¬веденн¤

 оли б смертним високо

Ѕуло можливе ввись лет≥ти

ўоб до —онц¤ тл≥нне наше око

ћогло, наблизившис¤, гл¤нути

“од≥ б з≥ вс≥х в≥дкривс¤ крањн

ќкеан, що горить в≥чно.

“ам вогн¤н≥ вали прагнуть

≤ не знаход¤ть берег≥в;

“ам вихори полум'¤н≥ крут¤тьс¤

Ѕорючись безл≥ч стол≥ть;

“ам кам≥нн¤, ¤к вода, кипить

ѕалаюч≥ там дощ≥ шумл¤ть.

ћ.¬. Ћомоносов

—онце граЇ вин¤ткову роль в житт≥ «емл≥. ƒек≥лька м≥ль¤рд≥в рок≥в тому навкруги нього сформувалис¤ планети ≥ в њх числ≥ «емл¤. «годом весь орган≥чний св≥т нашоњ планети став зобов'¤заний —онцю своњм ≥снуванн¤м. —онце не т≥льки джерело св≥тла ≥ тепла, але ≥ первинне джерело багатьох ≥нших вид≥в енерг≥њ. « ним не пов'¤зан≥ лише сейсм≥чн≥ процеси на «емл≥, невелика притока тепла з надр «емл≥, енерг≥¤, що вид≥л¤Їтьс¤ в результат≥ м≥с¤чних прилив≥в ≥ при пад≥нн≥ метеорит≥в, а також н≥кчемна к≥льк≥сть енерг≥њ, що поступаЇ на «емлю в≥д ≥нших небесних тел.

“рохи з ≥стор≥њ

—онце -- саме знайоме кожному небесне т≥ло. —онце завжди привертало до себе увагу людей, але ≥ сьогодн≥ вченим доводитьс¤ визнавати, що —онце тањть в соб≥ немало загадок.

¬≥дв≥ку у р≥зних народ≥в —онце було предметом поклон≥нн¤. ¬икористовуючи очевидну роль —онц¤ ¤к джерела житт¤ на «емл≥, представники церкви спри¤ли розвитку поклон≥нн¤ —онцю, культу —онц¤. —онце обожнювалос¤ р≥зними народами (√ел≥ос -- грецький бог —онц¤, ћитра -- бог —онц¤ у персидц≥в, –а -- у Їгипт¤н, яр або яр≥ло -- у наших предк≥в слов'¤н, ћолох -- у стародавн≥х карфаген¤н ≥ ≥н.). ўоб задобрити могутнього бога —онц¤, люди приносили йому в жертву багат≥ дари, а нер≥дко ≥ людськ≥ житт¤.

—учасному у¤вленню про —онце передував важкий багатов≥ковий шл¤х людини в≥д незнанн¤ до знанн¤, в≥д ¤вища до Їства, в≥д обожнюванн¤ —онц¤ до практичного використовуванн¤ його енерг≥њ. Ѕув час, коли люди н≥чого не знали про розм≥ри —онц¤ ≥ його температуру, стан речовини —онц¤ ≥ т.д. не знаючи про в≥дстань до —онц¤, стародавн≥ приймали видим≥ розм≥ри за д≥йсн≥. √еракл≥т, наприклад, вважав, що Ђ—онце маЇ ширину в ступню людськуї, јнаксагор вельми невпевнено допускав, що —онце може бути б≥льшим, н≥ж воно здаЇтьс¤, ≥ пор≥внював його з ѕелопоннесськ≥м п≥востровом. јбсолютно не¤сною залишалас¤ картина ф≥зичноњ природи —онц¤. ѕ≥фагор≥йц≥, наприклад, його в≥дносили до планет ≥ над≥лювали кришталевою сферою. ќдин з учн≥в ѕ≥фагора -- ‘≥лолай (V в. до н. э.), допускаючий думку про рух «емл≥, вважав, що —онце не маЇ н≥¤кого в≥дношенн¤ до Ђцентрального вогнюї, навкруги ¤кого воно, на його думку, саме обертаЇтьс¤ разом ≥з «емлею, ћ≥с¤цем ≥ п'¤тьма планетами (≥ вигаданим небесним т≥лом -- Ђпротивоземлеюї) ≥ ¤кий залишаЇтьс¤ невидимим дл¤ жител≥в «емл≥. —л≥д зазначити, що под≥бн≥ вигадан≥ у¤вленн¤ про рух «емл≥ не можна зм≥шувати з першими науковими припущенн¤ми про рух «емл≥, що належать, мабуть, јристарху —амосському (III в. до н. э.), ¤кий вперше дав метод визначенн¤ пор≥вн¤льних в≥дстаней до —онц¤ ≥ ћ≥с¤ц¤. Ќе дивл¤чись на незадов≥льн≥сть одержаних результат≥в (було знайдено, що —онце знаходитьс¤ в 19--20 раз≥в дал≥ в≥д «емл≥, н≥ж ћ≥с¤ць), св≥тогл¤дне ≥ наукове значенн¤ њх дуже велике, оск≥льки вперше був науково поставлено ≥ частково вир≥шено питанн¤ про визначенн¤ в≥дстан≥ до —онц¤. Ѕез принципово правильного дозволу цього питанн¤ не могло бути ≥ мови про з'¤суванн¤ ≥стинних розм≥р≥в —онц¤. ¬ II в. до н.е. √иппарх знаходить, що паралакс —онц¤ (тобто кут, п≥д ¤ким з в≥дстан≥ —онц¤ видний рад≥ус «емл≥) р≥вний 3, що в≥дпов≥даЇ в≥дстан≥ до нього в 1200 земних рад≥ус≥в, ≥ це вважалос¤ в≥рним, майже в≥с≥мнадц¤ть стол≥ть -- до роб≥т  еплера, √евел≥¤, √алле¤, √юйгенса. ќстанньому (XVII в.) належить найточн≥ше визначенн¤ в≥дстан≥ до —онц¤ (160 млн. км). Ќадал≥ досл≥дники в≥дмовл¤ютьс¤ в≥д безпосереднього визначенн¤ паралакса —онц¤ ≥ застосовують непр¤м≥ методи. “ак, наприклад, досить точне значенн¤ горизонтального паралакса набували з нагл¤д≥в марса в протисто¤нн≥ або ¬енери п≥д час њњ проходженн¤ по диску —онц¤.

