СО́ЛНЦЕ

  • рубрика

    Рубрика: Физика

  • родственные статьи
  • image description

    В книжной версии

    Том 30. Москва, 2015, стр. 656-658

  • image description

    Скопировать библиографическую ссылку:




Авторы: А. А. Соловьёв

СО́ЛНЦЕ, бли­жай­шая к нам звез­да, цен­траль­ное те­ло Сол­неч­ной сис­те­мы.

Основные характеристики

Рис. 1. Изображение Солнца в белом свете. В западном полушарии видна активная область с крупным солнечным пятном. Отчётливо заметен эффект потемнения Cолнца к краю, обусловленный радиальным градиентом...

Ср. рас­сто­яние от Зем­ли до С. (ас­тро­но­ми­че­ская еди­ни­ца, а. е.) рав­но 149597870700 м (свет про­хо­дит это рас­стоя­ние при­мер­но за 500 с). С. пред­став­ля­ет со­бой га­зо­вый (плаз­мен­ный) шар. Мас­са С. состав­ля­ет 1,99·1030 кг, ра­ди­ус ра­вен 696230 км, сжа­тие очень малó – по­ляр­ный ра­ди­ус мень­ше эк­ва­то­ри­аль­но­го все­го на 6 км. Ср. плот­ность ве­ще­ст­ва С. 1409 кг/м3. Ус­ко­ре­ние си­лы тя­же­сти на по­верх­но­сти С. gС=274 м/с2. С. вра­ща­ет­ся во­круг сво­ей оси со ср. пе­рио­дом ок. 27 сут, од­на­ко его вра­ще­ние диф­фе­рен­ци­аль­но: на эк­ва­то­ре пе­ри­од вра­ще­ния бли­зок к 25 сут, в по­ляр­ных об­лас­тях пре­вы­ша­ет 30 сут. Эф­фект диф­фе­рен­ци­аль­но­го вра­ще­ния вме­сте с ме­ри­дио­наль­ной цир­ку­ля­ци­ей – очень мед­лен­ны­ми те­че­ния­ми га­за от эк­ва­то­ра к по­лю­сам – иг­ра­ет оп­ре­де­ляю­щую роль в цик­лич. ге­не­ра­ции маг­нит­ных по­лей на С., обес­пе­чи­ваю­щих сол­неч­ную ак­тив­ность. Темп-ра ви­ди­мых гла­зом по­верх­но­ст­ных сло­ёв С. (фо­то­сфе­ры Солн­ца) рав­на 5770 К. Ко­ли­че­ст­во энер­гии, ко­то­рое по­лу­ча­ет от С. на ср. рас­стоя­нии от не­го в 1 а. е. пло­щад­ка в 1 м2, ори­ен­ти­ро­ван­ная пер­пен­ди­ку­ляр­но сол­неч­ным лу­чам за пре­де­ла­ми зем­ной ат­мо­сфе­ры, со­став­ля­ет 1367,6 Вт/м2 (сол­неч­ная по­сто­ян­ная). Об­щая све­тимость С. (ко­ли­че­ст­во энер­гии, ис­пус­кае­мой всей его по­верх­но­стью за 1 с) рав­на 3,846·1026 Вт. Ви­ди­мая звёзд­ная ве­ли­чи­на С. mV=–26,73, аб­со­лют­ная звёзд­ная ве­ли­чи­на М=4,83. В спек­траль­ной клас­си­фи­ка­ции звёзд С. от­не­се­но к клас­су dG2 – жёл­тый кар­лик клас­са G2 (рис. 1).

