлен с солнцем и также назван сыном Сварога. Древнерусские проповедники призывали не называть солнце и огонь богами. В «Слове о том, како погани суще языци кланялися идолом» поклонение небесному огню — солнцу объясняется тем, что он творит «сорынью» (особая кукла из колосьев) и способствует созреванию зерна; «Огнь творит спорыню, сушит и зреет. Того ради окааньнии полуденье чтуть и кланяются, на полъдень обратившеся».
Византийская и древнерусская гимнография уподобляла Христа «праведному солнцу», а христианство — исходящему от него свету. Иисуса именовали также «незаходимым», «истинным», «разумным», «мысленным» солнцем, а иногда и «Богом-солнцем». В древнерусской литературе и в былинах с солнцем метафорически сближали князя или богатыря, а в песнях и причитаниях XIX в. «светлое» или «красное солнышко» — это родственник или просто любимый человек.
В фольклоре солнце называли ясным и красным, светлым и святым, Божьим и праведным, добрым и чистым. Во многих славянских традициях солнцем клялись и упоминали его в проклятиях. Оно предстает в поверьях как разумное и совершенное существо, которое или само является божеством, или выполняет Божью волю. В народных представлениях солнце — это лицо, око или слово Бога либо оконце, через которое Бог смотрит на землю. По малороссийским поверьям, солнце — это колесо от колесницы, на которой ездит по небу Илья-пророк, а по другой версии, солнце поднимают на своих крыльях ангелы Божьи.
В славянских поверьях солнце следит с неба за делами людей и вечером рассказывает о них Господу. В полдень и перед тем как опуститься за горизонт, оно немного замедляет свой ход и отдыхает. По преданию, после распятия Христа солнце от горя остановилось на небе и не заходило целых трое суток. На восходе в Пасху солнце «играет» (переливается разными цветами), радуясь воскресению Христа, а на Ивана Купалу — купается в воде.
В славянском фольклоре солнце может персонифицироваться как в женском, так и в мужском образе. В сказках оно живет там, где земля сходится с небом, имеет мать и сестру, похищает себе жену у людей; к солнцу отправляется человек, чтобы узнать, почему оно восходит веселое, а вечером садится печальное и темное (сюжет использован П. П. Ершовым в стихотворной сказке «Конек-Горбунок»). В русской сказке старик выдает своих дочерей за солнце, Месяца и Ворона Вороновича; чтобы накормить старика блинами, когда он приходит в гости, солнце печет их на самом себе. В закличках, исполняемых детьми, чтобы перестал идти дождь, упоминаются дети солнца: «Солнышко-ведрышко, выгляни в окошко! Твои детки плачут, на лавочках скачут».
В русских песнях и загадках солнце изображается в девичьем образе: «Красная девица в зеркало глядится», «Красная девушка в окошко глядит». В малороссийских колядках хозяин дома сравнивается с месяцем, его жена — с солнцем, а звезды — с их детьми; также и в белорусской свадебной поэзии месяц — это мужчина, а солнце — женщина. В песне из Тамбовской губ. девушка рассказывает о себе: «Мне матушка — красна Солнушка, А батюшка — светел Месяц, Братцы у меня — часты Звездушки, А сестрицы — белы Зорюшки».
По народным представлениям, солнце опускается на ночь под землю или в море. В связи с этим оно, как и луна, в некоторых случаях осмысляется как светило мертвых. В похоронных причитаниях девушка-лебедушка после смерти удаляется «За горушки она за высокия. За облачка она за ходячий, К краску солнышку девица во беседушку, К светлу месяцу она в приберегушку!». По гуцульскому поверью, солнце было сначала очень большим, но после того как появились люди, оно начало уменьшаться; когда рождается человек, от солнца отрывается кусок и превращается в звезду, а когда человек умирает, то его звезда гаснет и падает; если умер праведный человек, то его душа возвращается в солнце, а из тех звезд, которые гаснут, когда умирают неправедные люди, получается месяц. Загадка о солнце использует символику мирового дерева: «Стоит дуб-стародуб, на том дубе-стародубе сидит птица-веретеница, никто ее не поймает: ни царь, ни царица, ни красна девица».
По русскому поверью, ящерица, греясь на солнце с открытым ртом, «пьет», «сосет» или «глотает солнышко», поэтому тому, кто убьет ящерку, якобы простится на том свете 40 грехов. Согласно белорусскому заговору от змеиного укуса, на острове Буяне в море-океане стоит явор, под ним бел-камень— престол ужачий, а на камне золотое гнездо: «На том гнезде, На чорном руне Лежыць вужышчэ — Золотые рогi: Сонцэ смоктае, Зоркi глытае, Месяцу рогi У недзелю сымае...» Представление о вражде солнца и гадов — змей или ящериц (а также волколаков) связано с мифологическим осмыслением причины солнечных затмений: хтоническое существо проглатывает солнце.
