Солнце

Солнце есть главное по массе и по объему тело среди окружающих его планет, которые оно удерживает своим притяжением на их орбитах, и вместе с тем ближайшая к земле звезда, изучение которой дает основания для суждения о физическом устройстве и прочих, гораздо более далеких от нас, звезд. Среднее расстояние Солнца от Земли составляет 149¹/₂ миллионов километров; его радиус 695 000 км; до сих пор у шара Солнца не обнаружено никакого сжатия; масса его 2.10³³ граммов; средняя плотность по отношению к воде 1,4; сила тяжести на Солнце в 28 раз более силы тяжести на Земле. При наблюдении в трубу или на фотографиях Солнце представляется правильным кругом, более ярким по средине и слегка темнеющим к краям; на его светлой поверхности, так называемой фотосфере, почти всегда бывают видны темные пятна, перемещающиеся с восточного края на западный; такое перемещение их указывает, что Солнце вращается около некоторой оси. Каждое пятно появляется в виде небольшого пятнышка, постепенно увеличивается и принимает часто очень сложные формы; в развитом состоянии пятна достигают в поперечнике до 10-20 и более тысяч километров, но через некоторое время (несколько недель, иногда несколько месяцев) пятно постепенно исчезает таким образом, что через него протягиваются языки светлого вещества фотосферы, пятно делится на 2, 4 и более частей, постепенно уменьшающихся до исчезновения. В развитом пятне выделяется более темная внутренняя часть, так называемое ядро, яркость которого в 10-20 раз слабее яркости фотосферы, и окружающая его более светлая часть, так называемая полутень, состоящая как бы из струй светлого вещества, направленных от ядра к внешней границе полутени. Нередко пятна образуют более или менее связные группы, причем впереди, на восточной части группы, идет большое пятно, а за ним следуют несколько меньших, и часто группа кончается одним или двумя большими пятнами. Пятна образуются не на одних и тех же местах поверхности Солнца, но и не на всей поверхности его, а только в широкой полосе по обе стороны солнечного экватора; дальше средины расстояния от экватора до полюса, то есть дальше 45° от экватора, они образуются крайне редко. Из наблюдений перемещений пятен по диску Солнца было обнаружено, что у экваториального пояса время обращения поверхности Солнца вокруг оси составляет 25 дней, а чем дальше от экватора, тем вращение медленней, и на 35° от экватора время обращения составляет 27 дней. Следовательно, поверхность Солнца не твердая, как, например, поверхность Земли, у которой все части совершают один оборот вокруг оси в одно и то же время. Фотосфера имеет зернистое строение; она состоит из ярких зерен размером в среднем около 500-1000 километров с более темными промежутками между ними и напоминает своим видом рисовую или манную кашу. Нужно иметь в виду, что, вследствие отдаленности Солнца мы при самых лучших условиях не можем рассмотреть на его поверхности детали более мелкие, чем приблизительно 100 км. Кроме темных пятен, на Солнце бывают видны у краев диска также и светлые пятна, обыкновенно большими группами располагающиеся вокруг темных пятен, но также и независимо от них; это так называемые факелы; нередко появление факелов предшествует образованию темных пятен среди них. Факелы также образуются лишь в широкой полосе по обе стороны экватора; в околополярных областях Солнца их не бывает; перемещение факелов по диску Солнца дает приблизительно такую же закономерность вращения солнечной поверхности по поясам, какая получается по наблюдениям пятен. Число пятен и факелов в разные годы бывает разное; бывают годы, когда каждый день можно видеть на Солнце пятна, часто по несколько групп, и число отдельных пятен в году достигает несколько десятков, иногда более сотни; затем с каждым годом число их убывает, пока не наступит год минимума пятен, когда за весь год число пятен не достигает и одного десятка, и половину дней в году Солнце бывает без пятен; после этого число их начинает постепенно возрастать до года максимума пятен; от одного максимума до следующего проходит в разных случаях разное число лет, от 7 до 17; в среднем же этот период составляет 11 лет. Фотосферой с ее пятнами и факелами еще не кончается Солнце, но другие его части видны простым