Спектр Солнца

С. име­ет не­пре­рыв­ный спектр из­лу­че­ния, по­доб­ный спек­тру аб­со­лют­но чёр­но­го те­ла с темп-рой, со­от­вет­ст­вую­щей темп-ре фо­то­сфе­ры, но на его фо­не на­блю­да­ют­ся мно­го­числ. тём­ные фра­ун­го­фе­ро­вы ли­нии. Эти ли­нии по­яв­ля­ют­ся в спек­тре вслед­ст­вие по­гло­ще­ния кван­тов све­та в верх­них, бо­лее хо­лод­ных сло­ях сол­неч­ной ат­мосфе­ры. Не­пре­рыв­ный спектр С. наи­бо­лее ин­тен­си­вен в ви­ди­мом диа­па­зо­не длин волн – от си­них (430 нм) до крас­ных (ок. 760 нм). В этой об­лас­ти спек­тра С. осо­бен­но вы­де­ля­ют­ся ли­нии иони­зо­ван­но­го каль­ция (дуб­лет Н и K), ли­нии баль­ме­ров­ской се­рии во­до­ро­да Нα, Нβ и Нγ, а так­же мно­го­числ. ли­нии ме­тал­лов. Хи­мич. со­став С., ус­та­нав­ли­вае­мый по ис­сле­до­ва­ни­ям спек­траль­ных ли­ний: 73,7% (по мас­се) – во­до­род, 24,5% – ге­лий, на до­лю всех ос­таль­ных хи­мич. эле­мен­тов при­хо­дит­ся лишь 1,8%. В ви­ди­мом диа­па­зо­не спек­тра С. из­лу­ча­ет­ся око­ло по­ло­ви­ны всей энер­гии, 41% при­хо­дит­ся на ИК-из­лу­че­ние с дли­ной вол­ны 760–5000 нм, 9% – на УФ-из­лу­че­ние с дли­ной вол­ны 100–400 нм. В УФ-об­лас­ти на дли­нах волн 200–400 нм спектр С. так­же опи­сы­ва­ет­ся за­ко­на­ми из­лу­че­ния аб­со­лют­но чёр­но­го те­ла. На вол­нах ко­ро­че 200 нм ин­тен­сив­ность не­пре­рыв­но­го спек­тра С. рез­ко па­да­ет, по­яв­ля­ют­ся эмис­си­он­ные ли­нии. Наи­бо­лее ин­тен­сив­ной из них яв­ля­ет­ся ли­ния лай­ма­нов­ской се­рии во­до­ро­да Lα с дли­ной вол­ны 121,5 нм. В рент­ге­новской об­лас­ти (0,1–10 нм) плот­ность по­то­ка из­лу­че­ния С. весь­ма ма­ла (ок. 5·10–4 Вт/м2). Ин­тен­сив­ность из­лу­че­ния С. в УФ- и рент­ге­нов­ском диа­па­зо­нах очень силь­но ме­ня­ет­ся с из­ме­не­ни­ем уров­ня сол­неч­ной ак­тив­но­сти. УФ-из­лу­че­ние С. воз­ни­ка­ет в хро­мо­сфе­ре Солн­ца – сле­дую­щем за фо­тосфе­рой слое сол­неч­ной ат­мо­сфе­ры тол­щи­ной ок. 2000 км и темп-рой 8–10 тыс. К. Рент­ге­нов­ское из­лу­че­ние так­же ис­хо­дит из хро­мо­сфе­ры и рас­по­ложен­ной над нею ещё бо­лее го­ря­чей (ок. 1–2 млн. К), но силь­но раз­ре­жен­ной и чрез­вы­чай­но про­тя­жён­ной сол­неч­ной ко­ро­ны. Кро­ме то­го, С. яв­ля­ет­ся мощ­ным ис­точ­ни­ком ра­дио­из­лу­че­ния. Хро­мо­сфе­ра С. из­лу­ча­ет ра­дио­вол­ны в мил­ли­мет­ро­вом и сан­ти­мет­ро­вом диа­па­зо­нах, сол­неч­ная ко­ро­на – де­ци­мет­ро­вые и мет­ро­вые ра­дио­вол­ны. В ра­дио­из­лу­че­нии С. вы­де­ля­ют две со­став­ляю­щие – по­сто­ян­ную и пе­ре­мен­ную. Пер­вая со­от­вет­ст­ву­ет ра­дио­из­лу­че­нию спо­кой­но­го С., вто­рая от­ра­жа­ет яв­ле­ния сол­неч­ной ак­тив­но­сти и про­яв­ля­ет­ся в ви­де вспле­сков и шу­мо­вых бурь. Это ра­дио­из­лу­че­ние име­ет не­те­п­ло­вую при­ро­ду и при вспыш­ках воз­рас­та­ет в ты­ся­чи и мил­лио­ны раз по срав­не­нию с ра­дио­из­лу­че­ни­ем спо­кой­но­го С. Дол­гое вре­мя на­блю­де­нию с Зем­ли бы­ла дос­туп­на лишь ви­ди­мая часть сол­неч­ного спек­тра. С на­сту­п­ле­ни­ем кос­мич. эры в по­след­ней тре­ти 20 в. ста­ло воз­мож­ным вы­но­сить те­ле­ско­пы за пре­де­лы зем­ной ат­мо­сфе­ры, и ге­лио­фи­зи­ка, как и вся совр. ас­тро­но­мия, ста­ла все­вол­но­вой. Ны­не на­блю­де­ни­ям дос­туп­но как длин­но­вол­но­вое сол­неч­ное из­лу­че­ние, т. е. ИК-часть спек­тра и ра­дио­диа­па­зон от мил­ли­мет­ро­вых до ки­ло­мет­ро­вых длин волн (сол­неч­ная ра­дио­ас­тро­но­мия в мень­шей сте­пе­ни под­вер­же­на влия­нию ат­мо­сфе­ры и по­это­му по­лу­чи­ла бур­ное раз­ви­тие уже с нач. 1950-х гг.), так и ко­рот­ко­вол­но­вое из­лу­че­ние (УФ-, рент­ге­нов­ское и гам­ма-из­лу­че­ние), пол­но­стью по­гло­щае­мое зем­ной ат­мо­сфе­рой. Ор­би­таль­ные сол­неч­ные об­сер­ва­то­рии по­зво­ля­ют вес­ти ре­гу­ляр­ные на­блю­де­ния С. в УФ- и рент­ге­нов­ском диа­па­зо­нах. В отд. слу­ча­ях бла­го­да­ря уча­стию не­спе­циа­ли­зи­ров. те­ле­ско­пов уда­ёт­ся из­ме­рить по­то­ки гам­ма-лу­чей (с энер­ги­ей до 100 МэВ) от ак­тив­ных со­бы­тий на С. При по­мо­щи КА по­сто­ян­но от­сле­жи­ва­ют­ся в разл. энер­ге­тич. диа­па­зо­нах по­то­ки сол­неч­ных кос­мич. лу­чей (в осн. ус­ко­рен­ных в сол­неч­ных вспыш­ках элек­тро­нов и про­тонов), иг­раю­щих важ­ную роль в фор­ми­ро­ва­нии кос­мич. по­го­ды на ор­би­те Зем­ли.

