Сонце і його вплив на Землю

ЗМІСТ

1) Вступ
2) Історія спостережень за Сонцем
3) Загальна характеристика
4) Внутрішньо будова
5) Атмосфера Сонця

Сонячні плями

Смолоскипи
6) Хромосфера
7) Сонячна корона
8) Шлях Сонця серед зірок

Добовий шлях Сонця

Річний шлях Сонця
9) Сонячні затемнення
10) Ультрафіолетове випромінювання Сонця
11) Місце Сонця в галактиці
12) Цикли сонячної активності
13) Як Сонце впливає на Землю

Енергія сонячного світла

Сонячний вітер і міжпланетні магнітні поля

Бомбардування енергійними частками

Активність Сонця і здоров'я людей
14) Список використаної літератури

ВСТУП

Кожному напевно відомо, що не можна дивитися на Сонце неозброєнимоком, а тим більше в телескоп без спеціальних, дуже темних світлофільтрівабо інших пристроїв, що послаблюють світло. Нехтуючи цією порадою,спостерігач ризикує отримати сильний опік очі. Найпростіший спосіброзглядати Сонце - спроектувати його зображення на білий екран. Придопомоги навіть маленького любительського телескопа можна одержати збільшенезображення сонячного диска. Що ж ми можемо побачити на цьому зображенні?
Перш за все звертає на себе увагу різкість сонячного краю. Сонце --газова куля, що не має чіткої межі, а щільність його зменшується поступово.
Чому ж у такому випадку ми бачимо його різко окресленим? Справа все в тому, щопрактично все видиме випромінювання Сонця виходить з дуже тонкого шару,який має спеціальну назву - фотосфера (від грецького - "сферасвіту "). Його товщина не перевищує 300 кілометрів. Саме цей тонкий шар істворює у спостерігача ілюзію того, що Сонце має "поверхню"

Ісор СПОСТЕРЕЖЕННЯ

Історія телескопічних спостережень Сонця починається з спостережень,виконаних Г. Галлілеем в 1611 році; були відкриті сонячні плями,визначено період обертання Сонця навколо своєї осі. У 1843 році німецькийастроном Г. Швабе виявив циклічність сонячної активності. Розвитокметодів спектрального аналізу дозволив вивчити фізичні умови на
Сонце. У 1814 році Й. Фраунгофер знайшов темні лінії поглинання вспектрі Сонця - це поклало початок вивченню хімічного складу Сонця. З
1836 регулярно ведуться спостереження затемнень Сонця, що призвело довиявлення корони і хромосфери Сонця, а також сонячнихпротуберанців. У 1913 році американський астроном Дж. Хейл спостерігавзеєманівське розщеплення фраунгоферових ліній спектру сонячних плям іцим довів існування на Сонце магнітних полів. До 1942 шведськийастроном Б. Едлен та інші ототожнили кілька ліній спектру сонячноїкорони з лініями високоіонізоване елементів, довівши цим високутемпературу у сонячній короні. У 1931 році Б. Ліо винайшов сонячнийкоронограф, що дозволив спостерігати корону і хромосферу поза затемнень. Упочатку 40-х років XX століття було відкрито радіовипромінювання Сонця. Істотнимпоштовхом для розвитку фізики Сонця в другій половині XX століття сталорозвиток магнітної гідродинаміки й фізики плазми. Після початку космічноїери вивчення ультрафіолетового й рентгенівського випромінювання Сонця ведеться методами позаатмосферної астрономії за допомогою ракет, автоматичнихорбітальних обсерваторій на супутниках Землі, космічних лабораторій злюдьми на борту.