глазом и в обыкновенную трубу только в редкие моменты полных солнечных затмений, когда не только Луна закроет диск Солнца от наблюдателя, но и весь воздух на несколько десятков верст вокруг него бывает в тени; тогда на потемневшем небе видны бывают звезды, а вокруг Солнца слабое сияние, более яркое у края Солнца и постепенно слабеющее во все стороны, так называемая корона Солнца, состоящая из широких лучей, простирающихся на 1-2 и более, до 5, радиусов Солнца. При обычных условиях в безоблачный день корона не видна потому же, почему не видны и звезды днем: сквозь ярко освещенный Солнцем воздух мы не можем видеть таких слабых предметов. Кроме короны во время полных солнечных затмений из-за темного диска Луны выступают розовые выступы или так называемые протуберанцы Солнца, вдоль края Луны бывает видна розового цвета каемка, так называемая хромосфера Солнца, верхняя часть его атмосферы. Понять физическую сущность этих солнечных образований оказалось возможным лишь после того, как в середине XIX века к исследованию Солнца был применен спектральный анализ (см.). Если свет Солнца направить чрез узкую щель в спектральный прибор, то после разложения света получается спектр Солнца в виде радужной полосы с поперечными темными линиями, так называемыми Фраунгоферовыми. Во всем солнечном спектре на лучших фотографиях его насчитывается до 20 000 таких темных линий. Эти линии получаются оттого, что свет от фотосферы, прежде чем попасть на щель спектрального прибора, проходит чрез слой газов; часть их находится в земной атмосфере, но большинство должно находиться в атмосфере Солнца. Сравнение этих темных линий со светлыми линиями различных газов, тем или иным путем доведенных до степени свечения в наших лабораториях, показало, что в атмосфере Солнца находится много химических элементов в газообразном состоянии, как, например, железо, никель, титан, марганец, хром, кобальт, уголь, магний, натрий, водород, стронций, барий и др. Всего с уверенностью обнаружено, таким образом, в атмосфере Солнца 36 элементов, есть несколько сомнительных, но не все известные на Земле химические элементы обнаружены таким образом на Солнце; это не значит, впрочем, что их там нет; возможно, что некоторые не дают заметных линий поглощения. Один из элементов, гелий, был найден впервые на Солнце (см. ниже). При наблюдении полного солнечного затмения 1868 года было обнаружено, что розовые выступы состоят из светящегося водорода, и это обстоятельство тотчас же было использовано для наблюдения протуберанцев и вне полных солнечных затмений, но только не в обыкновенную трубу, а при помощи спектроскопа. Для этого щель спектроскопа ставится касательно к краю Солнца, или близко к нему, но вне его; в щель попадает свет от нашего воздуха, дающий обычный солнечный спектр с темными линиями, но если на щель приходится протуберанец, то от него получаются светлые линии на месте темных водородных линий; таким образом, можно обнаружить присутствие в этом месте на краю Солнца протуберанца, а перемещая щель параллельно и удаляя ее от края Солнца, можно составить себе представление и о форме его; точно так же можно видеть выступы, расширяя щель спектроскопа. Таким образом, начиная с 1870-х годов производятся систематические наблюдения выступов. Они показали, что эти солнечные образования представляют собой так сказать фонтаны из светящегося водорода (впоследствии в них был найден также кальций), с огромной скоростью, иногда до нескольких сотен километров в секунду, поднимающиеся из недр Солнца над его поверхностью, обыкновенно на высоту до нескольких десятков тысяч километров, но иногда и до 200 000 км и выше; они быстро меняют свою форму, существуют иногда лишь один-два часа, но иногда на одном и том же месте поверхности Солнца, непрерывно сменяя друг друга, выступы образуются в течение нескольких дней и даже недель. Выступы наблюдаются во всех широтах Солнца, от экватора до полюса, но с преобладанием в экваториальной полосе. Розовая каемка хромосферы также состоит из водорода и кальция; это есть верхняя часть солнечной атмосферы, простирающейся от фотосферы на высоту до 10 000 километров; в средних и нижних частях солнечной атмосферы, кроме водорода и кальция, находятся другие газы, дающие темные