¬ XX в. усп≥шн≥ вим≥рюванн¤ сон¤чного паралакса виконувалис¤ при нагл¤дах астероњд≥в. Ѕула дос¤гнута значна точн≥сть у визначенн≥ паралакса —онц¤ (р=8",790±0",001). —он¤чний паралакс вим≥рювали ≥ р≥зноман≥тними ≥ншими методами, з ¤ких найточн≥шими ви¤вилис¤ нагл¤ди рад≥олокац≥й ћеркур≥¤ ≥ ¬енери, виконан≥ рад¤нськими ≥ американськими ученими на початку 60-х рок≥в.

ƒо початку XVII в. в≥днос¤тьс¤ знаменит≥ телескоп≥чн≥ нагл¤ди √ал≥леЇм сон¤чних пл¤м, його боротьба за доказ того, що пл¤ми знаход¤тьс¤ на поверхн≥ —онц¤. Ѕуло в≥дкрито обертанн¤ —онц¤, накопичен≥ дан≥ про ¤дра ≥ п≥вт≥нь пл¤м, знайден≥ пл¤мостворювальн≥ зони на —онц≥. ѕроте пл¤ми ще довгий час приймали за вершини г≥р або продукти вулкан≥чних вивержень. Ѕ≥льш п≥встол≥тт¤м признавалас¤ фантастична теор≥¤ ¬≥ль¤ма √ершел¤, запропонована њм в 1795 р., ¤ка грунтувалас¤ на у¤вленн¤х ј. ¬илсона, що п≥дтвердилис¤ згодом, про те, що пл¤ми -- це поглибленн¤ в сон¤чн≥й поверхн≥. «г≥дно теор≥њ √ершел¤, внутр≥шнЇ ¤дро —онц¤ -- холодне, тверде, темне т≥ло, оточене двома шарами: зовн≥шн≥й хмарний шар -- це фотосфера, а внутр≥шн≥й -- граЇ роль захисного екрану (захищаючого ¤дро в≥д д≥њ огнедишноњ фотосфери). “≥нь пл¤ми -- це просв≥т холодного ¤дра —онц¤ кр≥зь хмарн≥ шари, а п≥вт≥нь -- просв≥ти внутр≥шнього хмарного шару. √ершель зробив наступний загальний висновок з своЇњ теор≥њ: Ђз ц≥Їњ новоњ точки зору —онце представл¤Їтьс¤ мен≥ незвичайно величною, величезною ≥ ¤скравою планетою; очевидно, це перше або, точн≥ше кажучи, Їдине первинне т≥ло нашоњ системи... всього в≥рог≥дн≥ше, що воно жиле, под≥бно решт≥ планет, ≥стотами, органи ¤ких пристосували до особливих умов, пануючих на ц≥й величезн≥й кул≥ї. Ќе ¤к≥ схож≥ ц≥ нањвн≥ у¤вленн¤ про —онце на ген≥альн≥ думки Ћомоносова про природу нашого денного св≥тила.

ƒавно п≥шло в минуле рел≥г≥йне поклон≥нн¤ св≥тилу. «араз учен≥ вивчають природу —онц¤, з'¤совують його вплив на «емлю, працюють над проблемою практичного вживанн¤ невичерпноњ сон¤чноњ енерг≥њ. ¬ажливо ≥ те, що —онце -- найближча до нас з≥рка, Їдина з≥рка в —он¤чн≥й, систем≥. “ому, вивчаючи —онце, ми д≥знаЇмос¤ про багато ¤вищ ≥ процеси, властив≥ з≥ркам ≥ неприступних детальному нагл¤ду через величезну в≥ддален≥сть з≥рок.

—онце ¤к небесне т≥ло

—онце -- центральне т≥ло —он¤чноњ системи -- Ї дуже гар¤чою плазмовою кулею. —онце -- найближча до «емл≥ з≥рка. —в≥тло в≥д нього доходить до нас за 8? хв. —онце вир≥шальним чином вплинуло на утворенн¤ вс≥х т≥л —он¤чноњ системи ≥ створило т≥ умови, ¤к≥ привели до виникненн¤ ≥ розвитку на «емл≥ житт¤.

—онце, ймов≥рно, виникло разом з ≥ншими т≥лами —он¤чноњ системи з газопиловоњ туманност≥ приблизно 5 млрд. рок≥в тому. —початку речовина —онц¤ сильно роз≥гр≥валас¤ через грав≥тац≥йне стисненн¤, але незабаром температура ≥ тиск в надрах наст≥льки зб≥льшилис¤, що мимов≥льно почали в≥дбуватис¤ ¤дерн≥ реакц≥њ. ¬ результат≥ цього дуже сильно п≥дн¤лас¤ температура в центр≥ —онц¤, а тиск в його надрах зр≥с наст≥льки, що змогло зр≥вноважити силу т¤жкост≥ ≥ зупинити грав≥тац≥йне стисненн¤. “ак виникла сучасна структура —онц¤. ÷¤ структура п≥дтримуЇтьс¤ пов≥льним перетворенн¤м водню, що в≥дбуваЇтьс¤ в його надрах, в гел≥й. «а 5 млрд. рок≥в ≥снуванн¤ —онц¤ вже близько половини водню в його центральн≥й област≥ перетворилос¤ на гел≥й. ¬ результат≥ цього процесу вид≥л¤Їтьс¤ та к≥льк≥сть енерг≥њ, ¤ке —онце випром≥нюЇ в св≥товий прост≥р.