ЗАГАЛЬНА ХАРАКТЕРИСТИКА

Сонце, центральне тіло сонячної системи, являє собоюрозпечений плазмовий кулю; Сонце - найближча до Землі зоря. Маса
Сонця 1,990 • 10530 кг (у 332958 разів більша за масу Землі). У Сонцізосереджено 99,866% маси Сонячної системи. Сонячний паралаксдорівнює 8,794 "(4,263 • 105 радіан). Відстань від Землі до Сонця змінюєтьсявід 1,4710 • 10511 м (у січні) до 1,5210 • 10511 (у липні), складаючи в середньому
1,4960 • 10511 м. Цю відстань прийнято вважати однією астрономічноїодиницею. Середній кутовий діаметр Сонця складає 1919,26 "(9,305 • 105 -
3 рад), чому відповідає лінійний діаметр Сонця, що дорівнює 1,392 • х1059 м
(в 109 разів більше діаметру екватора Землі). Середня щільність Сонця
1,41 • 1053 кг/м. Прискорення вільного падіння на поверхні Сонцяскладає 273,98 м/сек. Друга космічна швидкість на поверхні
Сонця дорівнює 6,18 • 1055 м/сек. Ефективна температура поверхні Сонця,що визначається відповідно до закону випромінювання Стефана-Больцмана, за повнимвипромінювання Сонця дорівнює 5770 К.
Обертання Сонця навколо осі відбувається в тому ж напрямку, що іобертання Землі, у площині, нахиленою на 7 ° 15 'до площини орбіти
Землі (екліптики). Швидкість обертання визначається по видимому рухурізних деталей в атмосфері Сонця і по зсуву спектральних ліній вспектрі краю диска Сонця внаслідок ефекту Доплера. Таким чином буловиявлено, що період обертання Сонця неоднаковий на різних широтах.
Положення різних деталей на поверхні Сонця визначається за допомогоюгеліографічних координат, відлічуваних від сонячного екватора
(геліографічна широта) і від центрального меридіана видимого диска
Сонця або від певного меридіана, обраного в якості початкового (такзваного меридіана Каррінгтона). При цьому вважають, що Сонцеобертається як тверде тіло. Один оборот відносно Землі точки згеліографічною широтою 17 ° здійснюють за 27,275 доби (синодичнийперіод). Час обороту на тій же широті Сонця щодо зірок
(сидеричний період) - 25,38 доби. Кутова швидкість обертання 7f 0длясидеричному обертання змінюється з геліографічною широтою 7w0 позакону: 7w 0 = 14,33 ° -3 ° sin 52 7f на добу. Лінійна швидкість обертання наекваторі Сонця - близько 2000 м/сек.

Сонце як зірка є типовим жовтим карликом і розташовується всередній частині головної послідовності зір на діаграмі Герцшпрунга-
Рессела. Видима фотовізуальная зоряна величина Сонця дорівнює -26,74,візуальна абсолютна зоряна величина M 4v дорівнює 4,83. Показник кольору
Сонця становить для випадку синій (В) і візуальної (М) областей спектру
M 4B 0-M 4V 0 = 0,65. Спектральний клас Сонця G2V. Швидкість рухущодо сукупності найближчих зірок 19,7 • 1053 м/сек. Сонцерозташоване всередині однієї зі спіральних галузей нашої Галактики на відстаніблизько 10 КПС від її центру. Період обертання Сонця навколо центру Галактикиблизько 200 мільйонів років. Вік Сонця - близько 5 • 1059 років.

ВНУТРІШНЄ БУДОВА

Внутрішня будова Сонця визначено в припущенні, що воно єсферично симетричним тілом і знаходиться в рівновазі. Рівняння переносуенергії, закон збереження енергії, рівняння стану ідеального газу,закон Стефана-Больцмана та умови гідростатичного, променевого іконвекційного рівноваги разом з обумовленими зі спостережень значеннямиповної світності, повної маси і радіусу Сонця і даними про його хімічномускладі дають можливість побудувати модель внутрішньої будови Сонця.
Вважають, що вміст водню в Сонце за масою близько 70%, геліюблизько 27%, зміст всіх інших елементів близько 2,5%. На підставіцих припущень обчислено, що температура в центрі Сонця становить
10-15 • 1056 К, щільність близько 1,5 • 1055 кг/м, тиск 3,4 • 10516 н/м (близько
3 • 10511 атмосфер). Вважається, що джерелом енергії, які поповнюють втрати на випромінювання і підтримує високу температуру Сонця, є ядерніреакції, що відбуваються в надрах Сонця. Середня кількість енергії,виробляється усередині Сонця, становить 1,92 ерг/м/сек. Виділення енергіївизначається ядерними реакціями, за яких водень перетворюється нагелій. На Сонці можливі дві групи термоядерних реакцій: так званийпротон-протонний (водневий) цикл і вуглецевий цикл (цикл Бете).
Найбільш імовірно, що на Сонце переважає протон-протонний цикл,що складається з трьох реакцій, у першому з яких з ядер водню утворюютьсяядра дейтерію (важкий ізотоп водню, атомна маса; в другій зядер водню утворюються ядра ізотопу гелію з атомною масою 3 і,нарешті, в третій з них утворюються ядра стійкого ізотопу гелію затомною масою 4.
Перенесення енергії з внутрішніх шарів Сонця в основному відбувається шляхомпоглинання електромагнітного випромінювання, що приходить знизу, інаступного перевипромінювання. У результаті зниження температури привіддаленні від Сонця поступово збільшується довжина хвилі випромінювання,переносить велику частину енергії у верхні шари. Перенесення енергіїрухом гарячого речовини з внутрішніх шарів, а охолодженого всередину
(конвекція) відіграє істотну роль у порівняно більш високих шарах,утворюють конвективну зону Сонця, що починається на глибині близько
0,2 сонячних радіусу і має товщину близько 1058 м. Швидкість конвективнихрухів зростає з віддаленням від центру Сонця і в зовнішній частиніконвективної зони досягає (2-2,5) х1053 м/сек. У ще більш високих шарах
(в атмосфері Сонця) перенесення енергії знову здійснюється випромінюванням. Уверхніх шарах атмосфери Сонця (в хромосфері й короні) частину енергіїдоставляється механічними і магнітогідродинамічні хвилями, якігенеруються в конвективної зоні, але поглинаються лише у цих шарах.
Густина у верхній атмосфері дуже мала, і необхідний відвід енергії зарахунок випромінювання і теплопровідності можливий тільки, якщо кінетичнаенергія цих шарів досить велика. Нарешті, у верхній частині сонячноїкорони велику частину енергії забирають потоки речовини, які рухаються від Сонця,так званий сонячний вітер. Температура в кожному шарі встановлюєтьсяна такому рівні, що автоматично здійснюється баланс енергії:кiлькiсть принесеної енергії за рахунок поглинання всіх видів випромінювання,теплопровідністю або рухом речовини дорівнює сумі всіхенергетичних втрат шару.

