Солнце

Определение "Солнце" в словаре Брокгауза и Ефрона

Солнце
Солнце*

1 . Движение и размеры С. — 2 . Свет и теплота С. — 3 . Методы наблюдения С. — 4 . Фотосфера, грануляция, пятна и факелы. — 5 . Вращение С. — 6 . Периодичность пятен. — 7 . Связь явлений на С. с земным магнетизмом. — 8 . Хромосфера и выступы. — 9 . Корона С. — 10 . Гипотеза Секки-Юнга о строении С. — 11 . Обзор других гипотез. — 12 . Литература.

Движение и размеры. С. — средних размеров звезда в млечном пути (см. Системы мира). Спектр С. и, вероятно, главные черты строения одинаковы со многими соседними звездами. В противоположность преобладающему типу двойных и кратных звезд, где вещество разделено на почти равные части, общая масса всех планет — спутников С. — едва достигает 1/700 массы самого С. Вследствие периодичности пятен С., быть может, является слабо переменной звездой. Вместе со всей неизменно связанной с ним системой планет С. движется в пространстве. Его путь, вероятно, кривая линия, обусловленная притяжением и распределением масс в ближайших областях млечного пути. Движение С. сказывается в общем параллактическом перемещении звезд. До сих пор удалось лишь грубо определить направление, по которому неслось С. за последнее время. Наиболее надежный метод дает точку небесного свода, которой, прямое восхождение 17 ^h20^m (260°). а северное склонение 30° (в созвездии Геркулеса). Скорость этого движения равна 25 км в секунду, т. е. С. в год проходит длину, равную радиусу орбиты Юпитера. Гипотезы о происхождении С. см. Системы мира. — Вследствие движения Земли около С., оно проектируется для нас последовательно в различных точках большого круга небесной сферы — эклиптики. В астрономических календарях даются на каждый день прямое восхождение и склонение С. Эти положения С. взяты из Таблиц, или Теории, С. (вернее, следовало бы говорить — Земли). Последние "Tables of the Sun" (1899) составлены Ньюкомбом. Из прежних особенно важны Delambre, "Tables du Soleil" (1806); Hansen et O lufsen, "Tables du Soleil" (1853); Leverrier, "Tables géné rales du mouvement du Soleil" (1858). Для изготовления таких таблиц требуется точное знание длины года, фигуры и положения орбиты Земли, а также вычисление всех планетных возмущений, вследствие которых изменяется положение Земли, и следовательно, видимое нами положение С. — Расстояние Земли до С. служит единицей длины в астрономии. Все остальные расстояния планетной системы выражаются в нем при помощи законов Кеплера. Задача определения этого расстояния имеет громадную важность. О ней — см. Параллакс. Благодаря эллиптичности орбиты Земли, это расстояние меняется: в январе С. ближе к нам на 5 млн. км, чем в июле. Средняя величина расстояния по новейшим определениям равна 149000000 км; свет пробегает его в 498 сек. Изменение расстояния сказывается на величине видимого диаметра С. Он колеблется в ту и другую сторону на 32"; в среднем же диаметр С. равен 32'2" (серебряный пятачок в вытянутой руке покрывает С.). Сжатие С. ничтожно; его теоретическая величина в зависимости от малой плотности и медленного вращения не превосходит 1/10000 т. е. полярный и экваториальный радиусы не могут отличаться более чем на 0".1: сжатие не может быть определено из наблюдений. Каждая угловая секунда на диске С. соответствует действительной длине в 725 км. Никакие оптические средства не дают возможности различать на поверхности С. объекты меньшие 200—300 км. Земля представилась бы на ней кружком с радиусом в 8".80 (величина параллакса С.). Линейный диаметр С. в 109 раз более земного; поверхность С. в 11900 раз, объем в 1290000 раз более Земли. Если бы в центре С. поместить Землю, то Луна на ее настоящем расстоянии обращалась бы лишь на полпути от центра С. до его поверхности. Масса С. только в 327000 раз более массы Земли. Средняя плотность С. равна 0,253 плотности Земли, или 1,41 плотности воды. Отношение масс Земли и С. выводится из возмущений Землей соседних планет или из движения Луны (см. Тяготение). Давление, а следовательно, плотность в центре С. громадны, — поэтому плотность внешних оболочек должна быть ничтожна. Сила тяжести на видимой поверхности С. в 27,3 раза более, чем на Земле. — С., благодаря исходящей из него энергии (притяжение, химические лучи, электромагнетизм, свет, тепло) является в широчайшем смысле слова центром, очагом всего планетного мира, залогом его существования и жизни. Земля перехватывает лишь около 1/(10 ¹⁰) всей энергии, лучеиспускаемой С. в пространство. Одна тепловая энергия, получаемая Землей, составляет 100 млн. килограммометров в год на каждый квадратный фут поверхности (т. е. 3 кг в 1 секунду); иными словами, одна "лошадиная сила" непрерывно воздействует на каждые 25 кв. фут. поверхности Земли.

