Сонце, центральне тіло Сонячної системи, є розжарена плазмова куля; С. — найближча до Землі зірка . Маса С. 1,990 10 30 кг (у 332 958 разів більше маси Землі). У С. зосереджено 99,866% мас Сонячної системи. Сонячний паралакс (кут, під яким з центру С. видний екваторіальний радіус Землі, що знаходиться на середній відстані від С., рівний 8",794 (4,263•10 –5 рад ). Відстань від Землі до С. міняється від 1,4710•10 11 м-коду (січень) до 1,5210•10 11 м-коду (липень), складаючи в середньому 1,4960•10 11 м-коду (астрономічна одиниця ). Середній кутовий діаметр С. складає 1919",26 (9,305•10–3 рад), чому відповідає лінійний діаметр С. 1,392•10 9 м-коду (у 109 разів більше діаметру екватора Землі). Середня щільність С. 1,41•10 3 кг / м-коду 3 . Прискорення сили тяжіння на поверхні С. складає 273,98 м-код / сік 2 . Параболічна швидкість на поверхні С. (друга космічна швидкість ) 6,18•10 5 м-коду / сік . Ефективна температура поверхні С., визначувана, згідно Стефана — Больцмана закону випромінювання, по повному випромінюванню С. (див. Сонячна радіація ), рівна 5770 До.
Історія телескопічних спостережень С. починається із спостережень, виконаних Р. Галілеєм в 1611; були відкриті сонячні плями, визначений період звернення С. довкола своєї осі. У 1843 німецький астроном Г. Швабе виявив циклічність сонячної активності. Розвиток методів спектрального аналізу дозволив вивчити фізичні умови С. В 1814 Й. Фраунгофер виявив темні лінії поглинання в спектрі С. — це поклало початок вивченню хімічного складу С. З 1836 регулярно ведуться спостереження затьмарень С., що привело до виявлення корони і хромосфери С., а також сонячних протуберанців. У 1913 американський астроном Дж. Хейл спостерігав зєємановськоє розщеплювання фраунгоферових ліній спектру сонячних плям і цим довів існування на С. магнітних полів. До 1942 шведський астроном Б. Едлен і ін. ототожнили декілька ліній спектру сонячної корони з лініями високоїонізованних елементів, довівши цим високу температуру в сонячній короні. У 1931 Би. Ліо винайшов сонячний коронограф, що дозволив спостерігати корону і хромосферу поза затьмареннями. На початку 40-х рр. 20 ст було відкрито радіовипромінювання Сонця . Істотним поштовхом для розвитку фізики С. в 2-ої половини 20 ст послужило розвиток магнітної гідродинаміки і фізики плазми. Після початку космічної ери вивчення ультрафіолетового і рентгенівського випромінювання С. ведеться методами позаатмосферній астрономії за допомогою ракет, автоматичних орбітальних обсерваторій на супутниках Землі, космічних лабораторій з людьми на борту. У СРСР дослідження С. ведуться на Кримській і Пулковськой обсерваторіях, в астрономічних установах Москви, Києва, Ташкента, Алма-Ати. Абастумані, Іркутська і ін. Дослідженнями С. займаються більшість зарубіжних астрофізичних обсерваторій (див. Астрономічні обсерваторії і інститути ).
Обертання С. довкола осі відбувається в тому ж напрямі, що і обертання Землі, в плоскості, нахиленій на 7°15'' до плоскості орбіти Землі (екліптиці). Швидкість обертання визначається по видимому руху різних деталей в атмосфері С. і по зрушенню спектральних ліній в спектрі краю диска С. унаслідок ефекту Доплера. Таким чином було виявлено, що період обертання С. неоднаковий на різних широтах. Положення різних деталей на поверхні С. визначається за допомогою геліографічних координат, відлічуваних від сонячного екватора (геліографічна широта) і від центрального меридіана видимого диска С. або від деякого меридіана, вибраного як початковий (т.з. меридіана Каррінгтона). При цьому вважають, що С. обертається як тверде тіло. Положення початкового меридіана приводиться в Астрономічних щорічниках на кожен день. Там же приводяться зведення про положення осі С. на небесній сфері. Один зворот відносно Землі крапки з геліографічною широтою 17° здійснюють за 27,275 сут (синодичний період). Час звороту на тій же широті С. відносно зірок (сидеричний період) — 25,38 сут . Кутова швидкість обертання w для сидеричного обертання змінюється з геліографічною широтою j згідно із законом: w = 14°, 44—3° sin 2 j в добу. Лінійна швидкість обертання на екваторі С. — близько 2000 м-код / сік .