Повне випромінювання Сонця визначається за освітленості, створюваної нимна поверхні Землі, - близько 100 тис. лк, коли Сонце знаходиться взеніті. Поза атмосферою на середній відстані Землі від Сонця освітленістьдорівнює 127 тисяч лк. Сила світла Сонця складає 2,84 • 10527 свічок.
Кількість енергії, що припадає за одну хвилину на площу в 1 см,поставлену перпендикулярно до сонячних променів за межами атмосфери насередній відстані Землі від Сонця, називають сонячною константою. Потужністьзагального випромінювання Сонця - 3,83 • 10526 ват, з яких на Землю потрапляєблизько 2 • 10517 ват, середня яскравість поверхні Сонця (при спостереженні позаатмосфери Землі) становить 1,98 • 1059 нт, яскравість центру диска Сонця -
2,48 • 1059 нт. Яскравість диска Сонця зменшується від центру до краю, причомуце зменшення залежить від довжини хвилі, так що яскравість на краю диска
Сонця для світла з довжиною хвиля 3600А складає 0,2 яскравості його центру, адля 5000А - близько 0,3 яскравості центру диска Сонця. На самому краю диска
Сонця яскравість падає в 100 разів протягом менше однієї секунди дуги,тому межа диска поглинання.
спектральний склад світла, що випромінюється Сонцем, тобто розподіленергії в центрі Сонця (після врахування впливу поглинання в земній атмосферіі впливу фраунгоферових ліній), загалом відповідаєрозподілу енергії у випромінюванні абсолютно чорного тіла з температуроюблизько 6000 К. В окремих ділянках спектра можуть помітнівідхилення. Максимум енергії в спектрі Сонця відповідає довжині хвилі
4600 А. Спектр Сонця - це безперервний спектр, ні який накладено більше
20 тисяч ліній поглинання (фраунгоферових ліній). Більше 60% з нихототожнене з спектральними лініями відомих хімічних елементівшляхом порівняння довжин хвиль і відносної інтенсивності лінії поглинання всонячному спектрі з лабораторними спектрами. Вивчення фраунгоферовихліній дає відомості не тільки про хімічний склад атмосфери Сонця, а й профізичні умови в тих шарах, у яких утворюються ті чи іншіпоглинання. Переважним елементом на Сонце є водень.
Кількість атомів гелію в 4-5 разів менше, ніж водню. Число атоміввсіх інших елементів разом узятих, по крайней мере, в 1000 разів меншечисла атомів водню. Серед них найбільш рясні кисень, вуглець,азот, магній, залізо та інші. У спектрі Сонця можна ототожнити такожлінії, що належать деяким молекул і вільним радикалам: OH, NH,
CH, CO та іншим.
Магнітні поля на Сонці вимірюються головним чином по зеєманівськерозщеплення ліній поглинання в спектрі Сонця. Розрізняють декілька типівмагнітних полів на Сонці. Загальне магнітне поле Сонця невелике ідосягає напруженості в 1 цієї чи іншої полярності і змінюється зчасом. Це поле тісно пов'язане з міжпланетним магнітним полем і йогосекторною структурою. Магнітні поля, пов'язані з сонячною активністю,можуть досягати в сонячних плямах напруженості в кілька тисяч.
Структура магнітних полів в активних областях дуже заплутана, чергуютьсямагнітні полюси різної полярності. Зустрічаються також локальнімагнітні області з напруженістю поля в сотні поза сонячних плям.
Магнітні поля проникають і в хромосферу, і в сонячну корону.
Велику роль на Сонце грають магнітогазодінаміческіе та плазмовіпроцеси. При температурі 5000 - 10000 До газ досить іонізована,провідність його велика і завдяки величезним масштабами сонячних явищзначення електромеханічних та магнітомеханіческіх взаємодій вельмивелике.