Свет и теплота С. Нет образца, с которым можно было бы сравнивать свет С. Из определений Волластона следует, что С. освещает единицу поверхности Земли в 60000 ярче, чем свеча на расстоянии метра. Поэтому он оценивает полный блеск С. в 16 ×10²⁶ свечей. По Цёлльнеру, С. в 619000 раз ярче полной Луны и в 55000 млн. раз ярче Капеллы (α Aurigae), типичной звезды 1-ой величины. Более надежны сравнения блеска (яркости) поверхности С. Так, Ланглей оценил его в 5300 раз сильнее, чем блеск расплавленного металла в Бессемеровом конверторе. Физо и Фуко — в 146 раз сильнее Друммондова света и в 4 раза — света электрической дуги (сравнивая единицы поверхности). — Поверхность Солнца дает далеко не одинаковое количество лучей в центре и около краев диска. Это зависит от их поглощения атмосферой С. Еще Араго оценил, что яркость краев на 1/41 меньше. Позднейшие исследования указали на гораздо большую разницу. В следующей таблице даны напряжения различных лучей:

Расстояние от центра С. (в радиусе)	Лучи			Тепловые (Ланглей)
	Фиолетово-синие (Фогель)	Желто-красные (Фогель)	Белые (Пикеринг)
0,00	100	100	100	100
0,25	97,7	99,0	—	99
0,50	90,0	95,6	91,3	95
0,75	73,1	84,1	78,8	86
0,95	40,1	52,0	55,4	62
0,98	14,5	27,5	37,4	50

Более всего теряют химические, ультрафиолетовые лучи, затем лучи видимого спектра и, наконец, тепловые. Невооруженный глаз не замечает разницы, она ясно заметна в оптические инструменты, а на фотографических пластинках иногда край С. почти незаметен, в то время как центральные части диска экспонированы вполне достаточно. Без верхних оболочек С. давало бы раз в пять более тепла, а цвет его был бы голубоватый. Почти одновременно Пулье и Джон Гершель (1838) исследовали количество тепла С. Пулье нашел помощью построенного им пиргелиометра (см.), что каждый квадратный сантиметр поверхности Земли получает в минуту 1,7 малой калории. Эта величина названа солнечной постоянной. Для той же цели Виолль предложил актинометр (см.), прибор, устроенный на несколько ином принципе. Результат Пулье оказался довольно неточным. По точнейшим определениям Ланглея (наблюдал босометром) солнечная постоянная равна 3,0. Савельев вывел даже 3,5 калории. Чтобы из этих данных получить понятие о температуре, господствующей на С., надо знать зависимость между температурой тела и количеством излучаемого им тепла. Различные эмпирические формулы, достаточно хорошо представляющие эту зависимость для земных температур, решительно непригодны для температуры С. Смотря по тому какой был принят закон (Дюлонга и Пти, Ньютона), получились для температуры С. всевозможные числа от 1500° (Пулье, Виолль) до 5000000° (Секки) и даже 9000000° (Ватерстон). Принимая закон Стефана, теоретически подтвержденный Больцманом, что лучеиспускание пропорционально четвертой степени абсолютной температуры тела, получится для С. 8000°. Во всяком случае, здесь мы имеем "эффективную" температуру, — такую температуру должна иметь поверхность, покрытая сажей, чтобы давать Земле столько же тепла, как С. Несомненно, в лучеиспускании участвуют все слои С. до значительной глубины, а температуры их колеблются в громадных пределах. По выводу Цёлльнера, если на поверхности С. господствует температура в 13000°, то она достигает миллиона градусов уже на глубине 1/10 радиуса С. Ю. Шейнер, опираясь на некоторые особенности спектральных линий магния, считает, что температура "обращающего слоя" С. (см. ниже) почти равна температуре электрической дуги. Об источниках солнечной энергии, о гипотезах Майера, Сименса, Гельмгольца см. — Энергия солнечная.