ѕотужн≥сть випром≥нюванн¤ —онц¤ дуже велика: вона р≥вна 3,8*1020 ћ¬т. Ќа «емлю потрапл¤Ї н≥кчемна частина сон¤чноњ енерг≥њ, що становить близько половини м≥ль¤рдноњ частки. ¬она п≥дтримуЇ в газопод≥бному стан≥ земну атмосферу, пост≥йно нагр≥ваЇ сушу ≥ водоймища, даЇ енерг≥ю в≥трам ≥ водопадам, забезпечуЇ життЇд≥¤льн≥сть тварин ≥ рослин. „астина сон¤чноњ енерг≥њ запасена в надрах «емл≥ у вигл¤д≥ кам'¤ного вуг≥лл¤, нафти ≥ ≥нших корисних копалин.

¬идимий ≥з «емл≥ д≥аметр —онц¤ складаЇ б≥л¤ 0,5∞, в≥дстань до нього в 107 раз≥в перевищуЇ його д≥аметр. ќтже, д≥аметр —онц¤ р≥вний 1 392 000км, що в 109 раз≥в б≥льше земного д≥аметра.

якщо пор≥вн¤ти дек≥лька посл≥довних фотограф≥й —онц¤, то можна пом≥тити, ¤к м≥н¤Їтьс¤ положенн¤ деталей, наприклад пл¤м на диску. ÷е в≥дбуваЇтьс¤ через обертанн¤ —онц¤. —онце обертаЇтьс¤ не ¤к тверде т≥ло. ѕл¤ми, що знаход¤тьс¤ поблизу екватора —онц¤, випереджають пл¤ми, розташован≥ в середн≥х широтах. ќтже, швидкост≥ обертанн¤ р≥зних шар≥в —онц¤ р≥зн≥: точки екватор≥альноњ област≥ —онц¤ мають не т≥льки найб≥льш≥ л≥н≥йн≥, але ≥ найб≥льш≥ кутов≥ швидкост≥. ѕер≥од обертанн¤ екватор≥альних областей —онц¤ 25 земних д≥б, а пол¤рних -- б≥льше 30.

—онце Ї сферично симетричним т≥лом, що знаходитьс¤ в р≥вноваз≥. ”сюди на однакових в≥дстан¤х в≥д центру ц≥Їњ кул≥ ф≥зичн≥ умови однаков≥, але вони пом≥тно м≥н¤ютьс¤ у м≥ру наближенн¤ до центру. √устина ≥ тиск швидко наростають углиб, де газ сильн≥ше стислий тиском вищерозм≥щених шар≥в. ќтже, температура також росте у м≥ру наближенн¤ до центру. «алежно в≥д зм≥ни ф≥зичних умов —онце можна розд≥лити на дек≥лька концентричних шар≥в, поступово перех≥дних один в одного.

¬ центр≥ —онц¤ температура складаЇ 15 млн. градус≥в, а тиск перевищуЇ сотн≥ м≥ль¤рд≥в атмосфер. √аз стислий тут до густини близько 1,5*105 кг/м3^.

¬с≥ розгл¤нут≥ вище шари —онц¤ фактично не спостер≥гаютьс¤. ѕро њх ≥снуванн¤ в≥домо або з теоретичних розрахунк≥в, або на п≥дстав≥ непр¤мих даних. Ќад конвективною зоною розташовуютьс¤ безпосередньо спостережуван≥ шари —онц¤, зван≥ його атмосферою. ¬они краще вивчен≥, оск≥льки про њх властивост≥ можна судити з нагл¤д≥в.

—он¤чна атмосфера також складаЇтьс¤ з дек≥лькох р≥зних шар≥в. Ќайглибший ≥ тонкий з них -- фотосфера, безпосередньо спостережувана у видимому безперервному спектр≥. ‘отосфера -- сфераї —онц¤, що Ђсв≥титьс¤, -- самий нижн≥й шар його атмосфери, випром≥нюючий левову частку поступаючоњ в≥д —онц¤ енерг≥њ. “овщина фотосфери близько 300км. „им глибше шари фотосфери, тим вони гар¤ч≥ше. ¬ зовн≥шн≥х, б≥льш холодних шарах фотосфери на фон≥ безперервного спектру утворюютьс¤ фраунгоферов≥ л≥н≥њ поглинанн¤.

ƒосл≥дженн¤ фраунгоферових л≥н≥й дозвол¤Ї визначити х≥м≥чний склад атмосфери —онц¤. Ќа —онц≥ знайдено б≥льше 70 х≥м≥чних елемент≥в. Ќ≥¤ких Ђнеземнихї елемент≥в —онце не м≥стить. Ќайпоширен≥ш≥ елементи на —онц≥ -- водень (б≥л¤ 70% вс≥Їњ маси —онц¤) ≥ гел≥й (29%).

ѕ≥д час найб≥льшого спокою земноњ атмосфери в телескоп можна спостер≥гати характерну зернисту структуру фотосфери. „ергуванн¤ маленьких св≥тлих пл¤мочок -- гранул -- розм≥ром близько 1000км, оточен≥ темними пром≥жками, створюЇ враженн¤ ком≥рчастоњ структури -- гранул¤ц≥¤. ¬иникненн¤ гранул¤ц≥њ пов'¤зано з конвекц≥Їю, що в≥дбуваЇтьс¤ п≥д фотосферою. ќкрем≥ гранули на дек≥лька сотень градус≥в гар¤ч≥ше навколишнього њх газу, ≥ прот¤гом дек≥лькох хвилин њх розпод≥л по диску —онц¤ м≥н¤Їтьс¤. —пектральн≥ зм≥ни св≥дчать про рух газу в гранулах, схожих на конвективн≥: в гранулах газ п≥д≥ймаЇтьс¤, а м≥ж ними -- опускаЇтьс¤.

÷≥ рухи газ≥в породжують в сон¤чн≥й атмосфер≥ акустичн≥ хвил≥, под≥бн≥ звуковим хвил¤м в пов≥тр≥.

