БСЭ БСЭ - Большая Советская Энциклопедия (СО)
Лит. см. при ст. Гелиоустановка.
Р. Р. Апариси.
Солнечная постоянная
Со'лнечная постоя'нная, количество лучистой энергии Солнца, поступающей за 1 мин на 1 см3 площади, перпендикулярной к солнечным лучам и находящейся вне земной атмосферы на среднем расстоянии Земли от Солнца.
Для изучения процессов теплообмена в земной атмосфере, а также для исследования процессов, происходящих на Солнце, очень важно знание точного значения С. п. Первая попытка определения С. п. была сделана французским учёным К. М. Пуйе в 1837, значительный вклад в первоначальные исследования С. п. был внесён русскими учёными Р. Н. Савельевым и А. П. Ганским. До середины 20 в. С. п. определялась по результатам измерений солнечного излучения у поверхности Земли при разных высотах Солнца над горизонтом, что позволяет учитывать поглощение и рассеяние солнечного света земной атмосферой. В 60-х гг. 20 в., когда появилась техническая возможность выноса приборов за пределы земной атмосферы с помощью геофизических ракет и искусственных спутников Земли, были начаты непосредственные определения С. п. На основе анализа результатов большого количества работ, проведённых в СССР, США и др. странах, было выведено значение С. п.: 1,95 кал/(см2×мин), или 136 мвт/см2, точность которого — около 1%. С. п., по-видимому, слегка изменяется со временем. Но только многолетние тщательные измерения позволят выяснить, как происходят эти изменения.
Лит.: Кондратьев К. Я., Актинометрия, Л., 1965; Макарова Е. А., Харитонов А. В., Распределение энергии в спектре Солнца и солнечная постоянная, М., 1972.
М. Дж. Гусейнов.
Солнечная радиация
Со'лнечная радиа'ция, излучение Солнца электромагнитной и корпускулярной природы. С. р. — основной источник энергии для большинства процессов, происходящих на Земле. Корпускулярная С. р. состоит в основном из протонов, обладающих около Земли скоростями 300—1500 км/сек. Концентрация их около Земли составляет 5—80 ионов/см3, но возрастает при повышении солнечной активности и после больших вспышек доходит до 103 ионов/см3. При солнечных вспышках образуются частицы (главным образом протоны) больших энергий: от 5×107 до 2×1010 эв. Они составляют солнечную компоненту космических лучей и частично объясняют вариации космических лучей, приходящих на Землю. Основная часть электромагнитного излучения Солнца лежит в видимой части спектра (рис.). Количество лучистой энергии Солнца, поступающей за 1 мин на площадку в 1 см2, поставленную вне земной атмосферы перпендикулярно к солнечным лучам на среднем расстоянии Земли от Солнца, называется солнечной постоянной; она равна 1,95 кал/(см2×мин), что соответствует потоку в 1,36×106эрг/(см2×сек).