АТМОСФЕРА СОНЦЯ

Атмосферу Сонця утворюють зовнішні, доступні спостереженню шари. Майже всівипромінювання Сонця виходить з нижньої частини його атмосфери, званоїфотосферою. На підставі рівнянь променевого переносу енергії, променистогоі локального термодинамічної рівноваги і спостережуваного потоку випромінюваннятеоретично можна побудувати модель розподілу температури і щільностіз глибиною в фотосфері. Товщина фотосфери близько трьохсот кілометрів, їїсередня щільність 3 • 104-5 кг/м. Температура у фотосфері падає у мірупереходу до більш зовнішніх шарах, середнє її значення близько 6000 К, накордоні фотосфери близько 4200 К. Тиск змінюється від 2 • 1054 до 1052 н/м.
Конвекція в підфотосферній зоні Сонця виявляється унерівномірного яскравості фотосфери, її зернистості - так званоїгрануляційної структурі. Гранули являють собою яскраві цятки більше-менш круглої форми. Розмір гранул 150 - 1000 км, час життя 5 - 10хвилин, окремі гранули вдається спостерігати протягом 20 хвилин. Інодігранули утворюють скупчення розміром до 30 тисяч кілометрів. Гранули яскравішемежгранульних проміжків на 20 - 30%, що відповідає різниці втемпературі в середньому на 300 К. На відміну від інших утворень, наповерхні Сонця грануляція однакова на всіх геліографічних широтах іне залежить від сонячної активності. Швидкості хаотичних рухів
(турбулентні швидкості) у фотосфері складають за різними визначеннями 1 -
3 км/сек. У фотосфері виявлені квазіперіодичні коливальніруху в радіальному напрямку. Вони відбуваються на майданчиках розмірами 2 -
3 тисячі кілометрів з періодом близько п'яти хвилин і амплітудою швидкостіпорядку 500 м/сек. Після декількох періодів коливання в даному місцізгасають, потім можуть виникнути знову. Спостереження показали такожіснування осередків, у яких рух відбувається в горизонтальномунапрямку від центра осередку до її кордонів. Швидкості таких рухів близько
500 м/сек. Розміри осередків - супергранул становлять 30 - 40 тисячкілометрів. За положенням супергранул збігаються з осередками хромосферноїсітки. На кордонах супергранул магнітне поле посилено. Припускають, щосупергранул відображають на глибині декількох тисяч кілометрів підповерхнею конвективних осередків такого ж розміру. Спочаткупередбачалося, що фотосфера дає тільки безперервне випромінювання, а лініїпоглинання утворюються в розташованому над нею звертаємо шарі. Пізніше буловстановлено, що в фотосфері утворюються і спектральні лінії, ібезперервний спектр. Однак для спрощення математичних викладок прирозрахунку спектральних ліній поняття звертає шару іноді застосовується.
Часто в фотосфері спостерігаються сонячні плями і факели.

Сонячні плями

Сонячний плями - це темні утворення, що складаються, як правило, зтемнішого дра (тіні) і навколишнього його півтіні. Діаметри плямсягають двохсот тисяч кілометрів. Іноді пляма буває оточене світлоюкаймою. Зовсім аленький плями називають порами. Час життя плям віддекількох годин до декількох місяців. У спектрі плям ще більше ліній тасмуг поглинання, ніж у спектрі фотосфери, він нагадує спектр зіркиспектрального класу КВ. Зміщення ліній в спектрі плям через ефект
Доплера вказує на рух речовини в плямах - витікання нанизьких рівнях і втеканіе на більш високих, швидкості руху до 3тисяч?? м/сек. З порівнянь інтенсивності ліній і безперервного спектруплям і фотосфери випливає, що плями холодніше фотосфери на 1-2 тис.градусів (4500 К і нижче). Через це на фоні фотосфери плями здаютьсятемними, яскравість ядра складає 0,2 - 0,5 яскравості фотосфери, яскравістьпівтіні близько 80% фотосферної. Всі сонячні плями володіють сильниммагнітним полем, що досягає для великих плям напруженості 5 тисячестердов. Звичайно плями утворюють групи, які за своїм магнітного поляможуть бути уніполярні, біполярними і мультиполярними, тобтомістять багато плям різної полярності, часто об'єднаних загальноюпівтінню. Групи плям завжди оточені смолоскипами і флоккуламі,протуберанцями, поблизу них іноді відбуваються сонячні спалахи, і всонячній короні над ними спостерігаються утворення у вигляді променів шоломів,опахал - все це разом утворює активну область на Сонці. Середньорічначисло спостережуваних плям і активних областей, а також середня площа,займана ними, змінюється з періодом близько 11 років. Це - середня величина,тривалість ж окремих циклів сонячної активності коливається від
7,5 до 16 років. Найбільше число плям, одночасно видимих наповерхні Сонця, змінюється для різних циклів більш ніж у два рази. Уосновному плями зустрічаються в так званих королівських зонах,простягаються від 5 до 30 ° геліографічною широти по обидва сторонасонячного екватора. На початку циклу сонячної активності широта місцярозташування плям вище, а в кінці циклу - нижче, а на більш високихширотах з'являються плями нового циклу. Найчастіше спостерігаються біполярні групиплям, що складаються з двох великих плям - головного і наступного, що маютьпротилежну магнітну полярність, і кілька дрібніших. Головніплями мають одну і ту ж полярність протягом усього циклу сонячноїактивності, ці полярності протилежні в північній та південній півсфера
Сонця. Мабуть, плями являють собою заглиблення в фотосфері, ащільність речовини в них менше щільності речовини в фотосфері на тому жрівні.