С. як зірка є типовим жовтим карликом і розташовується в середній частині головної послідовності зірок на Герцшпрунга — Ресселла діаграмі . Видима фотовізуальна зоряна величина С. рівна — 26,74, абсолютна візуальна зоряна величина M v рівна + 4,83. Показник кольору С. складає для випадку синьою (В) і візуальною (V) областей спектру M B — M V = 0,65. Спектральний клас С. G2v. Швидкість руху відносно сукупності найближчих зірок 19,7×10 3 м-код / сік . С. розташовано усередині однієї із спіральних гілок нашої Галактики на відстані близько 10 кпс від її центру. Період звернення С. довкола центру Галактики близько 200 млн. років. Вік С. — біля 5×10 9 років.
Внутрішня будова С. визначено в припущенні, що воно є сферично симетричним тілом і знаходиться в рівновазі. Рівняння перенесення енергії, закон збереження енергії, рівняння стану ідеального газу, закон Стефана — Больцмана і умови гідростатичної, променистої і конвективної рівноваги разом з визначуваними із спостережень значеннями повної світимості, повної маси і радіусу С. і даними про його хімічний склад дають можливість побудувати модель внутрішньої будови С. Вважають, що вміст водню в С. по масі близько 70%, гелію близько 27%, вміст всіх останніх елементів близько 2,5%. На підставі цих припущень обчислено, що температура в центрі С. складає 10—15×10 6 До, щільність біля 1,5 • 10 5 кг / м-коду 3 , тиск 3,4 • 10 16 н / м-коду 2 (біля 3 • 10 11 атмосфер). Вважається, що джерелом енергії, що поповнює втрати на випромінювання і підтримує високу температуру С., є ядерні реакції, що відбуваються в надрах С. Среднєє кількість енергії, що виробляється усередині С., складає 1,92 ерг на г в сік . Виділення енергії визначається ядерними реакціями, при яких водень перетворюється на гелій. На С. можливі 2 групи термоядерних реакцій такого типа: т.з. протонний (водневий) для протона цикл і вуглецевий цикл (цикл Беті). Найймовірніше, що на С. переважає протонний для протона цикл, що складається з 3 реакцій, в першій з яких з ядер водню утворюються ядра дейтерію (важкий ізотоп водню, атомна маса 2); у другій з ядер дейтерію утворюються ядра ізотопу гелію з атомною масою 3 і, нарешті, в третій з них утворюються ядра стійкого ізотопу гелію з атомною масою 4.