–озповсюджуючись у верхн≥ шари сон¤чноњ атмосфери, хвил≥, що виникли в конвективн≥й зон≥ ≥ у фотосфер≥, передають њм частину механ≥чноњ енерг≥њ конвективних рух≥в ≥ провод¤ть нагр≥ванн¤ газ≥в подальших шар≥в атмосфери —онц¤ -- хромосфери ≥ корони. ¬ результат≥ верхн≥ шари фотосфери з температурою близько 4500 ƒо ви¤вл¤ютьс¤ Ђнайхолодн≥шимиї на —онц≥. як углиб, так ≥ вгору в≥д них температура газ≥в швидко росте.

–озташований над фотосферою шар, званий хромосферою, п≥д час повних сон¤чних затьмарень в т≥ хвилини, коли ћ≥с¤ць повн≥стю закриваЇ фотосферу, видний ¤к рожеве к≥льце, що оточуЇ темний диск. Ќа краю хромосфери спостер≥гаютьс¤ виступаюч≥ ¤к би ¤зички полум'¤ -- хромосферн≥ сп≥кули, представл¤юч≥ собою вит¤гнут≥ стовпчики з ущ≥льненого газу. “од≥ ж можна спостер≥гати ≥ спектр хромосфери, так званий спектр спалаху. ¬≥н складаЇтьс¤ з ¤скравих ем≥с≥йних л≥н≥й водню, гел≥ю, ≥он≥зованого кальц≥ю ≥ ≥нших елемент≥в, ¤к≥ раптово спалахують п≥д час повноњ фази затьмаренн¤. ¬ид≥л¤ючи випром≥нюванн¤ —онц¤ в цих л≥н≥¤х, можна одержати в них його зображенн¤. ¬ додатку приведена фотограф≥¤ д≥л¤нки —онц¤, одержана в пром≥нн≥ водню (червона спектральна л≥н≥¤ з довжиною хвиль 656,3 нм). ƒл¤ випром≥нюванн¤ в ц≥й довжин≥ хвил≥ хромосфери непрозора, а тому випром≥нюванн¤ глибше розташованоњ фотосфери на зн≥мку в≥дсутнЇ.

’ромосфера в≥др≥зн¤Їтьс¤ в≥д фотосфери значно б≥льш неправильною неоднор≥дною структурою. ѕом≥тн≥ два типи неоднор≥дностей -- ¤скрав≥ ≥ темн≥. «а своњми розм≥рами вони перевищують фотосферн≥ гранули. ¬ ц≥лому розпод≥л неоднор≥дностей утворюЇ так звану хромосферну с≥тку, особливо добре пом≥тну в л≥н≥њ ионизованного кальц≥ю. як ≥ гранул¤ц≥¤, вона Ї сл≥дством рух≥в газ≥в в п≥дфотосферн≥й конвективн≥й зон≥, що т≥льки в≥дбуваютьс¤ в б≥льш крупних масштабах. “емпература в хромосфер≥ швидко росте, дос¤гаючи у верхн≥х њњ шарах дес¤тк≥в тис¤ч градус≥в.

—ама зовн≥шн¤ ≥ дуже розр≥джена частина сон¤чноњ атмосфери -- корона, що простежуЇтьс¤ в≥д сон¤чного л≥мба до в≥дстаней в дес¤тки сон¤чних рад≥ус≥в. ¬она маЇ температуру близько м≥льйона градус≥в.  орону можна бачити т≥льки п≥д час повного сон¤чного затьмаренн¤ або за допомогою коронографа.

¬с¤ сон¤чна атмосфера пост≥йно коливаЇтьс¤. ¬ н≥й розповсюджуютьс¤ ¤к вертикальн≥, так ≥ горизонтальн≥ хвил≥ з довжинами в дек≥лька тис¤ч к≥лометр≥в.  оливанн¤ нос¤ть резонансний характер ≥ в≥дбуваютьс¤ з пер≥одом близько 5 м≥н.

” виникненн≥ ¤вищ, що в≥дбуваютьс¤ на —онц≥, велику роль грають магн≥тн≥ пол¤. –ечовина на —онц≥ усюди Ї намагн≥ченою плазмою. ≤нод≥ в окремих област¤х напружен≥сть магн≥тного пол¤ швидко ≥ сильно зростаЇ. ÷ей процес супроводжуЇтьс¤ виникненн¤м ц≥лого комплексу ¤вищ сон¤чноњ активност≥ в р≥зних шарах сон¤чноњ атмосфери. ƒо них в≥днос¤тьс¤ факели ≥ пл¤ми у фотосфер≥, флоккули в хромосфер≥, протуберанц≥ в корон≥. Ќайчудов≥шим ¤вищем, що охоплюЇ вс≥ шари сон¤чноњ атмосфери ≥ що зароджуЇтьс¤ в хромосфер≥, Ї сон¤чн≥ спалахи.

¬ ход≥ нагл¤д≥в учен≥ з'¤сували, що —онце -- могутнЇ джерело рад≥овипром≥нюванн¤. ¬ м≥жпланетний прост≥р проникають рад≥охвил≥, ¤к≥ випром≥нюЇ хромосфера (сантиметров≥ хвил≥) ≥ корона (дециметров≥ ≥ метров≥ хвил≥).

–ад≥овипром≥нюванн¤ —онц¤ маЇ дв≥ складов≥ -- пост≥йну ≥ зм≥нну (сплески, Ђшумов≥ бур≥ї). ѕ≥д час сильних сон¤чних спалах≥в рад≥овипром≥нюванн¤ —онц¤ зростаЇ в тис¤ч≥ ≥ нав≥ть м≥льйони раз в пор≥вн¤нн≥ з рад≥овипром≥нюванн¤м спок≥йного —онц¤. ÷е рад≥овипром≥нюванн¤ маЇ нетеплову природу.

–ентген≥вське пром≥нн¤ виходить в основному в≥д верхн≥х шар≥в хромосфери ≥ корони. ќсобливе сильним випром≥нюванн¤ буваЇ в роки максимуму сон¤чноњ активност≥.