Смолоскипи

В активних областях Сонця спостерігаються смолоскипи - яскраві фотосфернихосвіти, видимі в білому світі переважно поблизу краю диска
Сонця. Зазвичай смолоскипи з'являються раніше плям і існують деякийчас після їх зникнення. Площа факельних майданчиків у кілька разівперевищує площу відповідної групи плям. Кількість смолоскипів надиску Сонця залежить від фази циклу сонячної активності. Максимальнийконтраст (18%) смолоскипи мають поблизу краю диска Сонця, але не на самомукраю. В центрі диска Сонця факели практично не видні, їхній контрастдуже малий. Смолоскипи мають складну волокнисту структуру, їхній контрастзалежить від довжини хвилі, на якій проводяться спостереження. Температурасмолоскипів на кілька сотень градусів перевищує температуру фотосфери, загальнавипромінювання з одного квадратного сантиметра перевищує фотосферної на 3 - 5%.
Мабуть, смолоскипи кілька підносяться над фотосферою. Середнятривалість їхнього існування - 15 діб, але може досягати майжетрьох місяців.

Хромосфера

Вище фотосфери розташований шар атмосфери, що називаєтьсяхромосферою. Без Хромосферу можна побачити під часповного сонячного затемнення як рожеве кільце, що оточує темний диск в тіхвилини, коли Місяць повністю закриває фотосфери. Тоді можна спостерігати іспектр хромосфери. На краю диска Сонця хромосфера представляєтьсяспостерігачеві як нерівна смужка, з якої виступають окремі зубчики - хромосферні спікули. Діаметр спікули 200-2000 кілометрів, висота порядку
10000 кілометрів, швидкість підйому плазми в спікули до 30 км/сек.
Одночасно на Сонці може бути до 250 тисяч спікули. При спостереженні вмонохроматичному світлі на диску Сонця видно яскраву хромосферної сітка,складається з окремих вузликів - дрібних діаметром до 1000 км і великихдіаметром від 2000 до 8000 км. Великі вузлики являють собою скупченнядрібних. Розміри осередків сітки 30 - 40 тисяч кілометрів. Вважають, щоспікули утворюються на межі комірок хромосферної сітки. Щільність населення вхромосфері падає зі збільшенням відстані від центру Сонця. Числоатомів в одному куб. сантиметрі змінюється від 10515 0вблізі фотосфери до
1059 у верхній частині хромосфери. Дослідження спектрів хромосфери призвело довисновку, що в шарі, де відбувається перехід від фотосфери до хромосфері,температура переходить через мінімум і в міру збільшення висоти надпідставою хромосфери стає рівною 8 -10 тисяч кельвінів, а на висотіу кілька тисяч кілометрів досягає 15 - 20 тисяч кельвінів.
Встановлено, що в хромосфері має місце хаотичний рух газовихмас зі швидкостями до 15 • 1053 м/сек. У хромосфері факели в активнихобластях видно як світлі освіти, звані зазвичай флоккуламі. Учервоній лінії спектра водню добре видно темні утворення, що називаютьсяволокнами. На краю диска Сонця волокна виступають за диск і спостерігаються нафоні неба як яскраві протуберанці. Найбільш часто волокна і протуберанцізустрічаються в чотирьох розташованих симетрично щодо сонячногоекватора зонах: полярних зонах на північ і на південь від 40 ° -40 ° геліографічноюшироти і нізкошіротних зонах близько? (30 °) на початку циклу сонячноїактивності і? (17 °) наприкінці циклу. Волокна й протуберанці нізкошіротних зонпоказують добре виражений 11-річний цикл, їхній максимум збігається змаксимумом плям. У високоширотних протуберанців залежать від фазсонячної активності виражена менше, максимум настає через два роки після максимуму плям. Волокна, які є спокійними протуберанцями,можуть досягати довжини сонячного радіуса й існувати протягомдекількох обертів Сонця. Середня висота протуберанців над поверхнею
Сонця становить 30 - 50 тис. км, середня довжина - 200 тисячкілометрів, ширина - 5 тисяч кілометрів. Згідно з дослідженнями А. Б.
Північного, все протуберанці за характером руху можна розбити на 3групи: електромагнітні, в яких рухи відбуваються за впорядкованимвикривленим траєкторіях - силовим лініям магнітного поля; хаотичні, вяких переважають невпорядковані турбулентні руху (швидкостіблизько 10 км/сек); еруптивні, в яких речовина первісногоспокійного протуберанця з хаотичними рухами раптово викидається ззростаючою швидкістю (що досягає 700 км/сек) геть від Сонця.
Температура в протуберанцях (волокнах) 5 - 10 тисяч кельвінів,густина близька до середньої щільності хромосфери. Волокна, що представляютьсобою активні, мінливі протуберанці, досить швидко змінюються закілька годин або навіть хвилин. Форма й характер рухів у протуберанцяхтісно пов'язані з магнітним полем у хромосфері і сонячної корони.

