шой планеты — Юпитера. — Масса С. принимается *равной 1, 985 1083 г, в 333.420 раз больше массы Земли и в 745 раз больше массы всех планет солнечной системы, вместе взятых. Плотность С. (средняя) равна 1, 41 г/сл3, или около 1/4 средней плотности Земли.
Плотность центральных частей Солнца значительно выше, но пока ещё не известна точно. Последние теоретические работы Бете и др. дают плотность газа в центре С. равную 110. Плотность поверхностных слоёв С. чрезвычайно мала. В тех слоях, из к-рых мы получаем наибольшую часть видимого света, плотность Солнца, по приближённым оценкам, меньше плотности воздуха в миллион раз.
Расстояние от С. до Земли меняется в течение года вследствие эллиптичности земной орбиты в пределах ±1, 67%. Средним расстоянием до С. называют расстояние, равное длине большой полуоси эллипса земной орбиты, или среднее арифметическое между наибольшим и наименьшим расстоянием Земли от С. в течение года. Это расстояние называется астрономич. единицей (длины) и служит масштабом для измерения расстояний ^как в пределах солнечной системы, так и во вселенной. — Среднее расстояние до С. определяется через средний экваториальный горизонтальный параллакс (см. Параллакс солнечный) — п л связано4с ним соотношением a=R/sinnt где В — экваториальный радиус земного сфероида. Во всех астрономических ежегодниках и при предвычислениях положения планет параллакс С., по международному соглашению, принимается равным 8, 80".
Спенсер Джонс вывел из наблюдения астероида Эроса в 1931 наиболее надёжный результат л=8, 790"±0, 001", чго соответствует среднему расстоянию от Земли до С. в 149.675 000^17.000 км. Свет проходит это расстояние в 498, 5 секунды. Ближайшая к Земле звезда в 260.000 раз дальше от неё, чем С.
Видимая поверхность С., называемая фотосферой, не однородна, а представляется испещрённой хаотически разбросанными яркими мелкими пятнами неправильной, большей частью удлинённой формы, — гранулами. Картина расположения гранул непрерывно меняется. Яркость гранул на 2—4% больше яркости окружающего фона (превосходя его на 10% в ультрафиолетовых лучах). Размеры гранул очень различны; в среднем составляют ок. 1.000 км (1" — 2") по старым наблюдениям (Жансен, Ганский и Шевалье) и порядка 4.000 км по новым фотометрическим определениям (Пляскет, Бругенкате, Гротриан). Продолжительность существования гранулы — несколько минут. Грануляция солнечной поверхности представляет, повидимому, проявление конвективных турбулентных газовых токов. Промежутки между гранулами («поры») иногда, сливаясь вместе, дают начало образованию солнечного пятна. В отличие от пятен и ряда других образований грануляция не обнаруживает зависимости от гелиографической широты и периода солнечной деятельности, являясь, повидимому, более поверхностным процессом.
Н. Парийский.
Кроме гранул, на поверхности С. почти всегда наблюдаются солнечные пятна. Сол 48
нечные пятна представляют наиболее заметные образования, наблюдаемые на фотосфере. Развитое пятно имеет тёмную среднюю часть — ядро или тень — и окружающую его серую кайму, или полутень, струйчатого строения. Яркость тени для видимых лучей в 3—4 раза меньше яркости фотосферы.
В ультрафиолетовых лучах контраст с фоном сильнее, а в инфракрасных — слабее. Размеры пятен весьма различны, от 800 км до 90.000 км. Форма пятен изменчива, часто неправильна и весьма сложна. Обычно пятна соединены в группы, распространяющиеся на площади До Vio поперечника С. — Температура пятен — ок. 4.500°. В их спектрах усилены линии низких температур (дуговые) и ослаблены линии высоких (искровые). Присутствуют спектры молекул окиси титана, гидратов магния, кальция и др. — Уже непосредственные наблюдения указывают на мощное движение вещества в солнечных пятнах.
Эвершедом было открыто в них допплеровское смещение линий. Измерения скоростей на различных уровнях показали, что пятна представляют собой вихри. Восходящий юк в нижней части вихря приводит к адиабатическому охлаждению газов пятен. Наличг-е заряжённых частичек в вихре пятна обусловливает появление в них магнитных полей.
В 1892 Юнг открыл в пятнах явление Зеемана. В 1908 Хел исследовал их магнитные поля; последние — порядка 3.000 гаусс, достигают до 5.000 гаусс. В группах с двумя центрами (биполярные) магнитизм обеих частей противоположен; у групп с одним центром (униполярные) роль второго магнитного. полюса часто играют факелы.
Полной теории солнечных пятен ещё нет.
Бьеркнесом предложена гидродинамич. теория, согласно к-рой циркуляция вещества между экватором и полярными областями приводит к образованию вихревых поясов.
Выход их на поверхность С. и даёт пятна.
В 1843 Швабе открыл периодич. изменение общего количества солнечных пятен в течение приблизительно 11 лет. В дальнейшем длина отдельных периодов оказалась равной от 7, 3 до 17, 1 года, составляя в среднем 11, 13 лет, из них в течение 4, 62 лет количество пятен возрастает, в течение 6, 51 лет падает. Появление пятен в начале цикла приходится на высокие широты, затем на всё более низкие (закон Шперера). Выше 42° и на самом экваторе пятна не наблюдаются.
В отношении полярности цикл солнечных пятен составляет 22 года. — Продолжительность жизни отдельного пятна и группы — от нескольких часов до нескольких месяцев, иногда больше года. На мосте пропавшей группы часто возникает новая. Очаг возбуждения (зона неустойчивости), расположенный где-то в глубине, более устойчив, чем порождаемые пятна. С теми же очагами связаны факелы, флокулы, протуберанцы, корональные формы (см. ниже), которые по новейшим работам представляют собой отдельные фазы единого общего процесса.
Солнечные пятна очень часто сопровождаются обширными яркими областями — факелами, наблюдаемыми иногда и независимо от пятен. Площади факелов в среднем в 2, 2 превосходят площади пятен. Небольшие факелы наблюдаются во всех широтах, еле-
