Солнце

Солнце (далее С) центральное тело Солнечной системы, представляет собой раскаленный 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) 6,18•105 м/сек. Эффективная температура поверхности С, определяемая, согласно Стефана - Больцмана закону излучения, по полному излучению С (см. Солнечная радиация), равна 5770 К.   История телескопических наблюдений С начинается с наблюдений, выполненных Г. Галилеем в 1611; были открыты солнечные пятна, определен 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 темные линии поглощения в спектре С - это положило начало изучению состава С С 1836 регулярно ведутся наблюдения затмений С, что привело к обнаружению короны и 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 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 изобрел солнечный коронограф, позволивший наблюдать корону и 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 гидродинамики и физики плазмы. После начала космической эры изучение ультрафиолетового и рентгеновского излучения С ведется методами внеатмосферной астрономии 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 координат, отсчитываемых от солнечного экватора ( 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 твердое 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 широтой 17° совершают за 27,275 сут (синодический период). Время оборота на той же широте С относительно звезд (сидерический период) - 25,38 сут. Угловая скорость вращения w для сидерического вращения изменяется с широтой j по закону: w = 14°, 44-3° sin2j в сутки. Линейная скорость вращения на экваторе С - около 2000 м/сек.   С как звезда является типичным желтым карликом и располагается в средней части главной последовательности звезд на Герцшпрунга - Ресселла диаграмме. Видимая фотовизуальная звездная величина С равна - 26,74, абсолютная визуальная звездная величина Mv равна + 4,83. Показатель цвета С составляет для случая синей (В) и визуальной () областей спектра M - M = 0,65. Спектральный класс С G2V. Скорость движения относительно совокупности ближайших звезд 19,7×103 м/сек. С расположено внутри одной из спиральных ветвей нашей Галактики на расстоянии около 10 кпс от ее 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 составе дают возможность построить модель внутреннего строения С Полагают, что содержание в С по массе около 70%, 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 превращается в На С возможны 2 группы термоядерных реакций такого типа: т. н. протон-протонный ( цикл и цикл (цикл Бете). Наиболее вероятно, что на С преобладает протон-протонный цикл, состоящий из 3 реакций, в первой из которых из ядер образуются ядра дейтерия (тяжелый изотоп масса 2); во второй из ядер дейтерия образуются ядра изотопа с массой 3 и, наконец, в третьей из них образуются ядра устойчивого изотопа с массой 4.   Перенос энергии из внутренних слоев С в основном происходит путем 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 еще более высоких слоях (в атмосфере С) перенос энергии опять осуществляется излучением. В верхних слоях атмосферы С (в и короне) часть энергии доставляется механическими и волнами, которые генерируются в конвективной зоне, но поглощаются только в этих слоях. Плотность в верхней атмосфере очень мала, и необходимый отвод энергии за счет 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 счет поглощения всех видов излучения, теплопроводностью или движением вещества равно сумме всех энергетических потерь слоя.   Полное излучение С определяется по освещенности, создаваемой им на поверхности Земли, - около 100 тыс. лк, когда С находится в зените. Вне атмосферы на среднем расстоянии Земли от С освещенность 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. Мощность общего излучения С - 3,83×1026 вт, из которых на Землю попадает около 2×1017 вт, средняя яркость поверхности С (при наблюдении вне атмосферы Земли) - 1,98×109 нт, яркость центра диска С - 2,48×109 нт. Яркость диска С уменьшается от центра к краю, причем 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 учета влияния поглощения в земной атмосфере и влияния фраунгоферовых линий), в общих чертах соответствует распределению энергии в излучении абсолютно черного 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 элементов путем сравнения длин волн и относительной интенсивности линии поглощения в солнечном спектре с лабораторными спектрами. Изучение фраунгоферовых линий дает сведения не только о составе атмосферы С, но и о физических условиях в тех слоях, в которых образуются те или иные линии поглощения. Преобладающим элементом на С является Количество в 4-5 раз меньше, чем Число всех других элементов вместе взятых, по крайней мере, в 1000 раз меньше числа Среди них наиболее обильны сера, и др. В спектре С можно отождествить также линии, принадлежащие некоторым молекулам и свободным радикалам: , , , и др.   поля на С измеряются главным образом по зеемановскому расщеплению линий поглощения в спектре С (см. Зеемана эффект). Различают несколько типов полей на С (см. Солнечный магнетизм). Общее ноле С невелико и достигает напряженности в 1 э той или иной полярности и меняется со временем. Это поле тесно связано с межпланетным полем и его секторной структурой. поля, связанные с солнечной активностью, могут достигать в солнечных пятнах напряженности в несколько тысяч э. Структура полей в активных областях очень запутана, чередуются полюсы различной полярности. Встречаются также локальные области с напряженностью поля в сотни э вне солнечных пятен. поля проникают и в и в солнечную корону. Большую роль на С играют и плазменные процессы. При температуре 5000-10 000 К газ достаточно ионизован, проводимость его велика и благодаря огромным масштабам солнечных явлений значение электромеханических и взаимодействий весьма велико (см. Космическая магнитогидродинамика).   