сонячна корона

Сонячна корона - зовнішня і найбільш розріджена частина сонячноїатмосфери, що простягається на кілька (більше 10) сонячних радіусів. До
1931 корону можна було спостерігати тільки під час повного сонячногозатемнень у вигляді сріблясто-перлинного сяйва за допомогою орбітальних телескопів диска
Сонця. У короні добре виділяються деталі її структури: шоломи, віяла,корональні промені й полярні щіточки. Після винаходу коронографасонячну корону стали спостерігати і поза затемнень. Загальна форма коронизмінюється з фазою циклу сонячної активності: у роки мінімуму корона сильновитягнута уздовж екватора, у роки максимуму вона майже сферична. У біломусвітлі поверхнева яскравість сонячної корони в мільйон разів менше яскравостіцентру диска Сонця. Її свічення утворюється в основному в результатірозсіювання фотосферного випромінювання вільними електронами. Практичновсі атоми в короні іонізовані. Концентрація іонів і вільнихелектронів біля основи корони складає 1059 частинок в 1 см. Нагрівання коронианалогічне до нагрівання хромосфери. Найбільше виділення енергії відбувається в нижній частині корони, але завдяки високій теплопровідностікорона майже ізотермічна - температура знижується назовні дуже повільно.
Відтік енергії в короні відбувається кількома шляхами.

У нижній частині корони витік енергії вниззавдяки теплопровідності. До втрати енергії призводить відхід із коронинайшвидших часток. У зовнішніх частинах корони велику частину енергіївідносить сонячний вітер - потік корональної газу, швидкість якогозростає з віддаленням від Сонця від декількох км/сек у його поверхні до 450км/сек на відстані Землі. Температура в короні перевищує 1056 К. Вактивних шарах корони температура вище - до 1057 К. Над активними областямиможуть утворюватися так звані корональні конденсації, у якихконцентрація часток зростає в десятки разів. Частина випромінювання всередині корони
- Це лінії випромінювання багаторазово іонізованих атомів заліза, кальцію,магнію, вуглецю, кисню, сірки та інших хімічних елементів. Вониспостерігаються і у видимій частині спектру і в ультрафіолетової області. Усонячній короні генерується радіовипромінювання Сонця в метровому діапазоні ірентгенівське випромінювання, що підсилюється в багато разів в активнихобластях. Як показали розрахунки, сонячна корона не знаходиться врівновазі з міжпланетної середовищем. З корони в міжпланетний простірпоширюються потоки часток, що утворюють сонячний вітер. Міжхромосферою й короною є порівняно тонкий перехідний шар, вякому відбувається різке зростання температури до значень, характерних длякорони. Умови в ньому визначаються потоком енергії з корони в результатітеплопровідності. Перехідний шар є джерелом більшої частиниультрафіалетового випромінювання Сонця. Хромосфера, перехідний шар і коронастворюють радіовипромінювання Сонця. В активних областяхструктура хромосфери, корони і перехідного шару змінюється. Ця зміна,однак, ще мало вивчений.