Перенесення енергії з внутрішніх шарів С. в основному відбувається шляхом поглинання електромагнітного випромінювання, що приходить знизу, і подальшого перєїзлученія. В результаті пониження температури при видаленні від центру С. поступово збільшується довжина хвилі випромінювання, що переносить велику частину енергії у верхні шари (див. Віна закон випромінювання ). Перенесення енергії рухом гарячої речовини з внутрішніх шарів, а охолодженого всередину (конвекція) грає істотну роль в порівняно вищих шарах, створюючих конвективну зону С., яка починається на глибині порядка 0,2 сонячних радіусу і має товщину біля 10 8 м-коду . Швидкість конвективних рухів зростає з видаленням від центру С. і в зовнішній частині конвективної зони досягає (2—2,5)×10 3 м-код / сік . У ще вищих шарах (у атмосфері С.) перенесення енергії знову здійснюється випромінюванням. У верхніх шарах атмосфери С. (у хромосфері і короні) частина енергії доставляється механічними і магнітогідродинамічними хвилями, які генеруються в конвективній зоні, але поглинаються лише в цих шарах. Щільність у верхній атмосфері дуже мала, і необхідне відведення енергії за рахунок випромінювання і теплопровідності можливе лише, якщо кінетична температура цих шарів досить велика. Нарешті, у верхній частині сонячної корони велику частину енергії відносять потоки речовини, рухомі від С., т.з. сонячний вітер . Температура в кожному шарі встановлюється на такому рівні, що автоматично здійснюється баланс енергії: кількість приношуваної енергії за рахунок поглинання всіх видів випромінювання, теплопровідністю або рухом речовини дорівнює сумі всіх енергетичних втрат шаруючи.
Повне випромінювання С. визначається по освітленості, що створюється їм на поверхні Землі, — близько 100 тис. лк , коли С. знаходиться в зеніті. Поза атмосферою на середній відстані Землі від С. освітленість рівна 127 тис. лк . Сила світла С. складає 2,84×10 27 світлова кількість енергії, що приходить в 1 мін на майданчик в 1 см 3 , поставлену перпендикулярно сонячним променям за межами атмосфери на середній відстані Землі від С. називають сонячною постійною . Потужність загального випромінювання С. — 3,83×10 26 Вт , з яких на Землю потрапляє біля 2×10 17 Вт , середня яскравість поверхні С. (при спостереженні поза атмосферою Землі) — 1,98×10 9 нт , яскравість центру диска С. — 2,48×10 9 нт . Яскравість диска С. зменшується від центру до краю, причому це зменшення залежить від довжини хвилі, так що яскравість на краю диска С., наприклад для світла з довжиною хвилі 3600 Å, складає близько 0,2 яскравості його центру, а для 5000 Å — близько 0,3 яскравості центру диска С. На самому краю диска С. яскравість падає в 100 разів впродовж менш однієї секунди дуги, тому кордон диска С. виглядає дуже різкою ( мал. 1 ).
Спектральний склад світла, що випромінюється С., тобто розподіл енергії в спектрі С. (після обліку впливу поглинання в земній атмосфері і впливу фраунгоферових ліній), у загальних рисах відповідає розподілу енергії у випромінюванні абсолютно чорного тіла з температурою близько 6000 К. Однако в окремих ділянках спектру є помітні відхилення. Максимум енергії в спектрі С. відповідає довжині хвилі 4600 Å. Спектр С. — це безперервний спектр, на який накладено більше 20 тис. ліній поглинання (фраунгоферових ліній). Більше 60% з них ототожнено із спектральними лініями відомих хімічних елементів шляхом порівняння довжин хвиль і відносної інтенсивності лінії поглинання в сонячному спектрі з лабораторними спектрами. Вивчення фраунгоферових ліній дає зведення не лише про хімічний склад атмосфери С., але і про фізичні умови в тих шарах, в яких утворюються ті або інші лінії поглинання. Переважаючим елементом на С. є водень. Кількість атомів гелію в 4—5 разів менше, ніж водню. Число атомів всіх інших елементів разом узятих, принаймні, в 1000 разів менше числа атомів водню. Серед них найбільш рясні кисень, вуглець, азот, магній, кремній, сірка, залізо і ін. У спектрі С. можна ототожнити також лінії, що належать деяким молекулам і вільним радикалам: ВІН, NH, CH, CO і ін.
