Астрономия и космонавтика

Со́лнечное дина́мо, физический процесс, обусловливающий формирование и изменения во времени солнечных магнитных полей, включая 11-летний цикл солнечной активности (цикл Швабе). Солнечные магнитные поля генерируются благодаря взаимодействию течений солнечной плазмы, имеющей высокую электрическую проводимость, с магнитными полями, существующими в области течения. Это взаимодействие обусловлено явлением электромагнитной индукции и действием силы Лоренца. Теоретически наиболее разработаны и наилучшим образом согласуются с данными наблюдений такие модели солнечного динамо, принципиально важными компонентами которых являются дифференциальное вращение Солнца и малоупорядоченные движения вещества (солнечная конвекция, которую на больших пространственных масштабах можно рассматривать как турбулентность). Эти движения вещества должны обладать зеркальной асимметрией: их характеристики должны менять знак при переходе от правой к левой системе координат.

Со́лнце, ближайшая к нам звезда, центральное тело Солнечной системы. Представляет собой газовый (плазменный) шар. Масса Солнца равна 1,99·1030 кг и составляет 99,866% от всей массы Солнечной системы. Радиус Солнца равен 696 230 км, сжатие очень малó – полярный радиус меньше экваториального всего на 6 км. Средняя плотность вещества Солнца равна 1409 кг/м3. Солнце вращается вокруг своей оси со средним периодом около 27 суток, однако его вращение дифференциально: на экваторе период вращения близок к 25 суткам, в полярных областях превышает 30 суток. Эффект дифференциального вращения вместе с меридиональной циркуляцией (очень медленными течениями газа от экватора к полюсам) играет определяющую роль в циклической генерации магнитных полей на Солнце, обеспечивающих солнечную активность. В центральной области Солнца – ядре – протекают термоядерные реакции превращения водорода в гелий, которые являются источником энергии Солнца. Ядро окружает зона лучистого переноса энергии, а ещё выше расположена конвективная зона. Атмосфера Солнца состоит из фотосферы, хромосферы и короны. Также Солнце непрерывно испускает во все стороны поток плазмы – солнечный ветер, который может рассматриваться как продолжение короны. Температура видимых глазом поверхностных слоёв Солнца (фотосферы) равна 5800 К. Общая светимость Солнца составляет 3,846·1026 Вт. Видимая звёздная величина Солнца , абсолютная звёздная величина . Будучи звездой главной последовательности, Солнце относится к классу светимости V, а по спектральным свойствам это жёлтый карлик спектрального класса G2 (обозначается как dG2). Химический состав Солнца таков: 73,7% (по массе) – водород, 24,5% – гелий, на долю всех остальных химических элементов приходится лишь 1,8%. В видимом диапазоне спектра Солнца излучается около половины всей энергии, 41% приходится на инфракрасное излучение с длиной волны 760–5000 нм, 9% – на ультрафиолетовое излучение с длиной волны 100–400 нм. Кроме того, Солнце является мощным источником радиоизлучения.

Со́лнечные пя́тна, тёмные образования овальной формы, появляющиеся на поверхности Солнца. Их размеры варьируют от тысячи до нескольких десятков тысяч километров. Солнечные пятна кажутся тёмными по контрасту с более яркой фотосферой Солнца, т. к. температура солнечных пятен в среднем 4300 К, а температура окружающей фотосферы – около 5800 К. Солнечные пятна представляют собой области, где магнитное поле выходит на поверхность Солнца из нижележащих слоёв в виде отдельных жгутов, которые проникают сквозь фотосферу и образуют арки с вершинами в хромосфере и короне Солнца и двумя основаниями на фотосфере. Сильные магнитные поля в основаниях арок подавляют конвекцию в нижележащих слоях Солнца, что приводит к локальному охлаждению фотосферы и появлению области тени солнечного пятна.

Со́лнечная акти́вность, глобальные процессы на Солнце, связанные с изменением сильных магнитных полей в его атмосфере и включающие возникновение активных областей с группами солнечных пятен, факелами и флоккулами, появление солнечных вспышек, протуберанцев, корональных дыр, корональных выбросов массы и др. Для численной характеристики отдельных составляющих солнечной активности используют различные индексы солнечной активности, большинство из которых циклически изменяются со временем (цикл Швабе).

Со́лнечная грануля́ция, совокупность ярких образований – гранул, покрывающих всю поверхность фотосферы Солнца, за исключением участков, занятых солнечными пятнами. Гранулы представляют собой верхние части самых мелкомасштабных конвективных ячеек конвективной зоны Солнца, хотя некоторые исследователи считают их областями горячего газа. Гранулы имеют преимущественно форму многоугольников, обычно неправильных, разделённых более тёмными промежутками – межгранульными дорожками. Измерения скоростей движения солнечной плазмы, основанные на использовании эффекта Доплера, показали, что в центральной части гранулы вещество поднимается со скоростью 0,5–1,5 км/с, растекается к её периферии и там опускается. Время жизни отдельной гранулы составляет 1–20 мин, чаще всего 5–10 мин.

Конвекти́вная зо́на Со́лнца, лежащая под фотосферой и окружающая лучистую зону оболочка Солнца толщиной около 200 тыс. км, в которой происходит тепловая конвекция солнечной плазмы. В пределах конвективной зоны температура изменяется на 3 порядка (от 5,8∙106 К в её основании до 5,8∙103 К на поверхности фотосферы), а плотность – на 7 порядков (от 6,6∙103 до 2,5∙10–4 кг/м3). Взаимодействие течений плазмы в конвективной зоне с магнитными полями имеет важное значение для развития разнообразных явлений солнечной активности. Конвективные течения усиливают, структурируют, переносят и рассеивают магнитные поля. Течения плазмы в конвективной зоне образуют структуры различных масштабов, являющиеся, по нынешним представлениям, конвективными ячейками. Вещество поднимается из нижележащих слоёв в центральных частях ячеек, растекается к их периферийным частям и там снова опускается. Мелкомасштабные ячейки, размерами 250–2000 км, наблюдаются на поверхности Солнца в виде солнечной грануляции.