Источник энергии Солнца

Тер­мо­ядер­ные ре­ак­ции – ис­точ­ник всей энер­гии С. – воз­мож­ны толь­ко в сол­неч­ном яд­ре, где темп-ра дос­ти­га­ет 15,6 млн. К, а плот­ность – 1,6·105 кг/м3. Осн. тер­моядер­ная ре­ак­ция, обес­пе­чи­ваю­щая до 99% сол­неч­ной энер­гии, – это во­до­род­ный цикл, ко­неч­ным ре­зуль­та­том ко­то­ро­го яв­ля­ет­ся об­ра­зо­ва­ние яд­ра ге­лия (α -час­ти­цы) из 4 ядер во­до­ро­да – про­то­нов. Мас­са об­ра­зо­вав­ше­го­ся яд­ра мень­ше сум­мар­ной мас­сы 4 про­то­нов, и эта раз­ни­ца масс пре­вра­ща­ет­ся в энер­гию из­лу­че­ния ней­три­но и жё­ст­ких γ-кван­тов. Др. тер­мо­ядер­ный цикл – уг­ле­род­но-азот­ный цикл, иг­ра­ет ма­лую роль; на его до­лю при­хо­дит­ся все­го ок. 1% энер­го­про­из­вод­ст­ва С. Эф­фек­тив­ность тер­мо­ядер­ных ре­ак­ций в яд­ре С. та­ко­ва, что из 1 кг во­до­ро­да 7 г пре­вра­ща­ется в из­лу­че­ние. Ка­ж­дую се­кун­ду на С. «вы­го­ра­ет» ок. 4,3 млн. т во­до­ро­да. В та­ком ре­жи­ме С. су­ще­ст­ву­ет уже ок. 4,5 млрд. лет, но его мас­са на­столь­ко ве­ли­ка, что её хва­тит ещё при­мер­но на та­кой же пе­ри­од вре­ме­ни. Гам­ма-кван­ты, по­ро­ж­дён­ные в яд­ре С., мно­го­крат­но по­гло­ща­ют­ся и пе­ре­из­лу­ча­ют­ся ато­ма­ми сол­неч­но­го ве­ще­ст­ва, и с по­верх­но­сти С. их энер­гия из­лу­ча­ет­ся гл. обр. в ви­де оп­тич. и ИК-из­лу­че­ния.