—онце випром≥нюЇ не т≥льки св≥тло, тепло ≥ вс≥ ≥нш≥ види електромагн≥тного випром≥нюванн¤. ¬оно також Ї джерелом пост≥йного потоку частинок -- корпускул. Ќейтрино, електрони, протони, альфа-частки, а також важч≥ атомн≥ ¤дра вс≥ разом складають корпускул¤рне випром≥нюванн¤ —онц¤. «начна частина цього випром≥нюванн¤ Ї б≥льш менш безперервним зак≥нченн¤м плазми -- сон¤чний в≥тер, що Ї продовженн¤м зовн≥шн≥х шар≥в сон¤чноњ атмосфери -- сон¤чноњ корони. Ќа фон≥ цього пост≥йно дуючого плазмового в≥тру окрем≥ област≥ на —онц≥ Ї джерелами б≥льш направлених, посилених, так званих корпускул¤рних поток≥в. Ўвидше за все вони пов'¤зан≥ з особливими област¤ми сон¤чноњ корони -- коронарними д≥рами, а також, можливо, з довгоживучими активними област¤ми на —онц≥. Ќарешт≥, з сон¤чними спалахами пов'¤зан≥ наймогутн≥ш≥ короткочасн≥ потоки частинок, головним чином електрон≥в ≥ протон≥в. ¬ результат≥ наймогутн≥ших спалах≥в частинки можуть придбавати швидкост≥, складов≥ пом≥тну частку швидкост≥ св≥тла. „астинки з такими великими енерг≥¤ми називаютьс¤ сон¤чним косм≥чним пром≥нн¤м.

—он¤чне корпускул¤рне випром≥нюванн¤ робить сильний вплив на «емлю, ≥ перш за все на верхн≥ шари њњ атмосфери ≥ магн≥тне поле, викликаючи безл≥ч ц≥кавих геоф≥зичних ¤вищ.

ѕрилади нагл¤ду за —онцем

ƒл¤ нагл¤д≥в —онц¤ використовуютьс¤ спец≥альн≥ ≥нструменти, зван≥ сон¤чними телескопами. ѕотужн≥сть випром≥нюванн¤, що приходить в≥д —онц¤, в сотн≥ м≥ль¤рд≥в раз б≥льше, н≥ж в≥д най¤скрав≥ших з≥рок, тому в сон¤чних телескопах використовують об'Їктиви з д≥аметрами не б≥льше метра, але ≥ в цьому випадку велика к≥льк≥сть св≥тла дозвол¤Ї використовувати сильне зб≥льшенн¤ ≥ працювати, таким чином, ≥з зображенн¤ми —онц¤ д≥аметром до 1м. ƒл¤ цього телескоп повинен бути довгофокусним. ” найб≥льших сон¤чних телескоп≥в фокусна в≥дстань об'Їктив≥в дос¤гаЇ сотн≥ метр≥в. “ак≥ довг≥ ≥нструменти неможливо вмонтовувати на параллактичних установках, ≥ звичайно њх робл¤ть нерухомими. ўоб направити пром≥нн¤ —онц¤ в нерухомо розташований сон¤чний телескоп, користуютьс¤ системою двох дзеркал, одне з ¤ких нерухоме, а друге, зване ц≥лостатом, обертаЇтьс¤ так, щоб компенсувати видиме добове перем≥щенн¤ —онц¤ по небу. —ам телескоп розташовують або вертикально (баштовий сон¤чний телескоп), або горизонтально (горизонтальний сон¤чний телескоп). «ручн≥сть нерухомого розташовуЇ телескопа пол¤гаЇ ще ≥ в тому, що можна використовувати велик≥ прилади дл¤ анал≥зу сон¤чного випром≥нюванн¤ (спектрографи, зб≥льшувальн≥ камери, р≥зного типу св≥тлоф≥льтри).

 р≥м баштових ≥ горизонтальних телескоп≥в дл¤ нагл¤д≥в —онц¤ можуть бути використан≥ звичайн≥ невелик≥ телескопи з д≥аметром об'Їктиву не б≥льше 20-40см. ¬они повинн≥ бути забезпечен≥ спец≥альними зб≥льшувальними системами, св≥тлоф≥льтрами ≥ камерами ≥з затворами, що забезпечують коротк≥ експозиц≥њ.

ƒл¤ нагл¤ду сон¤чноњ корони застосовують коронограф, що дозвол¤Ї вид≥л¤ти слабке випром≥нюванн¤ корони на фон≥ ¤скравого навколосон¤чного ореолу, викликаного розс≥¤нн¤м фотосферного св≥тла в земн≥й атмосфер≥. «а своЇю суттю це звичайний рефрактор, в ¤кому розс≥¤не св≥тло сильно ослабл¤Їтьс¤ завд¤ки ретельному п≥дбору високо¤к≥сних сорт≥в скла, високому класу њх обробки, спец≥альн≥й оптичн≥й схем≥, що зн≥маЇ велику частину розс≥¤ного св≥ту, ≥ вживанню вузькополосних св≥тлоф≥льтр≥в.

ƒл¤ вивченн¤ сон¤чного спектру кр≥м звичайних спектрограф≥в широко використовуютьс¤ спец≥альн≥ прилади -- спектрогел≥ографи ≥ спектрогел≥оскопи, що дозвол¤ють одержати монохроматичне зображенн¤ —онц¤ в будь-¤к≥й довжин≥ хвил≥.

—он¤чне випром≥нюванн¤ ≥ вплив його на «емлю

≤з загальноњ к≥лькост≥ енерг≥њ, випром≥нюваноњ —онцем в м≥жпланетний прост≥р, меж земноњ атмосфери дос¤гаЇ лише 1/2000000000 частина. «разково третина сон¤чного випром≥нюванн¤, падаючого на «емлю, в≥дображаЇтьс¤ нею ≥ розс≥ваЇтьс¤ в м≥жпланетному простор≥. Ѕагато сон¤чн≥й енерг≥њ йде на нагр≥ванн¤ земноњ атмосфери, океан≥в ≥ суш≥. јле ≥ „астка, що залишаЇтьс¤, забезпечуЇ ≥снуванн¤ житт¤ на «емл≥.