Методы наблюдения С. Кроме нескольких шатких указаний на временное потускнение С. древние астрономы до изобретения телескопа не имели никаких сведений об его строении. Солнечные пятна были открыты почти одновременно Фабрициусом, Галилеем и Шейнером в 1608—11 годах. С тех пор началось изучение С. Открытие спектрального анализа дало новый, еще более сильный толчок. В настоящее время многие обсерватории (Йеркес, Медон, Потсдам, Принстон и т. д.) почти исключительно заняты наблюдениями С. Для рассматривания поверхности С. приходится умерять ее блеск, пользоваться специальными методами и снарядами. Самый простой способ, который употреблял еще Галилей, состоит в проектировании изображения С. на белую бумагу перед окуляром трубы. Для разглядывания непосредственно глазом, на окуляр надевается густо окрашенное, "темное" стекло (впервые предложено Апианом в XVI столетия). Объектив не должен быть при этом открыт более чем на 3—4 дюйма в диаметре. Иногда делают ломаный окуляр; в его сгибе насажена призма. Глаз получает только небольшую часть лучей, отраженную от призмы. В поляризационном окуляре (гелиоскоп) лучи света поляризуются отражением от призм, затем они падают на систему двух зеркал; вращая эту систему, можно то получать полный (поляризованный) свет, то ослаблять его по желанию. Иногда на переднюю поверхность объектива наводят тонкий слой серебра; это всего безопаснее и приятнее для глаза, но инструмент потерян для всех других наблюдений. На многих обсерваториях ведется ежедневное фотографирование С. (о приборах см. Астрофотография, Фотография). Из прежних снимков мокрым способом особенно ценны полученные в Кью (Делярю) и в Вильне (Саблер, Смыслов). Фотография выгодна для регистрирования деятельности С.; менее годится она для изучения деталей его строения. Наконец, за последнее время сильно развилось спектрографирование С., дающее возможность получать изображения отдельных того или другого рода извержений на нем (см. ниже). О спектре С., о Фраунгоферовых линиях, их обращении, обращающей оболочке С., а также о методах спектрографирования см. Спектральный анализ.

Фотосфера, грануляция, пятна и факелы. Поверхность С. далеко неравномерна по блеску; вся она имеет "пестрящий" вид, более яркие крупинки запутаны в массе менее светлой. Эти крупинки, гранулы, весьма малы, диаметр их в среднем около 1/2". Грануляция С. заметна уже при помощи трубы сравнительно небольших размеров. В зависимости от оптических и атмосферических условий, от личных впечатлений, наблюдатели сравнивали поверхность С. с непроклеенной шероховатой бумагой (Юнг), со свежевыпавшим, рыхлым снегом (Ланглей); форму крупинок — с рисовыми зернами (Гершель), с перепутанными ивовыми листьями (Насмит). Крупинки эти иногда рассеяны рядами, спиралями. По оценке Ланглея, они занимают 1/5 всей поверхности С., но, вследствие яркости дают 3/4 всего света (грануляция С. достаточно хорошо изображена на приложенном к статье рисунке пятен). Совокупность светящихся крупинок, вернее, оболочка С., несущая их, названа фотосферой (светоносной). Жансен указал, что на лучших фотографических снимках крупинки местами выходят размытыми, местами резкими. Он думал, что "смазанность" эта вызвана перекрестными течениями в верхних слоях атмосферы С. Дальнейшие наблюдения не подтверждают реальности фотосферической сетки (ré seau), как назвал это явление Жансен; оно вызвано земными условиями фотографирования. Крупинки фотосферы местами раздвигаются шире, менее светлая масса выделяется сильнее, образуются поры — темные точки. Эти поры часто переходят в пятна — большие темные пространства, как бы разрывы в фотосфере. С другой стороны на фоне фотосферы выделяются факелы — наиболее яркие изо всех деталей солнечной поверхности. По форме они напоминают легкие облака, комья ослепительной пены, плавающие над фотосферой; их нежное строение трудно поддается воспроизведению на рисунках. Нет сомнения, что факелы — не просто слившиеся гранулы фотосферы; это — образования иного характера, иного химического состава. Посреди солнечного диска факелы для глаз почти незаметны; они ярко выступают на фотосфере около краев диска. Здесь лучи фотосферы пронизывают большие слои верхних оболочек С., и факелы, лежащие выше общего уровня фотосферы, выигрывают в яркости. Пятна и факелы тесно связаны между собой: пятно всегда окружено факелами. Образование факелов гораздо обильнее и чаще, чем пятен; факелы всегда, по времени образования, предшествуют пятну, но, сплошь и рядом, не сопровождаются пятнами. В пятнах резко различаются тень, или ядро, и полутень, окружающая ядро. Тень кажется совершенно черной, но это зависит лишь от контраста с фотосферой. По оценке Ланглея, тень пятен в 500 раз ярче полной Луны (сравнивая единицы площадей). Фогель определил отношение яркостей фотосферы, полутени и тени как 1000:630:67. — Еще Шейнер в 1611 г. заметил, что пятна образуются не по всей поверхности С.; они весьма редки в экваториальной полосе, всего чаще встречаются под 10—30° широты обоих полушарий и никогда не появляются в полярных областях. Шейнер назвал пояса от 10° до 30° широты "царскими" (via regia). Таково же распределение и факелов; впрочем, эти последние встречаются изредка под более высокими широтами. Не слишком большие пятна, в среднюю эпоху своего существования, обыкновенно имеют довольно правильную круглую форму. Полутень, окружающая кольцом ядро, не составляет постепенного перехода от светлой фотосферы к темному ядру — она ярче около тени, темнее около края фотосферы, и это нельзя отнести к явлениям контраста. Строение полутени обыкновенно волокнистое. Как будто те же гранулы, которые в фотосфере расположены "столбиками" и видимы сверху, здесь, вытянутые через полутень, расположены реже, но видны во всю длину. Иногда полутень представляет вихреобразное, спиральное строение. В некоторых случаях подмечено несомненное вращение всего пятна. Спектр пятен — видоизмененный спектр С.; в нем заметно значительное общее поглощение, многие Фраунгоферовы линии делаются гораздо шире и темнее, некоторые из них бывают обращены — прорезаны тонкими блестящими линиями. Характерным признаком спектра факелов служат линии H и К (кальция) исключительной напряженности (подробнее об этих спектрах — см. Спектральный анализ). Пользуясь химической силой этих лучей, Деландру и Хэлю удалось проследить и фотографировать факелы посреди диска С. Для сравнения методов наблюдения факелов, см. табл. I, где помещены отпечатки с двух одновременных снимков С.