линии спектра. Расположение газов в атмосфере Солнца лучше всего изучается также во время полных солнечных затмений; когда Луна только что закроет круг фотосферы, то из-за темного края Луны видна хромосфера; верхняя часть в виде большой дуги, достигающей почти полуокружности, более низкие части в виде меньших дуг, самая низкая в виде короткой дуги; тогда производят короткую, почти моментальную, фотографию хромосферы при помощи призматической камеры (обыкновенная фотографическая камера, но с призмой перед ее объективом) и получают на пластинке спектр хромосферы в виде множества дуг различного размера; по их расположению в спектре можно определить, какому газу какая дуга соответствует, а по длине дуги — насколько высоко этот газ простирается над фотосферой. Таким путем было найдено, что газы располагаются над фотосферой приблизительно (но не вполне точно) по своим атомным весам, определенным на Земле, более тяжелые внизу, более легкие наверху. При нескольких удачных снимках такого рода было получено много тысяч ярких изображений хромосферы, соответствующих темным фраунгоферовым линиям солнечного спектра, но далеко не все эти линии, коих насчитывается до 20 тысяч. Это показывает, что большинство этих линий происходит от поглощения света газами, располагающимися над фотосферой слишком тонким слоем, чтобы его можно было усмотреть с расстояния в 149¹/₂ миллионов километров. Во время затмения 1868 года был найден на Солнце по спектру хромосферы неизвестный в то время на Земле химический элемент, дающий светлую желтую линию близ двойной линии натрия, но не дающий в этом месте темной фраунгоферовой линии; он был назван гелием (гелиос по-гречески Солнце) и на Земле был найден лишь в 1895 году; он простирается в хромосфере на высоту 5-6 тысяч километров. Уже присутствие в хромосфере в виде газов таких тугоплавких веществ, как железо, показывает, что температура на поверхности Солнца очень высока; по последним исследованиям она определяется приблизительно в 6000 градусов. Для определения ее служит измерение количества лучистой теплоты, которую излучает Солнц. При помощи особых приборов, так называемых актинометров (см.), определено, что количество лучистой теплоты, которую получает от Солнца на расстоянии Земли 1 квадратный сантиметр, перпендикулярный к лучам Солнца, составляет 2 грамм-калории в 1 минуту; с другой стороны теоретические исследования, проверенные опытами в земных лабораториях до температур свыше 2000 градусов, показали в конце XIX века, что количество лучистой энергии, которую испускает в 1 минуту в одну от себя сторону 1 квадратный см совершенного излучателя (так называемое абсолютно черное тело, см. излучение) составляет 77t⁴ грамм-калорий, где t˚ — температура в тысячах градусов; отсюда и получается для поверхности Солнца температура в 6000°. Исследования распределения энергии в спектре Солнца приводят к тому же результату. Такой высокой температурой вполне объясняется присутствие в солнечной атмосфере таких элементов, как железо; но на земле до сих пор не удалось действием высокой температуры заставить светиться все вещества, обнаруженные на Солнце, например, водород, гелий, которые на Земле доводятся до свечения лишь при пропускании электрического тока; это обстоятельство дает основание считать, что и на Солнце свечение газов происходит не только от высокой температуры, но и от электрических процессов, но каких именно, пока неизвестно; возможно предполагать разбивание атомов электронами, исходящими от фотосферы. Спектр темной части пятен представляет также непрерывный спектр, только не такой яркий, как спектр фотосферы, с темными линиями поглощения, из которых одни шире, другие уже чем соответственные линии обычного солнечного спектра. Исследования в земных лабораториях показали, что яркость светлых линий в спектрах многих веществ зависит от температуры; при повышении температуры некоторые линии становятся ярче, другие же слабее, и сравнение на основании этих исследований спектров пятен с обычным солнечным спектром показало, что темные части пятен состоят, в общем, из тех же самых газов, как и вообще солнечная атмосфера, но при более низкой температуре; кроме того в спектрах пятен найдены темные полосы (не линии) поглощения, принадлежащие