¬ майбутньому люди обов'¤зково навчатьс¤ безпосередньо перетворювати сон¤чну енерг≥ю на ≥нш≥ види енерг≥њ. ¬же застосовуютьс¤ в народному господарств≥ найпрост≥ш≥ гел≥отехн≥чн≥ установки: р≥зн≥ типи сон¤чних теплиць, парник≥в, опр≥снювач≥в, водонагр≥вач≥в, сушарок. —он¤чне пром≥нн¤, з≥бране у фокус≥ ув≥гнутого дзеркала, плавить сам≥ тугоплавк≥ метали. ¬едутьс¤ роботи ≥з створенн¤ сон¤чних електростанц≥й, по використовуванню сон¤чноњ енерг≥њ дл¤ опалюванн¤ будинк≥в ≥ опр≥сненн¤ морськоњ води. ѕрактичне вживанн¤ знаход¤ть нап≥впров≥дников≥ сон¤чн≥ батарењ, безпосередньо перетворююч≥ енерг≥ю —онц¤ в електричну енерг≥ю. –азом з х≥м≥чними джерелами струму сон¤чн≥ батарењ використовуютьс¤, наприклад, на штучних супутниках «емл≥ ≥ косм≥чних ракетах. ¬се це лише перш≥ усп≥хи гел≥отехн≥ки.

”льтраф≥олетове ≥ рентген≥вське пром≥нн¤ виходить в основному в≥д верхн≥х шар≥в хромосфери ≥ корони. ÷е вдалос¤ довести, запускаючи ракети з приладами п≥д час сон¤чних затьмарень. ƒуже гар¤ча сон¤чна атмосфера завжди Ї джерелом невидимого короткохвильового випром≥нюванн¤, але особливе могутн≥м воно буваЇ в роки максимуму сон¤чноњ активност≥. ¬ цей час ультраф≥олетове випром≥нюванн¤ зростаЇ приблизно в два рази, а рентген≥вське -- в дес¤тки ≥ нав≥ть сотн≥ раз в пор≥вн¤нн≥ з випром≥нюванн¤м в роки м≥н≥муму. ≤нтенсивн≥сть короткохвильового випром≥нюванн¤ зм≥нюЇтьс¤ також в≥д дн¤ до дн¤, р≥зко зростаючи, коли в хромосфер≥ —онц¤ в≥дбуваютьс¤ спалахи.

 ороткохвильове випром≥нюванн¤ —онц¤ робить вплив на процеси, що в≥дбуваютьс¤ в атмосфер≥ «емл≥. “ак, наприклад, ультраф≥олетове ≥ рентген≥вське пром≥нн¤ частково ≥он≥зують шари пов≥тр¤, утворюючи шар земноњ атмосфери -- ≥оносферу. ≤оносфера граЇ важливу роль в зд≥йсненн≥ дальнього рад≥озв'¤зку: рад≥охвил≥, що йдуть в≥д рад≥опередавача, перш н≥ж дос¤гти антени приймача, багато раз≥в в≥дображаютьс¤ в≥д ≥оносфери ≥ в≥д поверхн≥ «емл≥. —тан ≥оносфери м≥н¤Їтьс¤ залежно в≥д умов осв≥тленн¤ њњ —онцем ≥ в≥д ¤вищ, що в≥дбуваютьс¤ на —онц≥. “ому дл¤ забезпеченн¤ ст≥йкого рад≥озв'¤зку доводитьс¤ враховувати час доби, пору року ≥ стан сон¤чноњ активност≥. ѕ≥д час наймогутн≥ших спалах≥в на —онц≥ число ≥он≥зованих атом≥в в ≥оносфер≥ зростаЇ ≥ рад≥охвил≥ частково або повн≥стю поглинаютьс¤ нею. ÷е приводить до пог≥ршенн¤ або нав≥ть до тимчасового припиненн¤ рад≥озв'¤зку.

—истематичне досл≥дженн¤ рад≥овипром≥нюванн¤ —онц¤ почалос¤ т≥льки п≥сл¤ другоњ св≥товоњ в≥йни, коли з'¤сувалос¤, що —онце -- могутнЇ джерело рад≥овипром≥нюванн¤. ¬ м≥жпланетний прост≥р проникають рад≥охвил≥, ¤к≥ випром≥нюЇ хромосфера (сантиметров≥ хвил≥) ≥ корона (дециметров≥ ≥ метров≥ хвил≥) -- вони ≥ дос¤гають «емл≥.

–ад≥овипром≥нюванн¤ —онц¤ маЇ дв≥ складов≥ -- пост≥йну, майже не зм≥нну, ≥ зм≥нну, спорадичну (сплески, Ђшумов≥ бур≥ї). –ад≥овипром≥нюванн¤ Ђспок≥йногої —онц¤ по¤снюЇтьс¤ тим, що гар¤ча сон¤чна плазма завжди випром≥нюЇ рад≥охвил≥ разом з електромагн≥тними коливанн¤ми ≥нших довжин хвиль (теплове рад≥овипром≥нюванн¤). ѕ≥д час великих хромосферних спалах≥в рад≥овипром≥нюванн¤ —онц¤ зростаЇ в тис¤ч≥ ≥ нав≥ть м≥льйони раз в пор≥вн¤нн≥ з рад≥овипром≥нюванн¤м спок≥йного —онц¤. ÷е рад≥овипром≥нюванн¤, породжене швидкопрот≥каючими нестац≥онарними процесами, маЇ нетеплову природу.