СОЛНЦЕ I.

1 и 2. Одновременные снимки Солнца — простой фотографический и спектрографический в линии H спектра. 10 апреля 1894 г. Деландр в Париже. 3. Фотографии группы солнечных пятен. 22 июня 1885 г. Жансен в Медоне.

На простом фотографическом (темные линии — крест нитей в фокусе трубы) видны лишь немногие факелы около краев диска (см. выше); между тем как на спектральном (получен в линии К) факелы обильны в обеих "царских" зонах (поперечные линии на снимке зависят от сотрясений спектрографа). Пятно на спектральном снимке почти закрыто факелами. Пятна часто располагаются группами (см. фиг. 3 табл. I). Общая полутень окружает иногда несколько ядер. Из них самое большое, "голова", идет вперед по направлению вращения С. (см. ниже), меньшие ядра следуют за ним. Пятна достигают иногда громадных размеров — Земля поместилась бы свободно в любом из небольших пятен. Известны в истории случаи, когда пятна могли быть видимы просто глазом. За последнее время большие пятна наблюдались в 1858 г. (пятно имело 230000 км в диаметре, т. е. 19 раз диаметр Земли; занимало 1/36 всей поверхности С.), затем в 1871 и 1893 годах. Иногда пятно сохраняется в течение многих оборотов С. (известен случай 18-месячной жизни пятна), иногда оно зарождается, развивается и тухнет в несколько дней. Пятна подвержены постоянным переменам; при круглой, самой устойчивой форме в течение дня можно заметить перемены; большие же сложные пятна иногда в два, три дня меняются до неузнаваемости. Помимо общих законов вращения солнечной поверхности (см. ниже), пятнам свойственны индивидуальные передвижения. Всякий раз, когда в пятне происходят быстрые перемены строения, оно "скачет" вперед; тогда-то главное ядро оставляет за собой мелкие спутники. Замечены были деления ядра на части светлыми линиями, "мостами" (см. фиг. 3 табл. I), которые почти внезапно перекидываются с одного края пятна на другой; точно узкие потоки светлой материи вливаются в пятно (Секки, Петерс); чаще мелкие ядра образуются на фоне широкой полутени. Секки замечал над тенью пятна легкие пурпуровые облака, быть может связанные с выступами хромосферы (см. ниже). Перед образованием пятна, это место поверхности С. кишит факелами. При затухании, края пятна сходятся, светлая фотосфера "заливает" его, остаются на этом месте лишь факелы, которые в свою очередь тухнут. Иногда, впрочем, на одном и том же месте среди тех же факелов образуются последовательно несколько пятен. Замечена небольшая разница в виде и движении пятен южного и северного полушарий (Целльнер). Вильсон первый (1769) указал, что пятно, приближаясь к краю диска С., обыкновенно суживается раньше со стороны, обращенной к центру диска; полутень постепенно пропадает с этой стороны, затем скрывается ядро пятна, совершенно, как если бы пятна были воронкообразные углубления, а полутень — стенка этой воронки. Кассини подметил даже выемку на краю диска С., как раз когда пятно приходилось на нем. То же наблюдение повторили Секки, Делярю и др. Впрочем, окружающие пятно факелы искажают этот эффект, и можно видеть даже возвышение над краем С. Здесь играет также большую роль рефракция лучей в оболочках С. Несмотря на различные возражения, взгляд Вильсона сохраняется до сих пор в науке, а спектральный анализ, можно считать, его подтверждает.