химическим соединениям (окись титана, водородистый кальций, водородистый магний), а это также указывает на более низкую температуру этих газов; наконец, распределение яркости в спектре дает для температуры пятен приблизительно З¹/₂ тысячи градусов; следовательно, можно сказать, что пятна, это — облака в солнечной атмосфере, состоящие из газов при сравнительно низкой температуре. Откуда берутся эти газы? В недавнее время удалось обнаружить в полутени пятен движение газов, направленное от ядра к внешним границам полутени; эти газы принадлежат к тем, которые располагаются в самом нижнем слое солнечной атмосферы; напротив, такие газы, как водород и кальций, которые простираются до верхней границы атмосферы, обнаруживают движение от периферии пятна к его середине. На основании этого получается такая картина: из недр Солнца, по причинам, которые до сих пор остаются неизвестными, поднимаются огромные массы газов; поднимаясь, они переходят в области меньшего давления, поэтому расширяются, а от этого охлаждаются; они растекаются во все стороны от средины пятна, и их струи образуют полутень пятна. Вещество короны имеет крайне ничтожную плотность; это доказывается тем, что когда комета 1843 года прошла через корону на расстоянии от фотосферы всего лишь в ¹/₅ или ¹/₄ радиуса Солнца, со скоростью 570 км в секунду на протяжении полмиллиона километров, то при этом не только она не уничтожилась, но даже ее орбита относительно Солнца не обнаружила заметного изменения. С другой стороны, спектр короны сплошной, может быть, со слабыми фраунгоферовыми линиями. Это показывает, что корона, всего вернее, состоит из пыли, выбрасываемой широкими пучками из недр Солнца и удаляющейся от него вследствие давления света и, может быть, также под действием электрических сил; частицы короны светят отчасти потому, что те, которые ближе к фотосфере, раскалены, отчасти отраженным светом фотосферы, именно более далекие от фотосферы части короны; свет их в значительной степени поляризован. В спектре ближайшей к фотосфере части короны найдена светлая линия, принадлежащая пока не найденному на Земле элементу, который назван коронием. Форма короны меняется в зависимости от числа пятен на Солнце; в годы максимума пятен ее лучи расходятся во все стороны, в годы минимума длинные лучи бывают только близ солнечного экватора. Что касается фотосферы и происхождения непрерывного спектра ее, то существуют два воззрения; по одному, зерна фотосферы представляют собой облака мельчайших частиц некоторого вещества, может быть, угля, которое даже при температуре в 6 тысяч градусов не вполне обращается в газ; эти облака находятся в массе менее светлого газа; так что свечение фотосферы таково же, как свечение свечи, газового или керосинового пламени; по другому воззрению, которое не допускает возможности существования твердых частиц при такой высокой температуре, Солнц сплошь состоит из газов, но плотность этих газов от внешней границы их внутрь Солнца увеличивается настолько быстро, что, начиная с некоторой глубины, газы становятся уже непрозрачными, и этот уровень мы и наблюдаем, как край Солнца; непрерывный спектр объясняется тем, что при увеличении давления, как показывают опыты в лабораториях, светлые линии некоторых веществ расширяются, и, значит, возможно допустить, что смесь газов может дать как бы непрерывный спектр, не отличимый от действительно непрерывного спектра твердых тел. Зерна фотосферы указывают на неодинаковую плотность и неодинаковый уровень верхних частей этого слоя газового шара Солнца. Потемнение солнечного диска к краям объясняется поглощением или рассеянием света в верхних частях Солнца; факелы суть более возвышенные части фотосферы. Определяя на основании принципа Допплера-Физо по темным линиям спектра скорость приближения к земле различных точек восточного края солнечного диска и удаления точек западного края, удалось определить скорость вращения нижней части атмосферы во всех широтах от экватора до обоих полюсов; при этом обнаружилось до самых полюсов такое же уменьшение скорости вращения, какое найдено в ограниченной зоне из наблюдений пятен и факелов. Солнце непрерывно испускает в окружающее пространство огромное количество тепла; однако исторические и