–¤д геоф≥зичних ¤вищ (магн≥тн≥ бур≥, тобто короткочасн≥ зм≥ни магн≥тного пол¤ «емл≥, пол¤рн≥ с¤йва ≥ ≥н.) викликаний сон¤чною активн≥стю. јле ц≥ ¤вища в≥дбуваютьс¤ не ран≥ше н≥ж через доба п≥сл¤ спалах≥в на —онц≥. ¬икликаютьс¤ вони не електромагн≥тним випром≥нюванн¤м, що доходить до «емл≥ через 8,3 м≥н, а виверженими корпускулами, ¤к≥ ≥з зап≥зненн¤м проникають в навколоземний прост≥р.

 орпускули випускаютьс¤ —онцем ≥ тод≥, коли на ньому немаЇ спалах≥в ≥ пл¤м.  орона, що безперервно розшир¤Їтьс¤, створюЇ сон¤чний в≥тер, що охоплюЇ планети ≥ комети, що рухаютьс¤ поблизу —онц¤. —палахи супроводжуютьс¤ Ђпоривамиї сон¤чного в≥тру. ≈ксперименти на косм≥чних ракетах ≥ штучних супутниках «емл≥ дозволили безпосередньо знайти сон¤чн≥ корпускули в м≥жпланетному простор≥.

ѕ≥д час спалах≥в в м≥жпланетний прост≥р проникають не т≥льки корпускули, але ≥ магн≥тне поле -- все це визначаЇ Ђобстановкуї в навколоземному косм≥чному простор≥. “ак, наприклад, сон¤чний в≥тер деформуЇ геомагн≥тне поле, стискаЇ його ≥ локал≥зуЇ в простор≥; корпускули заповнюють рад≥ац≥йний по¤с. « проникненн¤м корпускул в земну атмосферу зв'¤зан≥ пол¤рн≥ с¤йва. ѕ≥сл¤ спалах≥в на —онц≥ на «емл≥ в≥дбуваютьс¤ магн≥тн≥ бур≥. “ак, п≥сл¤ спалаху 4 серпн¤ 1972 р. в≥дбулас¤ сильна магн≥тна бур¤, рад≥озв'¤зок, що порушив, на коротких хвил¤х, спостер≥галис¤ пол¤рн≥ с¤йва ≥ р≥зке зниженн¤ р≥вн¤ косм≥чного пром≥нн¤, ¤ке йшло до нас з глибин √алактики ≥ ¤кому перегородили шл¤х вивержен≥ —онцем плазмов≥ потоки (ефект ‘орбуша).

ѕроблема Ђ—онце -- «емл¤ї, що пов'¤зуЇ сон¤чну активн≥сть з њњ д≥Їю на «емлю, знаходитьс¤ на стику дек≥лькох найважлив≥ших дл¤ людства наук -- астроном≥њ, геоф≥зики, б≥олог≥њ, медицини.

ƒе¤к≥ частини ц≥Їњ комплексноњ проблеми досл≥джуютьс¤ вже дек≥лька дес¤тир≥ч, наприклад ≥оносферн≥ про¤ви сон¤чноњ активност≥. “ут вдалос¤ не т≥льки накопичити безл≥ч факт≥в, але ≥ знайти законом≥рност≥, що мають велике значенн¤ дл¤ зд≥йсненн¤ безпереб≥йного рад≥озв'¤зку (виб≥р робочих частот рад≥озв'¤зку ≥ прогнози умов рад≥озв'¤зку).

ƒавно в≥домо, що коливанн¤ магн≥тноњ стр≥лки п≥д час магн≥тноњ бур≥ особливо пом≥тн≥ в денний час ≥ мають найб≥льшу ампл≥туду, що ≥нод≥ дос¤гаЇ дек≥лькох градус≥в, в пер≥оди максимуму сон¤чноњ активност≥. ƒобре в≥домо ≥ те, що магн≥тн≥ бур≥ звичайно супроводжуютьс¤ св≥ченн¤м верхн≥х шар≥в атмосфери. ÷е пол¤рн≥ с¤йва -- одне з найкрасив≥ших ¤вищ природи. Ќадзвичайна гра фарб, раптова зм≥на спок≥йного св≥ченн¤ стр≥мким перем≥щенн¤м дуг, смуг ≥ пром≥нн¤, створюючого то г≥гантськ≥ шатри, то величн≥ зав≥си, в≥дв≥ку привертала до себе людей. ѕол¤рн≥ с¤йва, ¤к правило, спостер≥гаютьс¤ в пол¤рних област¤х земноњ кул≥. јле ≥нод≥ в роки максимум≥в сон¤чноњ активност≥ њх можна спостер≥гати ≥ в середн≥х широтах. ¬ пол¤рних с¤йвах переважають два кольори: зелений ≥ червоний. «абарвленн¤ пол¤рних с¤йв обумовлено випром≥нюванн¤м атом≥в кисню. ≤снуЇ зв'¤зок м≥ж ¤вищами на —онц≥ ≥ процесами в нижн≥х шарах земноњ атмосфери. —он¤чне випром≥нюванн¤ впливаЇ на тропосферу. «'¤суванн¤ механ≥зму ц≥Їњ д≥њ необх≥дне дл¤ метеоролог≥њ.

ќстанн≥м часом всю б≥льшу увагу учених привертають р≥зноман≥тн≥ ¤вища в б≥осфер≥, ¤к≥, ¤к показують нагл¤ди, пов'¤зан≥ з сон¤чною активн≥стю. “ак, б≥ологи в≥дзначають, що прот¤гом 11-р≥чного циклу сон¤чноњ активност≥ в≥дбуваютьс¤ зм≥ни в прирост≥ л≥сонасаджень, умовах ≥снуванн¤ окремих вид≥в тваринних, птах≥в, комах. Ћ≥кар≥ пом≥тили, що в роки максимуму сон¤чноњ активност≥ пом≥тно загострюютьс¤ де¤к≥ серцево-судинн≥ захворюванн¤ ≥ нервов≥ захворюванн¤. ÷е, зокрема, зв'¤зуЇтьс¤ ≥з знайденим впливом геомагн≥тного пол¤ на р≥зн≥ колоњдн≥ системи, включаючи кров людини. ¬ивченн¤ под≥бних сон¤чно-земних зв'¤зк≥в т≥льки починаЇтьс¤.