В активних областях хромосфери спостерігаються раптові і порівнянокороткочасні збільшення яскравості, видимі відразу в багатьох спектральнихлініях. Ці яскраві освіти існують від декількох хвилин до декількохгодин. Вони називаються сонячними спалахами (колишня назва - хромосферніспалаху). Спалахи найкраще видно в світі водневої лінії, але найбільшяскраві помітні й у білому світі. У спектрі сонячного спалахуналічується декілька сотень емісійних ліній різних елементів,нейтральних і іонізованих. Температура тих шарів сонячної атмосфери,які дають світіння в хромосферних лініях (1-2) х1054 К, у більшвисоких шарах - до 1057 К. Щільність часток у спалаху досягає 10513 -
10514 в одному кубічному сантиметрі. Площа сонячних спалахів можедосягати 10515 м. Звичайно сонячні спалахи відбуваються поблизу швидкощо розвиваються груп сонячних плям з магнітним полем складної конфігурації.
Вони супроводжуються активізацією волокон і флоккулов, а також викидамиречовини. При спалаху виділяється велика кількість енергії (до 10521 -
10525 джоулів). Передбачається, що енергія сонячного спалаху спочаткузапасається в магнітному полі, а потім швидко вивільняється, що призводить долокального нагріву і прискорення протонів і електронів, що викликають подальшийрозігрів газу, його світіння в різних ділянках спектра електромагнітноговипромінювання, освіта ударної хвилі. Сонячні спалахи дають значнезбільшення ультрафіалетового випромінювання Сонця, супроводжуються сплескамирентгенівського випромінювання (іноді досить потужними), сплескамирадіовипромінювання, викидом карпускул високих енергій аж до 10510 еВ.
Іноді спостерігаються сплески рентгенівського випромінювання і без посиленнясвічення в хромосфері. Деякі спалаху (вони називаються протони)супроводжуються особливо сильними потоками енергійних частинок - космічнимипроменями сонячного походження. Протонні спалаху створюють небезпекудля знаходяться в польоті космонавтів, тому що енергійні частинки,стикаючись з атомами оболонки корабля породжують рентгенівське й гамма -випромінювання, причому іноді в небезпечних дозах.

Рівень сонячної активності (число активних областей і сонячнихплям, кількість і потужність сонячних спалахів і т.д.) змінюється зперіодом близько 11 років. Існують також слабкі коливання величинимаксимумів 11-річного циклу з періодом близько 90 років. На Землі 11-річнийцикл простежується на цілому ряді явищ органічної та неорганічноїприроди (зміни магнітного поля, полярні сяйва, збурення іоносфери,зміна швидкості росту дерев з періодом близько 11 років, встановленим зачергуванням товщини річних кілець, і т.д.). На земні процеси надаютьтакож вплив окремі активні області на Сонце і відбуваються в нихкороткочасні, але іноді дуже потужні спалаху. Час існуванняокремої магнітної області на Сонці може досягати одного року.
Викликаються цією областю обурення в магнітосфері та верхній атмосфері
Землі повторюються через 27 діб (з контрольоване з Землі періодом обертання
Сонця). Найбільш потужні прояви сонячної активності - сонячні
(хромосферні) спалахи відбуваються нерегулярно (частіше поблизу періодівмаксимальної активності), їх тривалість складає 5-40 хвилин, рідкокілька годин. Енергія хромосферної спалаху може досягати 10525джоулів, через що виділяється при спалаху енергії лише 1-10% припадає наелектромагнітне випромінювання в оптичному діапазоні. У порівнянні з повнимвипромінюванням Сонця в оптичному діапазоні енергія спалаху не велика, алекороткохвильове випромінювання спалаху і генеруються при спалахів електрони, аіноді сонячні космічні промені можуть дати помітний внесок урентгенівське і карпускулярное випромінювання Сонця. У періоди підвищеннясонячної активності його рентгенівське випромінювання збільшується в діапазоні
30 -10 нм у два рази, в діапазоні 10 -1 нм у 3-5 разів, в діапазоні 1-0,2 нмбільш ніж у сто разів. У міру зменшення довжини хвилі випромінювання внесокактивних областей в повне випромінювання Сонця збільшується, і в останньомуіз зазначених діапазонів практично все випромінювання обумовлено активнимиобластями. Жорстке рентгенівське випромінювання з довжиною хвилі менше 0,2 нмз'являється в спектрі Сонця всього лише на короткий час після спалахів.
В ультрафіолетовому діапазоні (довжина хвилі 180-350 нм) випромінювання
Сонця за 11-річний цикл змінюється всього на 1-10%, а в діапазоні 290-2400 нмзалишається практично постійним і складає 3,6 • 10526 ват.
Сталість енергії, що отримується Землею від Сонця, забезпечуєстаціонарність теплового балансу Землі. Сонячна активність істотно непозначається не енергетиці Землі як планети, але окремі компонентивипромінювання хромосферних спалахів можуть мати значний вплив нафізичні, біофізичні і біохімічні процеси на Землі.