Магнітні поля на С. вимірюються головним чином по зєємановському розщеплюванню ліній поглинання в спектрі С. (див. Зеемана ефект ). Розрізняють декілька типів магнітних полів на С. (див. Сонячний магнетизм ). Загальне магнітне нулі С. невелико і досягає напруженості в 1 е тій або іншій полярності і міняється з часом. Це поле тісно пов'язане з міжпланетним магнітним полем і його секторною структурою. Магнітні поля, пов'язані з сонячною активністю, можуть досягати в сонячних плямах напруженості в декілька тисяч е . Структура магнітних полів в активних областях дуже заплутана, чергуються магнітні полюси різної полярності. Зустрічаються також локальні магнітні області з напруженістю поля в сотні е поза сонячними плямами. Магнітні поля проникають і в хромосферу, і в сонячну корону. Велику роль на С. грають магнітогазодінамічеськие і плазмові процеси. При температурі 5000—10 000 До газ досить іонізован, провідність його велика і завдяки величезним масштабам сонячних явищ значення електромеханічних і магнітомеханічних взаємодій вельми велике (див. Космічна магнітогідродинаміка ).
Атмосферу С. утворюють зовнішні, доступні спостереженням шари. Майже все випромінювання С. виходить з нижньої частини його атмосфери, званої фотосферою. На підставі рівнянь променистого перенесення енергії, променистої і локальної термодинамічної рівноваги і спостережуваного потоку випромінювання можна теоретично побудувати модель розподілу температури і щільності з глибиною у фотосфері. Товщина фотосфери близько 300 км. , її середня щільність 3×10 –4 кг / м-коду 3 . температура у фотосфері падає у міру переходу до більш зовнішніх шарів, середнє її значення порядку 6000 До, на кордоні фотосфери близько 4200 К. Давленіє міняється від 2×10 4 до 10 2 н/ м-коду 2 . Існування конвекції в подфотосферной зоні С. виявляється в нерівномірній яскравості фотосфери, видимій її зернистості — т.з. грануляційній структурі. Гранулами є яскраві плямочки більш менш круглої форми, видимі на зображенні С., отриманому в білому світі ( мал. 2 ). Розмір гранул 150—1000 км. , час життя 5—10 мін . окремі гранули удається спостерігати протягом 20 мін . Інколи гранули утворюють скупчення розміром до 30 000 км. . Гранули яскравіше за міжгранульні проміжки на 20—30%, що відповідає різниці в температурі в середньому на 300 До. На відміну від ін. утворень, на поверхні С. грануляція однакова на всіх геліографічних широтах і не залежить від сонячної активності. Швидкості хаотичних рухів (турбулентні швидкості) у фотосфері складають по різних визначеннях 1—3 км. / сік . У фотосфері виявлені квазіперіодичні коливальні рухи в радіальному напрямі. Вони відбуваються на майданчиках розмірами 2—3 тис. км. , з періодом близько 5 мін і амплітудою швидкості порядка 500 м-код / сік . Після декількох періодів вагання в даному місці затухають, потім можуть виникнути знову. Спостереження показали також існування вічок, в яких рух відбувається в горизонтальному напрямі від центру вічка до її кордонів. Швидкості таких рухів близько 500 м-код / сік . Розміри вічок — супергранул — 30—40 тис. км. . По положенню супергранули збігаються з вічками сітки хромосфери. На кордонах супергранул магнітне поле посилене. Передбачають, що супергранули відображають існування на глибині декількох тис. км. під поверхнею конвективних вічок такого ж розміру. Спочатку передбачалося, що фотосфера дає лише безперервне випромінювання, а лінії поглинання утворюються в розташованому над нею обертаючому шарі. Пізніше було встановлено, що у фотосфері утворюються і спектральні лінії, і безперервний спектр. Проте для спрощення математичних викладень при розрахунку спектральних ліній поняття обертаючого шару інколи застосовується.
