ЭСБЕ/Солнце: различия между версиями
[досмотренная версия] | [досмотренная версия] |
Содержимое удалено Содержимое добавлено
BotLegger (обсуждение | вклад) м Робот: Автоматизированная замена текста (-({{ЭСБЕ *\|((?!ВИКИПЕДИЯ).)*)}} +\1|ВИКИПЕДИЯ=}}, -({{ЭСБЕ *\|((?!ВИКИТЕКА).)*)}} +\1|ВИКИТЕКА=}}, -({{ЭСБЕ *\|((?!ВИКИСКЛ… |
Lozman (обсуждение | вклад) Нет описания правки |
||
Строка 1:
{{ЭСБЕ
|ВИКИПЕДИЯ=Солнце
|ВИКИТЕКА=
|ВИКИСКЛАД=
Строка 10 ⟶ 7 :
|ВИКИУЧЕБНИК=
|ВИКИНОВОСТИ=
|МЭСБЕ=
|ЕЭБЕ=
|БЭАН=
|НЕОДНОЗНАЧНОСТЬ=
|КАЧЕСТВО=3
}}
Строка 22 ⟶ 18 :
<small>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.</small>
''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 {{дробь|1
''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 16×10<sup>26</sup> 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 {{дробь|1
{| class=standard
▲!rowspan=2| <small>Расстояние <br />от центра С. <br />(в радиусе)</small>
▲!colspan=3| <small>Лучи</small>
▲!rowspan=2| <small>Тепловые <br />(Ланглей)</small>
▲! <small>Фиолетово-<br />синие <br />(Фогель)</small>
▲! <small>Желто-<br />красные <br />(Фогель)</small>
▲! <small>Белые <br />(Пикеринг)</small>
▲| 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 {{опечатка|разницы|разницы в яркости центра и края солнца|О2}}, 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 {{опечатка|босометром|болометром|О2}}) 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 {{дробь|1
''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 {{дробь|1
[[Файл:Brockhaus and Efron Encyclopedic Dictionary b60_765-1.jpg|мини|500пкс|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.]]▼
''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. — 25,234 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 <math>\xi = 8^\circ.55 + 5^\circ.80 \operatorname{Cos}\varphi;</math> Фай дал формулу <math>\xi = 14^\circ.37-3^\circ.11 \operatorname{Sin}^2\varphi.</math> По подобному же закону вращаются и другие оболочки С. Дунер из смещения Фраунгоферовых линий вывел для «обращающего слоя» (который вызывает эти линии): <math>\xi = 14^\circ.10-4^\circ.53 \operatorname{Sin}^2\varphi.</math>
Строка 64 ⟶ 48 :
{| class=standard
▲! <small>Время <br />оборота</small>
|-
| 0° || 25<sup>д</sup>.46
Строка 83 ⟶ 65 :
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
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
<center><math>\delta = \alpha + 0'.045R,</math></center>
{{noindent|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 (''D''<sub>3</sub> 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 {{дробь|1
[[Файл:Brockhaus and Efron Encyclopedic Dictionary b60_765-2.jpg|мини|500пкс|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 угловых минуты со светлыми «снопами» отдельных лучей, тянущихся на громадное расстояние (иногда несколько диам. С.). Дошли известия (Плутарх), что светлые выступы около затмившегося С. наблюдались еще в древности. В 1567 корона была так ярка, что сочли затмение неполным. Но только за последние 40 лет собраны кое-какие сведения о короне. Долгое время сомневались, принадлежит ли корона самому С.; ее считали простым оптическим обманом, световым явлением в нашей атмосфере. Мнение это основывалось на несогласии рисунков, изготовленных в одно и то же затмение различными наблюдателями. Торопливо сделанные наброски слишком зависят от восприимчивости глаза наблюдателя и от случайных впечатлений. Лишь фотография установила неизменность короны для всех мест наблюдения затмения и ее солнечное происхождение. Один из лучших снимков сделан Шеберле в Чили в 1893 г. Снимок экспонирован коротко, на нем видна лишь внутренняя яркая часть короны, но она чрезвычайно богата интересными деталями. Шеберле употребил весьма длиннофокусный (40 фут.) объектив. Тем же методом снята корона в 1896 г. экспедицией «Русс. Астр. Общ.», но результат еще не опубликован. Цвет короны и лучей — белый, иногда отмечались зеленоватый или желтоватый оттенки. Яркость ее оценивалась весьма разнообразно. Большинство наблюдателей, однако, согласно, что при свете короны можно читать не особенно мелкую печать. Яркость лучей несомненно непостоянна. Корона более ярка около экватора, чем при полюсах С. Корона и детали лучей всегда требуют нескольких снимков с различными экспозициями — так разнообразны их яркости. Лучи исходят, главным образом, около зон поверхности