Пря­мую ин­фор­ма­цию о про­те­ка­нии тер­мо­ядер­ных ре­ак­ций син­те­за в яд­ре С. да­ёт ней­трин­ная ас­тро­но­мия, по­сколь­ку ней­три­но, ро­ж­даю­щие­ся в этих ре­ак­ци­ях, прак­ти­че­ски без по­гло­ще­ния про­хо­дят всю тол­щи­ну сол­неч­но­го ша­ра и по­па­да­ют на Зем­лю, где они мо­гут быть улов­ле­ны спец. де­тек­то­ра­ми.

Внутреннее строение Солнца

Рис. 2. Схема строения Солнца: 1 – ядро; 2 – зона лучистого переноса; 3 – конвективная зона; 4 – фотосфера; 5 – хромосфера; 6 – солнечная корона (в УФ-излучении); 7...

С. мож­но ус­лов­но раз­де­лить на ряд фи­зи­че­ски разл. зон (рис. 2): яд­ро, в ко­то­ром про­ис­хо­дит энер­го­вы­де­ле­ние, за­ни­ма­ет 0,2 ра­диу­са С.; по­сле не­го вплоть до рас­стоя­ния 0,69 ра­диу­са С. сле­ду­ет зо­на лу­чи­сто­го пе­ре­но­са, в ко­то­рой ве­ще­ст­во на­хо­дит­ся в со­стоя­нии гид­ро­статич. рав­но­ве­сия, а по­ток энер­гии пе­ре­да­ёт­ся в ра­ди­аль­ном на­прав­ле­нии от ниж­них сло­ёв к верх­ним за счёт по­гло­ще­ния и по­сле­дую­ще­го из­лу­че­ния фо­то­нов, час­то­та ко­то­рых, как и темп-ра сол­неч­но­го ве­ще­ст­ва, сни­жа­ет­ся по ме­ре уда­ле­ния от цен­тра. Вся эта внутр. часть С. вра­ща­ет­ся как твёр­дое те­ло с пе­риодом ок. 27 сут. Да­лее, в уз­ком слое на рас­стоя­нии от 0,69 до 0,72 ра­диу­са С., ко­то­рый на­зы­ва­ет­ся та­хок­ли­ном, про­ис­хо­дит рез­кий пе­ре­ход к диф­фе­рен­ци­аль­но­му вра­ще­нию, близ­ко­му к то­му, что на­блю­да­ет­ся на по­верх­но­сти С., и от ме­ха­низ­ма лу­чи­сто­го пе­ре­но­са энер­гии к кон­век­тив­но­му. По совр. пред­став­ле­ни­ям, та­хок­лин иг­ра­ет важ­ней­шую роль в ге­не­ра­ции пе­ре­мен­ных маг­нит­ных по­лей на С. На­чи­ная с та­хок­ли­на темп-ра сол­неч­ной плаз­мы умень­ша­ет­ся, а её не­про­зрач­ность воз­рас­та­ет на­столь­ко, что лу­чи­стый пе­ре­нос ока­зы­ва­ет­ся не­спо­со­бен пе­ре­но­сить на­верх по­ток энер­гии, вы­ра­бо­тан­ной в яд­ре, и с уров­ня 0,72 ра­диу­са С. воз­ни­ка­ет раз­ви­тая кон­век­тив­ная зо­на. Здесь пе­ре­нос энер­гии про­из­во­дит­ся кон­век­ци­ей, т. е. за счёт вер­ти­каль­но­го пе­ре­ме­ши­ва­ния ве­ще­ст­ва, при ко­то­ром отд. го­ря­чие эле­мен­ты га­за (плаз­мы) под­ни­ма­ют­ся на­верх, пе­ре­но­ся с со­бой те­п­ло­вую энер­гию, рас­ши­ря­ют­ся и ох­ла­ж­да­ют­ся по ме­ре подъ­ё­ма, а за­тем, опус­ка­ясь в ниж­ние бо­лее го­ря­чие слои, на­гре­ва­ют­ся, и про­цесс по­вто­ря­ет­ся. Та­кой пе­ре­нос энер­гии ока­зы­ва­ет­ся в неск. раз бо­лее эф­фек­тив­ным, чем лу­чи­стый, и по­ток те­п­ла на по­верх­но­сти С. поч­ти це­ли­ком пе­ре­но­сит­ся к фо­то­сфе­ре кон­век­ци­ей.