Сонячні плями і факели. Часто у фотосфері спостерігаються сонячні плями і факели ( мал. 1 і 2 ). Сонячні плями — це темні утворення, що полягають, як правило, з темнішого ядра (тіні) і півтіні, що оточує його. Діаметри плям досягають 200 000 км. . Інколи пляма буває оточено світлою облямівкою. Зовсім маленькі плями називаються порами. Час життя плям — від декількох ч до декількох мес . В спектрі плям спостерігається ще більше ліній і смуг поглинання, чим в спектрі фотосфери, він нагадує спектр зірки спектрального класу До. Зсуви ліній в спектрі плям із-за ефекту Доплера вказують на рух речовини в плямах — витікання на нижчих рівнях і впадання на вищих, швидкості руху досягають 3×10 3 м-код / сік (ефект Евершеда). З порівнянь інтенсивностей ліній і безперервного спектру плям і фотосфери виходить, що плями холодніше за фотосферу на 1—2 тис. градусів (4500 До і нижче). Внаслідок цього на фоні фотосфери плями здаються темними, яскравість ядра складає 0,2—0,5 яскравості фотосфери, яскравість півтіні близько 80% фотосферной. Всі сонячні плями володіють сильним магнітним полем, що досягає для крупних плям напруженості 5000 е . Зазвичай плями утворюють групи, які по своєму магнітному полю можуть бути уніполярними, біполярними і мультіполярнимі, тобто що містять багато плям різної полярності, часто об'єднаних загальною півтінню. Групи плям завжди оточені факелами і флоккуламі, протуберанцями, поблизу них інколи відбуваються сонячні спалахи, і в сонячній короні над ними спостерігаються освіти у вигляді променів шлемів, оборав — все це разом утворює активну область на С. Среднегодовоє число спостережуваних плям і активних областей, а також середня площа, займана ними, міняється з періодом близько 11 років. Це — середня величина, тривалість же окремих циклів сонячної активності вагається від 7,5 до 16 років (див. Сонячна активність ). Найбільше число плям, одночасно видимих на поверхні С., міняється для різних циклів більш ніж в два рази. В основному плями зустрічаються В т. н. королівських зонах, що тягнуться від 5 до 30° геліографічної широти по обидві сторони сонячного екватора. На початку циклу сонячної активності широта місця розташування плям вища, в кінці циклу — нижче, а на вищих широтах з'являються плями нового циклу. Частіше спостерігаються біполярні групи плям, що складаються з двох крупних плям, — головного і подальшого, що мають протилежну магнітну полярність, і декілька дрібніших. Головні плями мають одну і ту ж полярність протягом всього циклу сонячної активності, ці до полярності протилежні в північній і південній півсферах С. Очевидно, плямами є поглиблення у фотосфері, а щільність речовини в них менше щільності речовини у фотосфері на тому ж рівні.
В активних областях С. спостерігаються факели — яскраві фотосферниє утворення, видимі в білому світі переважно поблизу краю диска С. Обично факели з'являються раніше плям і існують деякий час після їх зникнення. Площа факельних майданчиків у декілька разів перевищує площу відповідної групи плям. Кількість факелів на диску С. залежить від фази циклу сонячної активності. Максимальний контраст (18%) факели мають поблизу краю диска С., але не на самому краю. В центрі диска С. факели практично не видно, контраст їх дуже малий. Факели мають складну волокнисту структуру, контраст їх залежить від довжини хвилі, на якій проводяться спостереження. Температура факелів на декілька сотів градусів перевищує температуру фотосфери, загальне випромінювання з 1 см 2 перевищує фотосферноє на 3—5%. Мабуть, факели декілька підносяться над фотосферою. Середня тривалість їх існування — 15 сут , але може досягати майже 3 мес .