Вращение С. Первые же наблюдатели заметили, что пятна скользят по диску С.; они объяснили это вращением С. Пятна появляются на вост. краю диска С., проходят через весь диск и исчезают на западном краю, чтобы снова (при достаточной длине жизни пятна) появиться на восточном. Ось вращения С. наклонена к плоскости эклиптики под 83°3'; долгота восходящего узла экватора С. равна 74°37' Средняя величина оборота С. — 2 5,234 дней. Эти числа — результат Шперера из совокупности наблюдений за 1861—68 гг. Точка поверхности С. под экватором движется со скоростью 2 км в секунду. Направление оси С. совпадает для нас с линией NS 4 января и 6 июля. Около 5 июня и 7 декабря Земля проходит через узлы солнечного экватора, и тогда пятна движутся для нас по прямым линиям. Видимая поверхность С. не вращается вся целиком, ее экваториальная область перегоняет остальные, движется с большей угловой скоростью. Пятна вблизи экватора заканчивают полное обращение в 25,1 дней; пятна под 30° широты лишь в 26,5 дней; несомненно, что полярные области фотосферы вращаются еще медленнее. Были предложены различные эмпирические формулы для изображения скорости пятен в зависимости от их положения на С. Называя ξ — суточное движение пятен по гелиоцентрической долготе, а φ — гелиоцентрическую широту пятна, Шперер представил свои наблюдения формулой
ξ = 8°.55 + 5°.80 Cos φ;
Фай дал формулу
ξ = 14°.37—3°.11 Sin² φ
По подобному же закону вращаются и другие оболочки С. Дунер из смещения Фраунгоферовых линий вывел для "обращающего слоя" (который вызывает эти линии):
ξ = 14°.10—4°.53 Sin² φ

Дунер наблюдал смещения линий по всему краю диска С., и его результаты особенно важны тем, что законы вращения распространены им на полярные области, а не ограничены только царскими зонами. Он дал следующую таблицу вращения поверхности С. под различными широтами:

Широты	Время оборота
0°	25 Д.46
15	26 Д.35
30	27 Д.57
45	30 Д.03
60	33 Д.90
75	38 Д.54

Стратонов показал, что и факелы под экватором движутся быстрее. Здесь они имеют суточную скорость 14°.62, между тем под широтами 30—40° только 13°.61. Из сравнения всех результатов следует, что оболочка, несущая факелы, вращается быстрее фотосферы, а эта последняя быстрее обращающего слоя. Тот же закон распределения скоростей сохраняет силу, вероятно, для внутренних масс С. Формулы Шпёрера и Фая отчасти подтверждены теоретически. Задача о вращении всего С., как жидкого или газообразного шара, решалась при различных предположениях о внутреннем трении, о распределении плотностей и температуры (Гарцер, Вильсинг, Вильчинский). Жуковский, принимая внутреннее трение пропорциональным линейной скорости, вывел, что, если только угловые скорости частиц изменяются от центра шара к поверхности, то в обоих полушариях вращающейся жидкой сферы симметрично должны развиться встречные течения от полюсов к экватору и обратно, одно внутри массы, другое на ее поверхности. — Сделаны попытки найти период вращения С. из колебаний температуры и магнитных явлений на Земле. Так, Бюи-Балло, разбирая длинный ряд записей термометров, нашел намеки на период в 25,73 дней. Горинштейн из колебаний магнитной стрелки вывел 24,55 дней. Полярные сияния (Видер) носят следы периода в 25,38 дней. Будь эти косвенные определения вращения С. надежнее, они имели бы большую цену — они могут дать указания не на период вращения одной оболочки С. (как пятна, факелы, смещение спектральных линий), но на период вращения внутренних слоев, всей массы С.