ўоб всесторонньо досл≥джувати ¤вища, що в≥дбуваютьс¤ на —онц≥, провод¤тьс¤ систематичн≥ нагл¤ди —онц¤ на численних обсерватор≥¤х. ¬ивченн¤ д≥њ —онц¤ на «емлю вимагаЇ об'Їднанн¤ зусиль вчених багатьох крањн.

¬исновок

–езюмуЇмо вищесказане.

—онце Ї типовою з≥ркою, одн≥Їњ з 100 000 000 000 з≥рок в наш≥й √алактиц≥. —пектральний клас —онц¤ G2V, на д≥аграм≥ √ерцшпрунга-–ессела воно знаходитьс¤ ближче до холодного к≥нц¤ головноњ посл≥довност≥, ≥ в≥дноситьс¤ до класу жовтих карлик≥в.

—онце - центральне св≥тило нашоњ планетноњ системи, ≥ ф≥зичн≥ процеси, що прот≥кають в ньому, в значн≥й м≥р≥ визначають також ф≥зику планет, принаймн≥, найближчих до —онц¤. —ередн¤ в≥дстань в≥д «емл≥ до —онц¤ - 150 м≥льйон≥в к≥лометр≥в - св≥тло проходить його за 8 хвилин.

ћаючи д≥аметр майже 1 392 000 км ( приблизно в 109 раз≥в б≥льше д≥аметра «емл≥) ≥ маса 1.9891х1030кг (це складаЇ 98% маси сон¤чноњ системи), —онце Ї могутн≥м джерелом енерг≥њ - джерелом всього житт¤ на «емл≥.

¬ даний час приблизно половина водню в ¤др≥ вже вицв≥ла в термо¤дерних реакц≥¤х. —онце в ц≥лому на 92,1% складаЇтьс¤ з водню, 7,8% складаЇ гел≥й ≥ 0,01% доводитьс¤ на вуглець, зал≥зо ≥ ≥нш≥ елементи.  ожну секунду 700 млрд. тонн водню згор¤Ї на —онц≥. Ќе дивл¤чись на таку величезну швидк≥сть втрат, енерг≥њ —онц¤ вистачить ще на 5 млрд. рок≥в такого житт¤ (приблизно ст≥льки ж рок≥в —онцю в≥д народженн¤). «ак≥нчить своЇ житт¤ —онце б≥лим карликом.

—ередн¤ густина кипл¤чоњ плазмовоњ кул≥, ¤кою Ї —онце, разу в 4 менше густини «емл≥. ‘отону потр≥бен м≥льйон рок≥в, щоб добратис¤ в≥д ¤дра —онц¤ до його поверхн≥. —початку енерг≥¤ передаЇтьс¤ випром≥нюванн¤м - приблизно 70% шл¤ху. ѕот≥м починаЇ працювати конвекц≥¤ - процес, що нагадуЇ кип≥нн¤. «а конвективною зоною сл≥дуЇ шар атмосфери —онц¤, званий фотосферою - це поверхн¤ —онц¤, ¤ку ми бачимо. “овщина фотосфери дуже маленька - ~350 км - це близько 1/200 рад≥усу —онц¤. –озташован≥ над фотосферою хромосфера ≥ корона практично в≥льно пропускають безперервне випром≥нюванн¤ фотосфери. ¬ першому наближенн≥ можна вважати, що фотосфера випускаЇ безперервне теплове випром≥нюванн¤ ¤к абсолютно чорне т≥ло з температурою 6000 . ѕрактично вс¤ енерг≥¤ випром≥нюванн¤ —онц¤ укладена у випром≥нюванн≥ фотосфери, що доводитьс¤ на ≥нтервал довжин хвиль в≥д 1500 ј до 0,5см. ” видим≥й област≥ спектру випром≥нюванн¤ —онц¤ майже не залежить в≥д сон¤чноњ активност≥ - на¤вн≥сть на фотосфер≥ пл¤м ≥ т.д.  ≥льк≥сть енерг≥њ, приношуваноњ сон¤чним пром≥нн¤м за 1 м≥н на майданчик в 1 см2, розташований зовн≥ земноњ атмосфери на середн≥й в≥дстан≥ в≥д «емл≥ до —онц¤, називають сон¤чною пост≥йною, њњ значенн¤ р≥вне 1,4х103 вт/м2. «в≥дси можна порахувати, що св≥тим≥сть —онц¤ р≥вна 3,86х1026 ¬ат≥в. «≥рки типу —онц¤ - стац≥онарн≥ з≥рки з термо¤дерним джерелом енерг≥њ - не м≥н¤ють своЇњ св≥тимост≥ прот¤гом багатьох м≥льйон≥в рок≥в. ¬се ж таки сл≥д пом≥тити, що зм≥ни сон¤чноњ пост≥йноњ можуть складати частки в≥дсотка залежно в≥д сон¤чноњ активност≥.

ƒо винаходу рад≥о ≥ запуску косм≥чних телескоп≥в, ¤к≥ дозволили спостер≥гачам освоњти всю шкалу електромагн≥тних хвиль, в≥д найжорстк≥шого гамма випром≥нюванн¤, рентгена ≥ ультраф≥олета до метрових рад≥охвиль, Їдиним св≥доцтвом зм≥нност≥ сон¤чноњ активност≥ була зм≥на к≥лькост≥ пл¤м на фотосфер≥ - воно м≥н¤Їтьс¤ з пер≥одом в 11 рок≥в.

¬ даний час —онце знаходитьс¤ на спис≥ активност≥.

Ќасправд≥ повний магн≥тний цикл —онц¤ складаЇ 22 роки - за цей час в≥дбуваЇтьс¤ повна переполюсовка магн≥тного пол¤ —онц¤, ≥ пл¤ми, ¤к≥ Ї м≥сц¤ми виходу магн≥тного пол¤ з-п≥д фотосфери, повертаютьс¤ на своњ м≥сц¤.