Атмосфера Солнца и солнечный магнетизм

Рис. 3. Гигантский петельный протуберанец. Вверху показан для сравнения земной шар. Снимок получен в 2011 космической обсерваторией «Solar Dynamics Observatory» (NASA).

В фо­то­сфе­ре – уз­ком слое тол­щи­ной все­го ок. 300 км – сле­ды кон­век­ции, про­ис­хо­дя­щей в ни­же­ле­жа­щих сло­ях, ещё вид­ны в ви­де ячеи­стой гра­ну­ля­ции (раз­мер гра­ну­лы ок. 106 м, вре­мя жиз­ни ок. 10 мин), но не­по­сред­ст­вен­но в фо­то­сфе­ре кон­век­ция пре­кра­ща­ет­ся и здесь опять на­чи­на­ет до­ми­ни­ро­вать лу­чи­стый пе­ре­нос энер­гии. По ме­ре уда­ле­ния от ниж­ней гра­ни­цы фо­то­сфе­ры вверх темп-ра га­за па­да­ет до 4400 К на вы­со­те 560 км (тем­пе­ра­тур­ный ми­ни­мум), но да­лее темп-ра га­за сно­ва на­чи­на­ет рас­ти с вы­со­той. В хро­мо­сфе­ре, в верх­ней её час­ти на уров­не очень тон­ко­го пе­ре­ход­но­го слоя от хро­мо­сфе­ры к ко­ро­не, темп-ра га­за со­став­ля­ет уже 20 тыс. К, а за­тем она стре­ми­тель­но, на про­тя­же­нии все­го не­сколь­ких ты­сяч ки­ло­мет­ров, вы­рас­та­ет до зна­че­ний ок. 1 млн. К в сол­неч­ной ко­ро­не. Это обу­слов­ле­но тем, что в кон­век­тив­ной зо­не и фо­то­сфе­ре при­сут­ст­ву­ет, кро­ме элек­тро­маг­нит­но­го из­лу­че­ния и го­ря­чей, хо­ро­шо про­во­дя­щей элек­трич. ток и по­сто­ян­но пе­ре­ме­ши­вае­мой кон­век­тив­ны­ми дви­же­ния­ми плаз­мы, ещё один вид ма­те­рии, об­ла­даю­щий оп­ре­де­лён­ной энер­ги­ей, спо­соб­ный пе­ре­но­сить эту энер­гию на боль­шие рас­стоя­ния и вы­де­лять её в др. фор­мах. Это – маг­нит­ное по­ле С. Об­щее маг­нит­ное по­ле С., имею­щее в пер­вом при­бли­же­нии струк­ту­ру, близ­кую к ди­поль­ной, от­но­си­тель­но не­ве­ли­ко – все­го 1–2 Гс [(1–2)·10–4 Тл], т. е. лишь в 2–4 раза боль­ше, чем маг­нит­ное по­ле Зем­ли, но в ак­тив­ных об­лас­тях С. на­пря­жён­ность маг­нит­но­го по­ля со­став­ля­ет уже сот­ни Гс, а в сол­неч­ных пят­нах – 2–4 кГс, и его ло­каль­ная струк­ту­ра мо­жет быть очень слож­ной (пе­ре­кру­чен­ные маг­нит­ные жгу­ты). Важ­ней­шая роль маг­нит­но­го по­ля на С. со­сто­ит в том, что все из­вест­ные про­яв­ле­ния сол­неч­ной ак­тив­но­сти [ком­плек­сы ак­тив­но­сти, ак­тив­ные об­лас­ти и их отд. эле­мен­ты – сол­неч­ные пят­на, фа­ке­лы, сол­неч­ные вспыш­ки, про­ту­бе­ран­цы (рис. 3), ко­ро­наль­ные ды­ры, ко­ро­наль­ные вы­бро­сы мас­сы и др.] име­ют маг­нит­ную при­ро­ду (см. Сол­неч­ный маг­не­тизм). На­грев хро­мо­сфе­ры и ко­ро­ны так­же обу­слов­лен на­ли­чи­ем на С. маг­нит­но­го по­ля. Он мо­жет быть обес­пе­чен как не­по­сред­ст­вен­ной дис­си­па­ци­ей маг­нит­ной энер­гии при пе­ре­со­еди­не­ни­ях маг­нит­ных си­ло­вых ли­ний в мел­ко­мас­штаб­ных то­ко­вых сло­ях (на­нов­спыш­ки), так и дис­си­па­ци­ей энер­гии маг­ни­то­гид­ро­ди­на­мич. волн, пе­ре­но­си­мых вдоль маг­нит­но­го по­ля из-под фо­то­сфе­ры в вы­ше­ле­жа­щие и силь­но­раз­ре­жен­ные слои сол­неч­ной ат­мо­сфе­ры. Де­та­ли ме­ха­низ­ма ко­ро­наль­но­го на­гре­ва по­ка не яс­ны, но об­щий смысл про­цес­са не вы­зы­ва­ет со­мне­ний.