Во Владимирской губ. при виде восходящего, а также заходящего солнца крестьяне снимали шапки и истово крестились «на солнышко». На него же и молились, находясь в поле, в лесах или лугах. К солнцу или к восточной стороне, как правило, обращаются в заговорах: «Стану я на сырую землю, погляжу я на восточную сторонушку, как красно солнышко воссияло, припекает мхи-болоты, черные грязи. Так бы припекала, присыхала раба Божия (имярек) о мне...»
Почитанием солнца обусловлено множество правил и запретов: не становись к солнцу спиной даже во время работы в поле, не справляй свою нужду так, чтобы это могло видеть солнце, не плюй в его сторону, иначе воцарится тьма, не показывай на него пальцем, не то выколешь ему глаз и т. д. После захода солнца не давали ничего из дома в долг, особенно огня, чтобы счастье и достаток не покинули семью, не выбрасывали мусор на улицу, не починали новую ковригу хлеба.
В обрядах и народной хореографии круговое движение совершается, как правило, по солнцу, т. е. слева направо, хотя в церковной практике после Собора 1666 правильным признано обратное направление — справа налево. Движение по солнцу, сохраненное старообрядцами, стало одним из расхождений и объектов полемики между ними и официальной церковью.
В обрядах, фольклоре и народном искусстве солнце могут символизировать колесо, золото, костер, сокол, конь или олень, глаз человека и др. Множество солярных знаков, которые, по-видимому, играли роль оберегов, обнаружено в восточнославянских археологических материалах X — XIII вв., главным образом в украшениях женского костюма. Это круг, крест в круге, колесо, розетка и др. Солярные мотивы обычны в орнаментации народной одежды и тканей, в резьбе на различных частях крестьянских домов, мебели, орудий для прядения и ткачества.
А.Л. Топорков |
| Идеографический словарь |
^ звезда
^ Млечный путь
Солнце - средняя звезда (желтый карлик) в системе Млечного пути; центр Солнечной системы;
первичный источник энергии на Земле.
галактический год - период оборота в Галактике, 230 млн. лет.
¦ хромосфера.
фотосфера.
солнечная корона.
v солнечные пятна.
солнечные вспышки.
протуберанец.
эрупции.
флоккулы.
гелиографические координаты.
гелиофизика.
приборы: актинометр. актинограф. гелиоскоп. гелиограф.
спектрогелиоскоп. спектрогелиограф. фотогелиограф.
коронограф. пиранограф. пиранометр. пиргелиометр.
гелиоскопический окуляр.
излучение Солнца |
| Орфографический словарь Лопатина |
| с`олнце, с`олнце, -а и (центр Солнечной системы, астр.) С`олнце, -а |
| Словарь Даля |
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. |
| Словарь Ожегова |
С’ОЛНЦЕ [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.). 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). |
| Словарь синонимов Абрамова |
| || как солнце на небе, на одном солнце онучи сушили, пятна в солнце, пятна на солнце |
| Словарь Ушакова |
С’ОЛНЦЕ [онц], солнца, мн. солнца и (·устар.) солнцы, ср.
1. только ед. Центральное небесное светило нашей планетной системы, представляющее собою гигантский раскаленный шар, излучающий свет и тепло. Земля вращается вокруг солнца. Солнце взошло над горизонтом. Тучи закрывают солнце. «Солнце всходит и заходит, а в тюрьме моей темно.» М.Горький. «Солнце красное поля здесь осветило.» Крылов. «Солнце садится, и ветер утихнул летучий.» Фет. «Да здравствует солнце, да скроется тьма.» Пушкин.
2. только ед. Свет, тепло, излучаемые этим светилом. Женщина светолечении. До солнца (·разг.) - до восхода солнца, до света. «Присядем, делать нечего, до солнца отдохнем!» Некрасов. «Босая, в лоскутках выцветших на солнце одежд.» М.Горький. Греться на солнце. Залитый солнцем пляж. Очки для защиты от солнца.
3. перен., только ед. О ком-чем-нибудь очень дорогом, ценном, являющемся источником жизни, счастья для кого-нибудь (·книж. ). Ты мое солнце.
чего. Источник, средоточие чего-нибудь (·ритор. ). Солнце правды.
4. Центральное небесное тело других систем, играющее роль, подобную солнцу. «И солнцы ею (смертью) потушатся.» Державин.
• Горное солнце (спец.) - кварцевая лампа, употр. при ***** |
| Словарь эпитетов |
О размере, высоте над горизонтом, времени, появления; о цвете, температуре, яркости.