Активні області є потужним джерелом корпускулярного випромінювання.
Частинки з енергіями близько 1 кэв (в основному протони), що поширюютьсяуздовж силових ліній міжпланетного магнітного поля з активних областейпідсилюють сонячний вітер. Ці посилення (пориви) сонячного вітруповторюються через 27 днів і називаються рекурентних. Аналогічні потоки,але ще більшої енергії і щільності, виникають при спалахах. Вони викликаютьтак звані спорадичні збурення сонячного вітру і досягають Земліза інтервали часу від 8 годин до двох діб. Протони високої енергії (від
100 МеВ до 1 ГеВ) від дуже сильних "протонних" спалахів і електрони зенергією 10-500 кэв, що входять до складу сонячних космічних променів,приходять до Землі через десятки хвилин після спалахів; трохи пізнішеприходять ті з них, які потрапили до "пастки" міжпланетного магнітногополя і рухалися разом із сонячним вітром. Короткохвильове випромінювання ісонячні космічні промені (у високих широтах) іонізують земну атмосферу, що призводить до коливань її прозорості в ультрафіолетовому іінфрачервоному діапазонах, а також до змін умов розповсюдженнякоротких радіохвиль (у ряді випадків спостерігаються порушення короткохвильовоїрадіозв'язку).
Посилення сонячного вітру, викликане спалахом, призводить до стисненнямагнітосфери Землі з сонячної сторони, посиленню струмів на її зовнішнійкордоні, частковому проникненню часток сонячного вітру в глибмагнітосфери, поповненню частинками високих енергій радіаційних поясів
Землі і т.д. Ці процеси супроводжуються коливаннями напруженостігеомагнітного поля (магнітною бурею), полярними сяйвами та іншимигеофізичними явищами, що відображають загальне обурення магнітного поля
Землі. Вплив активних процесів на Сонці (сонячних бурь) нагеофізичні явища здійснюється як короткохвильової радіацією, так ічерез посредство магнітного поля Землі. Очевидно, ці фактори єголовними і для фізико-хімічних та біологічних процесів. Простежитивесь ланцюг зв'язків, що призводять до 11-річної періодичності багатьох процесівна Землі поки не вдається, але накопичений великий фактичний матеріал незалишає сумнівів в існуванні таких зв'язків. Так, було встановленокореляція між 11-річним циклом сонячної активності та землетрусами,врожаями сільгоспкультур, числом серцево-судинних захворювань і т.д.
Ці дані вказують на постійне дію сонячно-земних зв'язків.

Спостереження Сонця ведуться за допомогою рефракторів невеликого абосереднього розміру і великих дзеркальних телескопів, у яких великачастина оптики нерухома, а сонячні промені направляються усерединугоризонтальної або баштовою установки телескопа за допомогою одного чи двохрухомих дзеркал. Створено спеціальний тип сонячного телескопа --внезатменний коронограф. Всередині коронографа здійснюється затемнення
Сонця спеціальним непрозорим екраном. У коронографа у багато разівзменшується кількість розсіяного світла, тому можна спостерігати позазатемнення самі зовнішні шари атмосфери Сонця. Сонячні телескопи частозабезпечуються вузькосмуговим світлофільтрами, що дозволяють вести спостереження всвітлі однієї спектральної лінії. Створені також нейтральні світлофільтри ззмінною прозорістю по радіусу, що дозволяють спостерігати сонячнукорону на відстані декількох радіусів Сонця. Зазвичай великі сонячнітелескопи забезпечуються потужними спектрографа з фотографічною абофотоелектричної фіксацією спектрів. Спектрограф може мати такожмагнітограф - прилад для дослідження зеєманівське розщеплення іполяризації спектральних ліній і визначення величини і напрямкимагнітного поля на Сонці. Необхідність усунути замивающее діюземної атмосфери, а також дослідження випромінювання Сонця в ультрафіолетової, інфрачервоній і деяких інших областях спектру, які поглинаються ватмосфері Землі, призвели до створення орбітальних обсерваторій за межамиатмосфери, що дозволяють одержувати спектри Сонця й окремих утворень найого поверхні поза земної атмосфери.

ШЛЯХ СОНЦЯ СЕРЕД ЗІРОК

Добовий шлях Сонця

Кожного дня, піднімаючись з-за горизонту у східній стороні неба, Сонцепроходить по небу і знову ховається на заході. Для мешканців Північногопівкулі цей рух відбувається зліва направо, для жителів півдня - справа наліво.
Опівдні Сонце досягає найбільшої висоти, або, як говорять астрономи,кульмінірует. Полудень - це верхня кульмінація, а буває ще й нижня - уопівночі. У наших середніх широтах нижня кульмінація Сонця не видно, такяк вона відбувається під горизонтом. А от за Полярним колом, де Сонцевлітку іноді не заходить, можна спостерігати і верхню, і нижню кульмінації.
На географічному полюсі добовий шлях Сонця практично паралельнийгоризонту. З'явившись в день весняного рівнодення, Сонце чверть рокупіднімається все вище і вище, описуючи кола над