Периодичность пятен. В 1851 г. Швабе открыл, что число солнечных пятен подлежит правильному периодическому колебанию; он вывел период около 10 лет. В то же время перемещается на С. и область появления пятен. Пятна начинают зарождаться под довольно высокими широтами (35—40°) обоих полушарий, затем они постепенно увеличиваются в числе, а пятнообразовательная деятельность переходит под меньше широты все ближе к экватору; когда она подойдет к 10—5° широты, пятна снова быстро уменьшаются в размерах и числе. Не успеет такая волна деятельности С. затихнуть под экватором, как новая волна возбуждается под широтами 30—40° обоих полушарий. Каждая волна занимает 12—14 лет. Последовательные волны налегают друг на друга, и потому максимумы всего числа пятен следуют один за другим уже через 11,1 лет. Этот промежуток, который и называется периодом солнечных пятен, колеблется в довольно широких пределах: между соседними максимумами иногда проходит только 9 лет, иногда 13; быть может, он искажается еще второстепенным циклом в 55—60 лет. В то время, как пояса образования пятен сходятся к экватору, каждое пятно в отдельности удаляется от него в среднем по 0°.01 в сутки. Это движение пятен по широте маскируется несравненно большими индивидуальными скачками (см. выше) и могло быть выведено лишь из очень большого числа наблюдений. Наиболее важные работы по наблюдению пятен принадлежат Секки; по определению их периодов — Шпереру, Вольфу, Каррингтону. Шперер открыл волны солнечной деятельности. Вольф разыскал в старых рукописях и анналах эпохи наибольшего числа пятен, эпохи потускнения С., и установил 11 1/9 лет как среднюю величину для периода. Относительные числа (Relativ Zahlen), введенные этими учеными, — несколько условно составленные отношения сумм площадей пятен, видимых в данный момент, к полной поверхности С. Эти числа и положены в основание новейших изысканий о периодах. Деятельность С. разгорается гораздо быстрее, чем тухнет: максимум пятен следует уже через 4 года после минимума. В настоящем 1900 г. переживаем минимум пятен. Ближайшие максимумы наступят в 1904, 1 9 15, 1926 гг., минимумы в 1911, 1922 гг. Если изобразить число пятен кривой линией, ее быстрый подъем и отлогий спуск при каждой волне напоминает изменения яркости некоторых переменных звезд (типа о Ceti). Причина передвижений пятен (а может быть также их периодичности) кроется в законе вращения С.; Белопольский, пользуясь результатами Жуковского, объясняет перемещения области образования пятен (причина которого лежит в больших глубинах) внутренним течением от полюсов к экватору, а движения отдельных пятен — обратными поверхностными течениями.

Периодичность пятен (да и самые пятна) имеет несомненную связь с земным магнетизмом. Ламон в 1850 г. заметил, что размахи суточных колебаний склонения магнитной стрелки имеют 10-летний период. Когда Швабе опубликовал свои результаты о периодичности пятен, стало очевидно, что оба явления изменяются совершенно параллельно; период Ламона был увеличен до 11 1/9 лет. Вольф вывел следующую эмпирическую формулу, связывающую относительное число пятен (R) с суточными изменениями (Δ) склонения:

Δ = α + 0'045R

где α — постоянная величина для данного места на Земле; напр. для Лондона 6'.96; для Берлина 6'.64; для Христиании 4'62. Тот же период имеют и другие проявления магнетизма. Каждые 11 лет магнитные бури и полярные сияния наступают чаще и сильнее. Усиленная деятельность магнитных явлений совпадает с максимумами солнечных пятен. Невозможно решить, зависят ли магнитные явления на Земле от пульсации деятельности С., или же и то и другое — проявления общей причины, космических волн, распространяющихся через всю солнечную систему. — Земной магнетизм отзывается на отдельные возмущения на солнечной поверхности. Магнитные бури совпадают с образованием больших извержений и пятен. Напр., по наблюдению Юнга в 1872 г. несколько особенно бурных "пароксизмов" в жизни большого пятна, когда многие линии в его спектре были обращены, совпали по времени с исключительными колебаниями магнитной стрелки. Другое известное наблюдение одновременно сделано Каррингтоном в Лондоне и Ходгсоном в Мадрасе, 1 сентября 1859 г. Они заметили, как две ослепительные массы отделились от края большого пятна и устремились внутрь его. По мере приближения к центру пятна они слабели и, наконец, исчезли. В это время каждый день наблюдались весьма сильные полярные сияния, телеграфные линии должны были прекратить работу вследствие земных токов. Несмотря на многие замечательные совпадения, здесь нельзя еще провести общего закона; часто новые извержения на Солнце не имеют ответа в магнитной жизни Земли. Не решен еще также много раз поднимавшийся вопрос, посылает ли С. больше или меньше тепла при обилии пятен. Прежние наблюдатели (Секки и др.) неизменно считали, что тень и полутень излучает меньше тепла, чем окружающая фотосфера; теперь (Фрост) известны случаи, когда, по-видимому, пятна были горячее. Вероятно, однако, сами по себе в общем пятна холоднее фотосферы, но они — показатели усиленной деятельности С., а более яркие, горячие факелы и другие извержения с излишком покрывают слабую радиацию пятен, и С. горячее при обилии пятен. Работы, имевшие целью проследить в земных температурах 11-летний период, привели к самым разнообразным и ненадежным выводам. Были попытки связать число пятен с ураганами и дождями на Земле, затем с ценами на хлеб, с колебаниями мировой торговли и даже с уловом сельдей. Нельзя считать эти сопоставления лишенными основания. С. обуславливает все явления земной жизни и колебания их должны быть связаны с деятельностью центрального светила; но, конечно, связь эта весьма сложная, и трудно надеяться выразить ее простой зависимостью от одной какой-либо стороны проявления энергии С.