Предполагают, что при максимуме солнечной активности излучение Солнца несколько увеличивается, однако, если это возрастание и существует, то оно не превышает долей процента. Радиоизлучение Солнца проходит сквозь атмосферу Земли не полностью, т.к. атмосфера Земли в радиодиапазоне прозрачна лишь для волн длиной от нескольких мм до нескольких м. Радиоизлучение Солнца довольно слабо, оно измеряется в единицах Ф = 10–22 ватт/(м2×сек×гц) и меняется от единиц до десятков и сотен тысяч Ф при переходе от метрового диапазона (частоты порядка 108 гц) к миллиметровому диапазону (частоты порядка 1010 гц). Однако для земного наблюдателя Солнце, из-за его относительно небольшого расстояния от Земли, является самым мощным источником космического радиоизлучения. Солнечное радиоизлучение состоит из теплового радиоизлучения внешних слоев атмосферы спокойного Солнца, медленно меняющейся компоненты (связанной с пятнами и факелами) и спорадического радиоизлучения, связанного с солнечной активностью. Спорадическое радиоизлучение часто поляризовано, включает в себя шумовые бури и всплески радиоизлучения, оно интенсивней теплового и довольно быстро изменяется. Существует пять типов всплесков радиоизлучения, которые различаются как по частотному составу, так и по характеру зависимости изменений интенсивности от времени. Большинство всплесков сопровождают солнечные вспышки. Коротковолновое излучение Солнца полностью поглощается земной атмосферой; сведения о нём получены с помощью аппаратуры, установленной на геофизических ракетах, искусственных спутниках Земли и космических зондах. Непрерывный спектр Солнца резко ослабевает около 2085 , в области 1550 исчезают фраунгоферовы линии и, хотя непрерывный спектр можно проследить до 1000 , далее 1500 спектр состоит в основном из линий излучения (линий водорода, ионизованного гелия, многократно ионизованных атомов углерода, кислорода, магния и др.). Всего в ультрафиолетовой части спектра имеется более 200 линий излучения; наиболее сильна резонансная линия водорода (La) с длиной волны 1216 . У орбиты Земли поток коротковолнового излучения от всего солнечного диска составляет 3—6 эрг/(м2×сек). Рентгеновское излучение Солнца (длины волн от 100 до 1 ) состоит из сплошного излучения и излучения в отдельных линиях. Интенсивность его сильно меняется с солнечной активностью [от 0,13 эрг/(м2×сек) до 1 эрг/(м2×сек) у орбиты Земли] и в годы максимума солнечной активности спектр рентгеновского излучения становится более жёстким. Во время солнечных вспышек рентгеновское излучение Солнца усиливается в десятки раз. Возрастает и его жёсткость. Хотя ультрафиолетовое и рентгеновское излучения Солнца несут сравнительно немного энергии — менее 15 эрг//(м2×сек) вблизи орбиты Земли, это излучение очень сильно влияет на состояние верхних слоев земной атмосферы. Обнаружено также солнечное гамма-излучение, но оно изучено ещё недостаточно.
Лит.: Космическая астрофизика, пер. с англ., М., 1962; Ультрафиолетовое излучение Солнца и межпланетная среда. Сб. ст., пер. с англ., М., 1962; Шкловский И. С., Физика солнечной короны, 2 изд., М., 1962; Солнечные корпускулярные потоки и их взаимодействие с магнитным полем Земли. Сб. ст., пер. с англ., М., 1962; Макарова Е. А., Харитонов А. В., Распределение энергии в спектре Солнца и солнечная постоянная, М., 1972. См. также лит. при ст. Солнце.
Э. Е. Дубов.
Кривая зависимости излучаемой энергии I l от длины волны l для центра солнечного диска [единица интенсивности 1013 эрг/(см2 ×сек ×стер)].
Солнечная система
Со'лнечная систе'ма, система небесных тел (Солнце, планеты, спутники планет, кометы, метеорные тела, космическая пыль), двигающихся в области преобладающего гравитационного влияния Солнца. Наблюдаемые размеры С. с. определяются орбитой Плутона (около 40 а. е.). Однако сфера, в пределах которой возможно устойчивое движение небесных тел вокруг Солнца, простирается почти до ближайших звёзд (230000 а. е.). Информацию о далёкой внешней области С. с. получают при наблюдениях приближающихся к Солнцу долгопериодических комет и при изучении космической пыли, заполняющей всю С. с. Общая структура С. с. была раскрыта Н. Коперником (середина 16 в.), который обосновал представление о движении Земли и др. планет вокруг Солнца. Гелиоцентрическая система Коперника впервые дала возможность определить относительные расстояния планет от Солнца, а следовательно, и от Земли. И. Кеплер открыл (начало 17 в.) законы движения планет, а И. Ньютон сформулировал (конец 17 в.) закон всемирного тяготения. Эти законы легли в основу небесной механики, исследующей движение тел С. с. Изучение физических характеристик космических тел, входящих в С. с., стало возможным только после изобретения Г. Галилеем телескопа: в 1609 Галилей впервые направил изготовленный им маленький телескоп на Луну, Венеру, Юпитер и Сатурн и сделал ряд поразительных для его эпохи открытий (см. Астрономия). Наблюдая солнечные пятна, Галилей обнаружил вращение Солнца вокруг своей оси.