С., богатых пятнами; это указывает на несомненную связь лучей с другими извержениями на С. Лучи имеют линейчатое строение, как бы состоят из пучков кривых линий, сходящихся друг с другом на некотором расстоянии. Иногда такой сноп кончается острым длинным усом, иногда имеет форму лепестка. — Несмотря на все старания, корону еще никому не удалось видеть или фотографировать помимо затмения. Таким образом, она доступна для исследования лишь несколько часов в столетие, что объясняет скудость, иногда — противоречивость сведений. Вид короны меняется от затмения до затмения. Он зависит от деятельности С. В эпоху максимума пятен корона имеет «взъерошенный» вид; если лучи и берут начало в зонах пятен, они так обильно и разнообразно выброшены, что кажутся вследствие перспективы перепутанными по всем направлениям; невозможно бывает определить по рисунку положение экватора и полюсов С. В эпоху между максимумом и минимумом корона становится спокойнее, лучи все более группируются около зон пятен; корона принимает в главных чертах четырехугольную форму. Наконец, при минимуме пятен лучи длинные и параллельные расположены попарно около экватора С.; на полюсах же явственно выступают веера или кисти слабых кривых лучей, в иное время маскированных энергичными длинными лучами. Ср. фиг. 1, 2, 4 таблицы II. Затмение 1896 г. пришлось через три года после максимума. Корона 28 мая 1900 г. оказалась совершенно подходящей к типу минимума. Отдельные лучи изредка расположены почти касательно к диску. Спектр короны сплошной — ''без'' темных Фраунгоферовых линий, в нем видны лишь несколько светлых линий. Большинство их, и в том числе самая яркая, в зеленом цвете, не найдено в спектре никакого химического элемента на Земле. Это неизвестное вещество названо коронием. Вероятно, короний — газ, во много раз легче гелия и водорода. Зеленая линия корония ошибочно была сопоставлена с одной из линий хромосферы, а также линией спектра северных сияний. Установлено теперь, что эти три линии различны. Другие светлые линии принадлежат водороду и гелию. Весьма трудно чисто отделить спектр короны от спектра выступов. Линии корония становятся слабее во время минимумов пятен. Корона состоит, вероятно, из мельчайших твердых частиц метеорной пыли, плавающей в чрезвычайно редкой атмосфере корония; эти частицы не столько отражают свет С., сколько светятся сами, будучи накалены непосредственной тепловой радиацией С.; это объясняет (Ю. Шейнер) отсутствие Фраунгоферовых линий. Видимую фигуру короны обуславливают именно эти частицы, а не атмосфера корония, потому-то яркость линии корония не зависит от яркости лучей короны (эту линию дают даже сравнительно темные пространства между лучами), а все попытки спектрографировать корону остались бесплодными. — Мы видим корону только в разрезе; ее лучи — лишь перспективное изображение светлых коноидальных поверхностей, охватывающих С. К эпохе минимума эти конусы все более и более сплющиваются. Это несомненно связано с вращением короны. По-видимому (Белопольский), в атмосферу корония периодически извергаются по различным направлениям твердые мельчайшие частицы. Вследствие вращения они мало-помалу размещаются в плоскостях, параллельных экватору С. Новое извержение нарушает правильный вид короны. Попытки спектрально определить скорость вращения короны (см. Спектральный анализ) еще не дали хорошего результата. С вопросом о размерах короны близко связан вопрос о сущности зодиакального света. Многие астрономы склонны видеть в этом последнем явлении внешние, неимоверно разреженные оболочки атмосферы С., простирающиеся до орбиты Земли и далее. Такая атмосфера должна оказывать сопротивление телам, обращающимся вокруг Солнца. В ее трении хотели видеть причину необъясненного еще движения перигелия Меркурия (см. Перигелий), но это трение, несомненно, ничтожно мало. Кометы 1880 и 1882 гг. пролетели около С. так близко, что неизбежно должны были погружаться в самые нижние слои короны, и тем не менее орбиты их остались ничуть не измененными; форма хвостов комет сохранилась та же самая. Пылеобразное строение как короны, так и кометы единственно может несколько объяснить этот факт. Неоднократно указывалось на сходство корональных форм и хвостов комет; быть может (Бредихин), лучи короны, подобно хвостам комет, обязаны своим происхождением какой-то отталкивательной силе, исходящей из С.