Солнечный ветер и гелиосфера

Сол­неч­ная ко­ро­на вслед­ст­вие её вы­со­кой темп-ры не мо­жет удер­жи­вать­ся гра­ви­та­ци­ей в со­стоя­нии ста­тич. рав­но­ве­сия, по ме­ре уда­ле­ния от С. она пе­ре­хо­дит в ди­на­мич. ре­жим убе­га­ния, пре­вра­ща­ясь в сол­неч­ный ве­тер – ухо­дя­щий от С. по всем на­прав­ле­ни­ям по­ток плаз­мы. Об­ласть про­стран­ст­ва во­круг С., за­пол­нен­ная сол­неч­ным вет­ром, сол­неч­ны­ми маг­нит­ны­ми по­ля­ми и сол­неч­ны­ми кос­мич. лу­ча­ми, на­зы­ва­ет­ся ге­лио­сфе­рой. Не­смот­ря на то, что сол­неч­ный ве­тер ис­пус­ка­ет­ся С. по всем на­прав­ле­ни­ям, ге­лио­сфе­ра име­ет вы­тя­ну­тую фор­му, что объ­яс­ня­ет­ся дви­же­ни­ем С. от­но­си­тель­но меж­звёзд­ной сре­ды. На оп­ре­де­лён­ном рас­стоя­нии от С., да­ле­ко за ор­би­той Плу­то­на, сверх­зву­ко­вой сол­неч­ный ве­тер стал­ки­ва­ет­ся с меж­звёзд­ным га­зом и рез­ко за­мед­ля­ет­ся. Здесь фор­ми­ру­ет­ся удар­ная вол­на, по­сле про­хо­ж­де­ния че­рез ко­то­рую те­че­ние га­за ста­но­вит­ся доз­ву­ко­вым. Меж­звёзд­ный газ, об­те­кая фронт удар­ной вол­ны, фор­ми­ру­ет про­тя­жён­ный га­зо­вый шлейф, вы­тя­ну­тый в на­прав­ле­нии, про­ти­во­по­лож­ном на­прав­ле­нию дви­же­ния С. Внеш­няя по­верх­ность ге­лио­сфе­ры, где сол­неч­ный ве­тер встре­ча­ет­ся с меж­звёзд­ной сре­дой, на­зы­ва­ет­ся ге­лио­пау­зой. Рас­стоя­ние до ге­лио­пау­зы и её фор­ма по­ка пло­хо оп­ре­де­ле­ны, но меж­пла­нет­ные стан­ции «Во­яд­жер-1» и «Во­яд­жер-2», за­пу­щен­ные в 1977 для ис­сле­до­ва­ния Юпи­те­ра и Са­тур­на, в кон. 2010 пе­ре­сек­ли всю Сол­неч­ную сис­те­му и на­ча­ли про­хо­дить в двух раз­ных точ­ках че­рез ге­лио­пау­зу, по­ки­дая пре­де­лы Сол­неч­ной сис­те­мы как об­лас­ти, в ко­то­рой до­ми­ни­ру­ет сол­неч­ный ве­тер. В авг. 2012 «Во­яд­жер-1» вы­шел за пре­де­лы Сол­неч­ной сис­те­мы на рас­стоя­нии 121,7 а. е. от С. По­лу­чен­ная от мис­сии ин­фор­ма­ция по­мог­ла уточ­нить гра­ни­цы и фи­зич. ус­ло­вия на ге­лио­пау­зе.

Лит.: Ко­но­но­вич Э. В., Мо­роз В. И. Об­щий курс ас­тро­но­мии. 5-е изд. М., 2015; http://trace.lmsal.com/Science/ScientificResults/trace_cdrom/; http://sdo.gsfc.nasa.gov; http://sai.msu.su/ng/solar/sun/main.htm; http://tesis.lebedev.ru/sun.

Вернуться к началу