Хромосфера и выступы. Выше фотосферы, пятен и факелов лежит оболочка карминового цвета; из нее исходят, как языки пламени, такого же цвета выступы (протуберанцы) весьма разнообразной формы, состоящие из раскаленных газов, главным образом из водорода. Эта оболочка названа хромосферой (цветной). Она заметна глазу только при полном затмении С. в виде кольца около темного диска Луны, в остальное же время хромосфера и выступы совершенно затмеваются блеском фотосферы. С XVIII стол. сохранились указания на хромосферу и выступы. О них говорит Галлей при описании затмения 1715 г. (за несколько моментов до конца затмения виден был ободок "зловещего" красного цвета). Вассениус в 1733, Уллоа в 1778 г. заметили розовые облака на краю Луны. Эти наблюдения были забыты, а при затмении 1842 г. выступы и кольцо хромосферы были сочтены за новость. Не сразу было установлено их настоящее значение. Многие приписывали их явлению дифракции или считали облаками в атмосфере Луны. Лишь после затмения 1851 г. была удостоверена их принадлежность С. Спектр хромосферы и выступов впервые изучен при затмении 1868 года. В нем видны несколько отдельных ярких линий (см. таблицы спектров в статье Спектральный анализ). Это дает возможность наблюдать выступы и хромосферу помимо солнечного затмения каждый ясный день. Спектроскопы с достаточно большой светорассеивающей силой направляют на край С., где находится выступ. Спектр фотосферы (сплошной с темными Фраунгоферовыми линиями), сильно растянутый светорассеянием, значительно потеряет в яркости, отдельные же линии спектра выступа останутся такими же узкими и яркими, увеличится лишь расстояние между ними. Эти линии достаточно резко выделятся на слабом сплошном спектре. Теперь, чтобы составить понятие о высоте хромосферы и числе выступов, стоит только "обойти" щелью спектроскопа весь край диска С. Если при этом сила трубы и спектроскопа позволяют раскрыть достаточно широко щель, то вместо линий спектра можно видеть монохроматические изображения самого выступа. Наиболее ярки линии водорода С и F, поэтому наиболее ярки будут красный рисунок выступа (вместо линии С) и синий (F). Такой способ видеть выступы хромосферы указан одновременно Жансеном и Локьером в 1868 г. Хеггинс в 1869 первый видел целиком весь выступ в линии С при полном солнечном свете. Кроме линий водорода (С, F, g, h) спектр хромосферы обыкновенно имеет яркие линии гелия (D₃ и др., см. Спектральный анализ), линии кальция (Н и K); реже видны линии магния, натрия, стронция, железа. Вообще спектр хромосферы довольно сложен и сравнительно плохо изучен. Постоянные смены бурных извержений производят частые обращения линий. Кольцо хромосферы имеет в среднем около 1/4' толщины. Внешний его край, независимо от выступов, почти всегда выглядит зазубренным; часто он имеет вид "огненной травы", склоненной как бы под напором ветра в одну сторону, обыкновенно к полюсам (Секки). Цвет хромосферы и ее выступов светло-малиновый, не алый, как он назван во многих книгах, и не кирпично-красный, как почти неизменно изображается на рисунках. — По своему виду, по распределению на солнечной поверхности и по химическому составу выступы довольно резко делятся на облакообразные (водородные) и эруптивные (металлические). Первые встречаются равномерно по всему С., как на экваторе, так и в полярных странах. Спектр их состоит из немногих ярких линий водорода, гелия, кальция. Эти массы водорода похожи на земные перистые или слоистые облака самой разнообразной и прихотливой формы; они имеют крайне нежное, "воздушное" строение, и — подобно факелам — плохо передаются на рисунках. Выступы этого рода часто совершенно отделены от хромосферы, плавают над ее поверхностью. Они представляют собой, вероятно, остатки других более энергичных извержений. Иногда, впрочем, они образуются (Секки, Юнг) совершенно независимо от хромосферы, растут, как бы кристаллизуются, на значительной высоте. Они сравнительно плоски, часто занимают громадные пространства и весьма медленно меняют свою форму. Эруптивные выступы встречаются исключительно по соседству пятен и факелов и находятся, несомненно, в тесной связи с ними. Весьма быстро (иногда в течение нескольких минут) вырастают они до громадных размеров и исчезают вновь. В спектре их, кроме линий водорода, гелия, кальция, видно много ярких линий металлов, всего чаще — натрия, магния, железа, реже — титана, хрома, марганца и т. д. Строение этих выступов волокнистое, струйчатое; они неизменно начинаются у самой хромосферы. Высота в 1—2 угловых минуты, т. е. 50—100 тыс. км, заурядна для них. Наблюдались выступы высотой в 350—400 тыс. км (радиус Земли равен 6 тыс.). Юнг заметил 7 октября 1880 г. выступ, достигавший 13' высоты (почти радиус С.), или 560 тыс. км. Этот гигант вырос в течение часа; еще через час от него не осталось следа. Металлические выступы — самые бурные и стремительные образования на солнечной поверхности. Смещения линий, постоянно наблюдаемые в их спектре, указывают на скорости, доходящие до 300—400 км в секунду. Если эти смещения и вызваны, быть может, отчасти другими факторами (см. Спектральный анализ) и не могут быть отнесены всецело к движению вещества, то, во всяком случае, с подобной скоростью неслось прочь от С. вещество при образовании выступа, наблюденного Юнгом. Были высказаны предположения, что здесь мы видим не движение вещества, а только передачу перемены строения (вроде мгновенной кристаллизации); однако, смещение линий не поддается такому толкованию. По наблюдениям Секки, из 2860 выступов 2230 были наклонены к полюсам. Вместе с наклоном "огненной травы" хромосферы это подтверждает те господствующие течения во внешних оболочках С., на которые указало уже движение пятен. B последнее время Деландр и Хэль получили хорошие спектрографии выступов; они фотографируют обыкновенно в линиях Н или K (эти линии дают громадную химическую напряженность). Приложенные здесь последовательные фотографии одного и того же выступа (25 марта 1895 г.) сделаны в линии Н. Точно так же производятся спектрограммы всего кольца хромосферы: щель спектроскопа или движется по ободу Солнца или имеет вид круга. Наконец, спектрография дала возможность наблюдать не только те выступы, что пришлись в данный момент на краю диска С., но и посреди диска. Здесь, однако, их весьма трудно отделить от факелов (см. выше). Хэль считает даже, что выступы и факелы — различные стороны одного и того же явления.

СОЛНЦЕ II.

1. Фотография короны 1 января 1889 г. Бернард в Калифорнии (негативный отпечаток). 2. Фотография короны 16 апреля 1893 г. Шеберле в Чили (негативный отпечаток). 3. Последовательные фотографии в линии Н спектра одного и того же выстпа 25 марта 1895 г. Хэль в Чикаго. 4. Фотография короны 8 августа 1896 г. Костинский на Новой Земле.

Корона С. Внешняя оболочка С., в нижних слоях которой плавают выступы, называется короной. Она видна исключительно во время полных солнечных затмений; тогда она имеет вид кольца шириной в 2—3 угло