Хромосфера. Вище за фотосферу розташований шар атмосфери С., званий хромосферою. Без спеціальних телескопів з вузькосмуговими світлофільтрами хромосфера видно лише під час повних сонячних затемнень як рожеве кільце, що оточує темний диск, в ті хвилини, коли Луна повністю закриває фотосферу. Тоді можна спостерігати і спектр хромосфери, т. н. спектр спалаху. На краю диска С. хромосфера представляється спостерігачеві як нерівна смужка, з якої виступають окремі зубчики — спікули хромосфер. Діаметр спікул 200—2000 км. , висота порядка 10 000 км. , швидкість підйому плазми в спікулах до 30 км. / сік . Одночасно на С. існує до 250 тис. спікул. При спостереженні в монохроматичному світлі (наприклад, в світлі лінії іонізованного кальцію 3934 Å) на диску С. видно яскрава сітка хромосфери, що складається з окремих вузликів, — дрібних діаметром 1000 км. і великих діаметром від 2000 до 8000 км. . Крупними вузликами є скупчення дрібних. Розміри вічок сітки 30—40 тис. км. . Вважають, що спікули утворюються на кордонах вічок сітки хромосфери. При спостереженні в світлі червоної водневої лінії 6563 Å біля сонячних плям в хромосфері видно характерна вихрова структура ( мал. 3а ). Щільність в хромосфері падає із збільшенням відстані від центру С. Число атомів в 1 см 3 змінюється від 10 15 поблизу фотосфери до 10 9 у верхній частині хромосфери. Спектр хромосфери складається з сотень емісійних спектральних, ліній водню, гелію, металів. Найбільш сильні з них — червона лінія водню Н а (6563 Å) і лінії Н і До іонізованного кальцію з довжиною хвилі 3968 Å і 3934 Å. Протяжність хромосфери неоднакова при спостереженні в різних спектр, лініях: у найсильніших лініях хромосфер її можна прослідити до 14 000 км. над фотосферою. Дослідження спектрів хромосфери привело до виводу, що в шарі, де відбувається перехід від фотосфери до хромосфери, температура переходить через мінімум і у міру збільшення висоти над підставою хромосфери стає рівними 8—10 тис. До, а на висоті в декілька тис. км. досягає 15—20 тис. До. Встановлено, що в хромосфері має місце хаотичний (турбулентне) рух газових мас з швидкостями до 15×10 3 м-код / сік . В хромосфері факели в активних областях видно в монохроматичному світлі сильних ліній хромосфер як світлі утворення, звані зазвичай флоккуламі. У лінії Н а добре видно темні утворення, звані волокнами. На краю диска С. волокна виступають за диск і спостерігаються на фоні піднебіння як яскраві протуберанці. Найчастіше волокна і протуберанці зустрічаються в чотирьох розташованих симетрично відносно сонячного екватора зонах: полярних зонах північніше + 40° і південніше —40° геліографічної широти і нізкоширотних зонах біля ± 30° на початку циклу сонячної активності і 17° в кінці циклу. Волокна і протуберанці нізкоширотних зон показують добре виражений 11-річний цикл, їх максимум збігається з максимумом плям. У високоширотних протуберанців залежність від фаз циклу сонячної активності виражена менше, максимум настає через 2 роки після максимуму плям. Волокна, що є спокійними протуберанцями, можуть досягати довжини сонячного радіусу і існувати протягом декількох зворотів С. Средняя висота протуберанців над поверхнею С. складає 30—50 тис. км. , середня довжина — 200 тис. км. , ширина — 5 тис. км. . Згідно з дослідженнями А. Б. Північного, всі протуберанці по характеру рухів можна розбити на 3 групи: електромагнітні, в яких рухи відбуваються по впорядкованих викривлених траєкторіях — силових лініях магнітного поля; хаотичні, в яких переважають неврегульовані, турбулентні рухи (швидкості порядка 10 км. / сік ); еруптивні, в яких речовина первинна спокійного протуберанця з хаотичними рухами раптово викидається із зростаючою швидкістю (що досягає 700 км. / сік ) геть від С. температура в протуберанцях (волокнах) 5—10 тис. До, щільність близька до середньої щільності хромосфери. Волокна, що є активними, швидко змінними протуберанцями, зазвичай сильно змінюються за декілька ч або навіть мін . Форма і характер рухів в протуберанцях тісно пов'язані з магнітним полем в хромосфері і сонячній короні.