геологические исследования показывают, что, в течение последних тысяч и даже миллионов лет, оно, по-видимому, заметно не охладилось. Поддержание убыли его тепла можно объяснить, по теории Томсона и Гельмгольца, его сжатием: вследствие лучеиспускания оно сжимается, внешние его частицы как бы падают на ниже лежащие, энергия падения преобразуется в тепло, покрывающее то, которое теряется лучеиспусканием; как показывают вычисления, уменьшение диаметра Солнца при этом процессе настолько мало, что его невозможно обнаружить наблюдением за короткий промежуток времени. Возможно, однако, что кроме этой причины поддержание тепла Солнца зависит еще и от радиоактивных процессов. В последние годы большое внимание привлекло фотографирование Солнца при помощи спектрогелиографа. По идее это есть обычный спектрограф с тем только дополнением, что кроме первой щели, в которую проходит свет от узкой части (хорды) Солнца, на месте спектра этих лучей ставится вторая щель, пропускающая из всего спектра лишь очень узкую часть его. Если поставить ее на месте какой-либо темной линии спектра (пригодны только не очень тонкие линии) и, проводя изображение Солнца, получаемое от какого-либо объектива, поперек первой щели, передвигать в то же время позади второй щели фотографическую пластинку, то получается фотография не фотосферы, а атмосферы Солнца и именно распределение в атмосфере того газа, от которого происходит темная линия, на которую уставлена вторая щель. Таким образом, фотографируют находящиеся в атмосфере облака кальциевых, водородных паров (так называемые кальциевые и водородные флоккулы), располагающиеся выше фотосферы с ее пятнами и факелами. Из скорости перемещения этих флоккулов с восточного края Солнца к западному получается для вращения Солнца приблизительно одинаковая скорость в 25 дней во всех широтах от экватора до 40° от него, в противоположность тому, что получается из движения пятен, факелов и нижнего слоя атмосферы (см. таблицу). С тем же прибором оказалось возможным фотографировать протуберанцы вне диска Солнца, что явилось значительным успехом в наблюдении их сравнительно с наблюдениями глазом при помощи спектроскопа, а в недавнее время было, по-видимому, несомненно установлено, что черные флоккулы, это — протуберанцы, проектирующиеся на диске Солнца. Уже давно была подмечена зависимость некоторых явлений на Земле от периодической деятельности Солнца, проявляющейся в меняющемся количестве пятен, факелов, протуберанцев и форме короны. Полярные сияния случаются чаще в годы максимума солнечных пятен, реже в годы минимума; размах суточного колебания магнитной стрелки изменяется от года к году параллельно с количеством пятен на Солнце; магнитные бури, во время которых расстраивается телеграфное сообщение, также связаны с появлением больших пятен на Солнце. Все это показывает, что на Солнце происходят грандиозные электрические процессы; но лишь в недавнее время удалось действительно обнаружить в самих солнечных явлениях магнитные силы. Было обнаружено, что над пятнами существуют вихри в солнечной атмосфере, и газы этих вихрей увлекают с собой электроны; кроме того обнаружено общее магнитное поле на Солнце, подобное магнитному полю Земли. Однако, несмотря на решение многих частных вопросов, касающихся явлений, происходящих на Солнце, до сих пор остаются необъясненными даже главнейшие закономерности в солнечных явлениях: неизвестна ни исходная причина возникновения пятен, ни причина образования их только в широкой полосе по обе стороны экватора; не объяснен закон вращения Солнца по поясам, ни причина периодического изменения количества пятен, факелов, выступов и формы короны; самый закон этой периодичности настолько сложен, что невозможно наперед предсказать ни год максимума, ни год минимума пятен. Существуют для отдельных вопросов различные предположения, пока не подтвержденные, не опровергнутые, но еще нет достаточно данных для создания сколько-нибудь полной и цельной теории Солнца.

 Таблица годов минимума и максимума солнечных пятен.

Время одного оборота Солнца по поясам.

Литература. Монографии: Pringsheim, Е. Vorlesungen über die Physik der Sonne. Leipzig; Abbol, Ch. The Sun. London; Эпик, Э. Солнце по новейшим исследованиям, Москва, 1922.

С. Блажко.