Атмосферу С образуют внешние, доступные наблюдениям слои. Почти все 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, ее средняя плотность 3×10–4 кг/м3. температура в фотосфере падает по мере перехода к более внешним слоям, среднее ее 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 ее 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 удается 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 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 ее границам. Скорости таких движений около 500 м/сек. Размеры ячеек - супергранул - 30-40 тыс. км. По положению супергранулы совпадают с ячейками сетки. На границах супергранул поле усилено. Предполагают, что супергранулы отражают существование на глубине нескольких тыс. км под поверхностью конвективных ячеек такого же размера. Первоначально предполагалось, что фотосфера дает 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 расчете 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 темные образования, состоящие, как правило, из более темного ядра (тени) и окружающей его полутени. Диаметры пятен достигают 200 000 км. Иногда пятно бывает окружено светлой каемкой. Совсем маленькие пятна называются порами. Время жизни пятен - от нескольких ч до нескольких мес. В спектре пятен наблюдается еще 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 темными, яркость ядра составляет 0,2-0,5 яркости фотосферы, яркость полутени около 80% фотосферной. Все солнечные пятна обладают сильным полем, достигающим для крупных пятен напряженности 5000 э. Обычно пятна образуют группы, которые по своему полю могут быть униполярными, биполярными и мультиполярными, т. е. содержащими много пятен различной полярности, часто объединенных 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 - все 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° 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 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.   Выше фотосферы расположен слой атмосферы С, называемый Без специальных телескопов с узкополосными светофильтрами видна только во время полных солнечных затмений как розовое кольцо, окружающее темный диск, в те минуты, когда Луна полностью закрывает фотосферу. Тогда можно наблюдать и спектр т. н. спектр вспышки. На краю диска С представляется наблюдателю как неровная полоска, из которой выступают отдельные зубчики - спикулы. Диаметр спикул 200-2000 км, высота порядка 10 000 км, скорость подъема 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 3934 Å) на диске С видна яркая 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 сетки. При наблюдении в свете красной линии 6563 Å около солнечных пятен в видна характерная вихревая структура (рис. 3а). Плотность в падает с увеличением расстояния от центра С Число в 1 см3 изменяется от 1015 вблизи фотосферы до 109 в верхней части Спектр состоит из сотен эмиссионных спектральных, линий металлов. Наиболее сильные из них - красная линия Нa (6563 Å) и линии Н и К ионизованного с длиной волны 3968 Å и 3934 Å. Протяженность неодинакова при наблюдении в разных спектр, линиях: в самых сильных линиях ее можно проследить до 14 000 км над фотосферой. Исследование спектров привело к выводу, что в слое, где происходит переход от фотосферы к температура переходит через минимум и по мере увеличения высоты над основанием становится равной 8-10 тыс. К, а на высоте в несколько тыс. км достигает 15-20 тыс. К. Установлено, что в имеет место хаотическое (турбулентное) движение газовых масс со скоростями до 15×103 м/сек. В факелы в активных областях видны в монохроматическом свете сильных линий как светлые образования, называемые обычно флоккулами. В линии Нa хорошо видны темные 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 четырех расположенных симметрично относительно солнечного экватора зонах: полярных зонах севернее + 40° и южнее -40° 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, все протуберанцы по характеру движений можно разбить на 3 группы: электромагнитные, в которых движения происходят по упорядоченным искривленным траекториям - силовым линиям 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 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 полем в и солнечной короне.   Солнечная корона - самая внешняя и наиболее разреженная часть солнечной атмосферы, простирающаяся на несколько (более 10) солнечных радиусов. До 1931 корону можно было наблюдать только во время полных солнечных затмений в виде сияния вокруг закрытого Луной диска С (см. т. 9, вклейка к стр. 384-385). В короне хорошо выделяются детали ее структуры: шлемы, опахала, корональные лучи и полярные щеточки. 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 ее образуется в основном в результате рассеяния фотосферного излучения свободными электронами. Практически все в короне ионизованы. Концентрация ионов и свободных электронов у основания короны составляет 109 частиц в 1 см3. Нагрев короны осуществляется аналогично нагреву 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 серы и др. 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 расчеты, солнечная корона не находится в равновесии с межпланетной средой. Из короны в межпланетное пространство распространяются потоки частиц, образующие солнечный ветер. Между и короной имеется сравнительно тонкий переходный слой, в котором происходит резкий рост температуры до значений, характерных для короны. Условия в нем определяются потоком энергии из короны в результате теплопроводности. Переходный слой является источником большей части ультрафиолетового излучения С переходный слой и корона дают все наблюдаемое радиоизлучение С В активных областях структура короны и переходного слоя изменяется. Это изменение, однако, еще недостаточно изучено.   Солнечные вспышки. В активных областях 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 - вспышки). Вспышки лучше всего видны в свете линии Нa, 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 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 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 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 Некоторые солнечные вспышки (они называются протонными) сопровождаются особенно сильными потоками энергичных частиц - космическими лучами солнечного происхождения. Протонные вспышки создают опасность для находящихся в полете космонавтов, т.к. энергичные частицы, сталкиваясь с оболочки космического корабля, порождают тормозное, рентгеновское и гамма-излучение, причем иногда в опасных дозах.   Влияние солнечной активности на земные явления. С является в конечном счете источником всех видов энергии, которыми пользуется человечество (кроме энергии). Это - энергия ветра, падающей воды, энергия, выделяющаяся при сгорании всех видов горючего. Весьма многообразно влияние солнечной активности на процессы, происходящие в атмосфере, 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, или двух (целостат) движущихся зеркал (см. рис. к ст. Башенный телескоп). При строительстве больших солнечных телескопов 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 - прибор для исследования зеемановского расщепления и поляризации спектральных линий и определения величины и направления 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.: С, 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 ., Astrophysical quantities, 3 ed., L., 1973.   Э. Е. Дубов.