Сонячна корона — сама зовнішня і найбільш розріджена частина сонячної атмосфери, що тягнеться на декілька (більше 10) сонячних радіусів. До 1931 корону можна було спостерігати лише під час повних сонячних затемнень у вигляді сріблястий-перлового сяяння довкола закритого Луной диска С. (див. т. 9, вклейка до стор.(сторінка) 384—385). У короні добре виділяються деталі її структури: шлеми, оборала, корональні промені і полярні щіточки. Після винаходу коронографа сонячну корону стали спостерігати і поза затьмареннями. Загальна форма корони міняється з фазою циклу сонячної активності: у роки мінімуму корона сильно витягнута уздовж екватора, в роки максимуму вона майже сферична. У білому світі поверхнева яскравість сонячної корони в мільйон разів менше яскравості центру диска С. Свеченіє її утворюється в основному в результаті розсіяння фотосферного випромінювання вільними електронами. Практично всі атоми у короні іонізовани. Концентрація іонів і вільних електронів в підстави корони складає 10 9 часток в 1 см 3 . Нагріваючи корони здійснюється аналогічно нагріву хромосфери. Найбільше виділення енергії відбувається в нижній частині корони, але завдяки високій теплопровідності корона майже ізотермічна — температура знижується назовні дуже повільно. Відтік енергії в короні відбувається декількома дорогами. У нижній частині корони основну роль грає перенесення енергії вниз завдяки теплопровідності. До втрати енергії приводить відхід з корони найбільш швидких часток. У зовнішніх частинах корони велику частину енергії відносить сонячний вітер — потік коронального газу, швидкість якого зростає з видаленням від С. від декількох км. / сік в його поверхні до 450 км. / сік на відстані Землі. температура в короні перевищує 10 6 До. У активних областях температура вища — до 10 7 К. Над активними областями можуть утворюватися т.з. корональні конденсації, в яких концентрація часток зростає в десятки разів. Частина випромінювання внутрішньої корони — це лінії випромінювання багато разів іонізованних атомів заліза, кальцію, магнію, вуглецю, кисню, сірки і ін. хімічних елементів. Вони спостерігаються і у видимій частині спектру, і в ультрафіолетової області. У сонячній короні генеруються радіовипромінювання С. в метровому діапазоні і рентгенівське випромінювання, що посилюються у багато разів в активних областях. Як показали розрахунки, сонячна корона не знаходиться в рівновазі з міжпланетним середовищем. З корони в міжпланетний простір поширюються потоки часток, створюючі сонячний вітер. Між хромосферою і короною є порівняно тонкий перехідний шар, в якому відбувається різке зростання температури до значень, характерних для корони. Умови в нім визначаються потоком енергії з корони в результаті теплопровідності. Перехідний шар є джерелом більшої частини ультрафіолетового випромінювання С. Хромосфера, перехідний шар і корона дають все спостережуване радіовипромінювання С. В активних областях структура хромосфери, корони і перехідного шару змінюється. Це зміна, проте, ще недостатньо вивчено.
Сонячні спалахи. У активних областях хромосфери спостерігаються раптові і порівняно короткочасні збільшення яскравості, видимі відразу в багатьох спектральних лініях. Ці яскраві утворення існують від декількох мін до декількох ч . Вони називаються сонячними спалахами (колишня назва — спалахи хромосфер). Спалахи краще всього видно в світлі водневої лінії Н а , але найбільш яскраві видно інколи і в білому світі. У спектрі сонячного спалаху налічується декілька сотень емісійних ліній різних елементів, нейтральних і іонізованних. Температура тих шарів сонячної атмосфери які дають свічення в лініях хромосфер (1—2) ×10 4 До, у вищих шарах — до 10 7 К. Плотность часток в спаласі досягає 10 13 —10 14 в 1 см 3 . Площа сонячних спалахів може досягати 10 15 м-коду 3 . Зазвичай сонячні спалахи відбуваються поблизу груп сонячних плям, що швидко розвиваються, з магнітним полем складної конфігурації. Вони супроводяться активізацією волокон і флоккулов, а також викидами речовини. При спаласі виділяється велика кількість енергії (до 10 10 —10 11 дж ). Передбачається, що енергія сонячного спалаху спочатку запасається в магнітному полі, а потім швидко вивільняється, що приводить до локального нагріву і прискорення протонів і електронів, що викликають подальше розігрівання газу, його свічення в різних ділянках спектру електромагнітного випромінювання утворення ударної хвилі. Сонячні спалахи дають значне збільшення ультрафіолетового випромінювання С., супроводяться сплесками рентгенівського випромінювання (інколи вельми потужними), сплесками радіовипромінювання, викидом корпускул високих енергій аж до 10 10 ев . Інколи спостерігаються сплески рентгенівського випромінювання і без посилення свічення в хромосфері. Деякі сонячні спалахи (вони називаються протонними) супроводяться особливо сильними потоками енергійних часток — космічними променями сонячного походження. Протонні спалахи створюють небезпеку для космонавтів, що знаходяться у польоті, т.к. енергичниє частки, стикаючись з атомами оболонки космічного корабля, породжують гальмівне, рентгенівське і гамма-випромінювання, причому інколи в небезпечних дозах.