Африканское, багровое, багрово-красное, багряное, белёсое (белесое), белое, бледное, блестящее, большое, вешнее, восходящее, высокое, горячее, громадное, густое, дымное, жаркое, жгучее, желтое, крупное, закатное, заходящее, златоглавое (устар. поэт.), златое (устар.), золотистое, золотисто-огненное, золотое, испепеляющее, косое, красное (нар.-поэт.), кровавое, крупное, лимонное, лимонно-желтое, литое, лучезарное (устар. поэт), лучистое, малиновое, мглистое, медное, медно-красное, молодое, морозное, нежаркое, нестерпимое, нещадное, низкое, огневое, огненное, огненно-красное, огнистое, огромное, оранжевое, ослепительное, ослепительно-желтое, палящее, пламенное, полдневное (устар.), полное, полуденное, пунцово-красное, пурпурное, пурпуровое, пылающее, раскаленное, рдяное, розовое, румяное, рыжее, сверкающее, светлое, серебряное, сияющее, темно-красное, темно-малиновое, темно-пурпуровое, теплое, туманное, тускло-багровое, тусклое, ущербное, хладное (устар.), холодное, чистое, юное (устар. поэт.), янтарное, яркое, ярое (устар.), ясное (нар.-поэт).
О впечатлении, психологическом восприятии.
Безжалостное, беспощадное, благодатное, буйное, великолепное, веселое, вялое, гордое, доброе, живое, животворное, заспанное, ласковое, ликующее, невеселое, нежное, неистовое, печальное, праздничное, приветливое, равнодушное, радостное, скупое, сонное, угрюмое, умытое, усталое, утомленное, щедрое, яростное. Грозящее, зенитное, златолицее, косматое, крутое, лаковое, ленивенькое, медленное, обескровленное, пергаментное, приплюснутое, русское, сквозное, слюдяное, смолистое, соленое, стеклянное, сухое, сырое, терпкое. Весеннее, вечернее, зимнее, июньское, летнее, майское, осеннее, полярное, предвечернее, северное, тропическое, утреннее и т. п. |
| Толковый словарь Ефремовой |
[Солнце]
ср.
Центральное тело Солнечной системы, звезда, представляющая собою гигантский раскаленный шар, излучающий свет и тепло. |
| Толковый словарь Ефремовой |
[солнце]
1. ср.
1) Свет, тепло, излучаемые центральным телом Солнечной системы.
2) Место, пространство, освещенное этим светилом.
3) Ясная, солнечная погода.
4)
а) перен. То, что является источником жизни, счастья для кого-л., чего-л.
б) Источник средоточения чего-л.
5)
а) перен. Тот, кто является предметом поклонения, восхищения, любви.
б) Тот, кто прославился в какой-л. области деятельности; знаменитость.
2. ср. разг.
Разновидность покроя юбки клеш.
3. ср. разг.
Один из видов гимнастических упражнений на перекладине. |
| Этимологический словарь Крылова |
| Общеславянское слово индоевропейской природы, восходит к тому же древнему корню, что и латинское sol. |
| Рус. арго (Елистратов) |
см.:
дети солнца;
негр;
сазонец |
| Бренан - Словарь научной грамотности |
| Будучи ближайшей к Земле звездой, наше Солнце представляет собой шар диаметром около 1390 тыс. км, состоящий из раскаленных газов, преимущественно из водорода. Объем Солнца больше чем в миллион раз превышает объем Земли. Источником энергии Солнца является ядерный процесс сродни взрыву водородной бомбы. (См. фото на с. 274.) Образовавшись примерно 5 млрд. лет назад из первичного облака газа и пыли, Солнце пребывает сейчас в своем среднем возрасте. Примерно еще через 5 млрд. лет реакция термоядерного синтеза в недрах Солнца даст так много "золы" - остаточного гелия, - что солнечная ядерная печь вынуждена будет вступить в более горячие реакции. Когда это произойдет, Солнце расширится в огромной степени и перейдет в категорию красных гигантов. При расширении поверхность Солнца несколько остынет, но из-за возросшего размера общая теплота излучения станет гораздо больше теперешней. Меркурий, Венера и Земля погибнут в пламени. Еще через 2 млрд. лет Солнце начнет сжиматься и - на последней фазе своего существования - превратится в то, что мы называем белым карликом. См. <<солнечная система>>. |
| Научнотехнический Энциклопедический Словарь |
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 |
|
|
|
 |
Если вы желаете блеснуть знаниями в беседе или привести аргумент в споре, то можете использовать ссылку:
будет выглядеть так: СОЛНЦЕ
будет выглядеть так: Что такое СОЛНЦЕ
|
|
|
|
|
|
 |
|
 |
|
|
