Б. Ф. Гордієць, М. Н. Марков, Л. А. Шелепін
Переважна більшість процесів на Землі обумовлено енергією, що надходить від Сонця. Ця енергія вивільняється в надрах Сонця за рахунок термоядерних реакцій. До відстаней ~ 0,8 сонячного радіуса відбувається променистий перенесення енергії, обумовлений поглинанням випромінювання і наступним перєїзлученієм. Перенесення ж енергії в зовнішні шари Сонця (сонячну атмосферу) здійснюється шляхом конвекції. Конвективна зона, що складається з окремих конвективних осередків, має товщину ~ 10 5 км. В результаті конвекції енергія, що виробляється всередині надр Сонця, потрапляє в нижній шар сонячної атмосфери - фотосферу. Фотосфера, що має товщину 100 - 300 км, являє собою сильно іонізований газ з щільністю 10 16 -10 17 см -3 , випромінюючий як абсолютно чорне тіло при температурі 6000 К. Вона випромінює практично всю енергію, що йде від Сонця. Крім фотосфери, сонячна атмосфера містить у собі ще два шари, розташованих вище: хромосферу (товщиною ~ 10 4 км) і корону. За рахунок того, що в газі малої щільності, з якого складаються ці шари, втрачають енергію різні хвилі, що виникають нижче, в конвективної зоні, температура тут істотно вище, ніж у фотосфері. Так, температура на зовнішній межі хромосфери досягає ~ 10 6 К, а в короні - ще вище. З верхнього шару сонячної атмосфери - корони безперервно закінчується корпускулярний потік, тобто потік часток, в основному електронів і протонів. Всі околосолнечное простір заповнений цими частками (водневої плазми), рухомими радіально від Сонця. Це корпускулярне випромінювання отримало назву сонячного вітру. Для спокійних умов середня швидкість цього вітру ~ 400 км / с, щільність в околиці орбіти Землі - 1-2 частинки в 1 см 3 ; енергія його становить мільйонну частку в загальному енергетичному балансі сонячного випромінювання.
Звичайно як характеристики сонячної енергії використовують так звану сонячну постійну - величину потоку енергії, який падає на майданчик в 1 см 2 , що знаходиться на середній відстані від Землі до Сонця, складову 1,4 · 10 6 ерг / см 2 · с.
Хоча загальний потік енергії і залишається практично постійним, самі процеси на Сонці відрізняються значною нестабільністю. Час від часу в атмосфері Сонця виникають так звані активні області (їх іноді образно називають сонячними бурями). Ці області насамперед характеризуються обуреністю магнітного поля. Так, в спокійній частині атмосфери Сонця напруженість магнітного поля зазвичай не перевершує 1 Ерстед, а в активних областях вона збільшується в десятки, сотні і навіть тисячі разів. Порівняно невелике зростання напруженості поля сприяє зростанню в цьому місці втрат енергії хвиль, що приходять з конвективної зони, і, отже, розігріву, що призводить до більшої яскравості на загальному тлі. Така зона активної області називається факелом.
При значному зростанні напруженості магнітне поле починає перешкоджати руху плазми, а значить, і конвективному переносу енергії. Це призводить до зниження температури в даній області. Центр її може виявитися «холодніше» навколишнього фотосфери майже на 2000 К. Тому такі області виглядають темними плямами на більш яскравому тлі сонячного диска.
Плями на Сонці є найбільш характерним проявом сонячної активності. Вони спостерігалися ще багато століть тому. Плями зазвичай розташову...