Вплив сонячної активності на земні явища. С. є в кінцевому рахунку джерелом всіх видів енергії, якими користується людство (окрім атомної енергії). Це — енергія вітру, падаючої води, енергія, що виділяється при згоранні всіх видів пального. Вельми багатообразний вплив сонячної активності на процеси, що відбуваються в атмосфері, магнітосфері і біосфері Землі (див. Сонячно-земні зв'язки ).
Інструменти для дослідження С. Спостереження С. ведуться за допомогою рефракторів невеликого або середнього розміру і великих дзеркальних телескопів, в яких велика частина оптики нерухома, а сонячні промені прямують всередину горизонтальної або баштової установки телескопа за допомогою одного (сидеростат, геліостат) або двох (целостат) рухомих дзеркал (див. мал.(малюнок) до ст. Баштовий телескоп ). При будівництві великих сонячних телескопів особлива увага звертається на високий просторовий дозвіл по диску С. Создан спеціальний тип сонячного телескопа — внезатменний коронограф. Усередині коронографа здійснюється затьмарення зображення С. штучним «Місяцем» — спеціальним непрозорим диском. У коронографі у багато разів зменшується кількість розсіяного світла, тому можна спостерігати поза затьмаренням самі зовнішні шари атмосфери С. Солнечниє телескопи часто забезпечуються вузькосмуговими світлофільтрами, що дозволяють вести спостереження в світлі однієї спектральної лінії. Створені також нейтральні світлофільтри із змінною прозорістю по радіусу, що дозволяють спостерігати сонячну корону на відстані декількох радіусів С. Обично крупні сонячні телескопи забезпечуються потужними спектрографами з фотографічною або фотоелектричною реєстрацією спектрів. Спектрограф може мати також магнітограф — прилад для дослідження зєємановського розщеплювання і поляризації спектральних ліній і визначення величини і напряму магнітного поля на С. Необходімость усунути замиваючу дію земної атмосфери, а також дослідження випромінювання С. в ультрафіолетовій, інфрачервоній і деяких ін. областях спектру, які поглинаються в атмосфері Землі, привели до створення орбітальних обсерваторій за межами атмосфери, що дозволяють отримувати спектри С. і окремих утворень на його поверхні поза земною атмосферою.
Літ.: Сонце, під ред. Дж. Койпера, пер.(переведення) з англ.(англійський), т. 1, М., 1957; Ягер До., Будова і динаміка атмосфери Сонця, пер.(переведення) з англ.(англійський), М., 1962; Аллен До. В., Астрофізичні величини, пер.(переведення) з англ.(англійський), М., 1960; Мустель Е. Р., Зоряні атмосфери, М., 1960; Північний А. Б., фізика Сонця, М., 1956; Зірін Р., Сонячна атмосфера, пер.(переведення) з англ.(англійський) М., 1969: Alien С. W., Astrophysical quantities, 3 ed., L., 1973.