Строка 103 ⟶ 83 :
''Литература.'' Сочинения общего содержания: классическая работа Secchi, «{{lang|fr|Le Soleil}}» 1870); Young, «The Sun» (русский перевод Малиса, где помещены все позднейшие добавления автора); Faye, «{{lang|fr|Sur la constitution physique du Soleil}}» («{{lang|fr|Annuaire du bureau des longitudes}}», 1873—74); Gruillemin, «{{lang|fr|Le Soleil}}»; Proctor, «The Sun, ruler, light, fire and life of the planetary system». Все названные сочинения написаны общедоступно. Систематические наблюдения различных явлений на С.: Spörer, «Beobachtungen der Sonnenflecken»; Carrington, «Observations of the spots on the sun… made at Redhill; тома за различные годы: «Publicationen des Astrophysicalischen Observatoriums zu Potsdam»; «Memorie della Societa degli Spettroscopisti Italiani» (наблюдения выступов); «{{lang|fr|Annales de l’observatoire de Moscou}}»; «{{lang|fr|Annales de l’observatoire de Meudon}}»; «Greenwich spectroscopic and photographic results». Из громадного числа работ, касающихся отдельных вопросов, следует указать: Zöllner, «Ueber das Rotationsgesetz der Sonne und der grossen Planeten» («Ber. d. Sächs. Gesel», 1871); Duner, «{{lang|fr|Recherches sur la rotation du Soleil}}» (1891); R. Wolf, статьи о периодичности пятен в «Vierteljahrschrift d. Gesel. in Zürich»; Белопольский, «Пятна на Солнце и их движение» (1886); Auwers, «Ueber die angebliche Veränderlichkeit des Sonnendurchmessers» (Monatsber. d. Akad. in Berlin», 1873); Spörer, «Ueber Strahlenbrechung in der Sonnenatmosphäre» («Ast. Nach.», 1876); Lockyer, «Chemistry of the Sun» (1887); статьи Faye o строении С. в «Comptes Rendus» за различные годы; Белопольский, «Die totale Sonnenfinsterniss am 9 August 1896» («Известия Акад. Наук», 1897); Ranyard, «Observations made during total solar eclipses, collated» («Mem. Ast. Soc.», 1879); Ганский, «Ueber die Corona und den Zusammenhang etc.» («Известия Акад. Наук», 1897); Vogel, «Ueber die Absorption… in der Atmosphäre der Sonne» («Ber. d. Sächs. Gesel.» 1872); Pouillet, «{{lang|fr|Mémoire sur la chaleur solaire}}» («Comptes Rendus», 1838); Hahn, «Ueber die Beziehungen der Sonnenfleckenperiode zu meteorologische Erscheinungen» (1877). О новейших спектральных исследованиях — см. статьи различных авторов в американском «Astronomy and Astrophysics», с 1895 г. переименованном в «Astrophystcal Journal»; ср. также литературные указания при статье Спектральный анализ.
{{right|{{ЭСБЕ/Автор|В. Серафимов}}.}}
== Приложения ==
▲[[Файл:Brockhaus and Efron Encyclopedic Dictionary b60_765-1.jpg|мини|центр|500пкс|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.]]
▲[[Файл:Brockhaus and Efron Encyclopedic Dictionary b60_765-2.jpg|мини|центр|500пкс|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.]]
[[Категория:ЭСБЕ:Астрономия]]
|