• Kita dapat memasang serangkaian reflektor besar di titik Lagrange L1 untuk mencegah sebagian cahaya mencapai Bumi.
• Kita dapat melakukan geoengineering atmosfer/albedo planet kita sehingga memantulkan lebih banyak cahaya dan menyerap lebih sedikit.
• Kita dapat membersihkan planet ini dari efek rumah kaca dengan menghilangkan molekul metana dan karbon dioksida dari atmosfer.
• Kita bisa meninggalkan Bumi dan fokus pada terraforming dunia luar seperti Mars.

Secara teori, semuanya bisa berhasil, tetapi itu akan membutuhkan usaha dan dukungan yang luar biasa.

Namun, keputusan untuk memindahkan Bumi ke orbit yang jauh mungkin menjadi final. Dan meskipun kita harus terus-menerus mengeluarkan planet dari orbit untuk mempertahankan suhu yang konstan, ini akan memakan waktu ratusan juta tahun. Untuk mengimbangi efek peningkatan 1% dalam luminositas Matahari, Bumi harus dipindahkan 0,5% dari jarak dari Matahari; untuk mengimbangi kenaikan 20% (yaitu, dalam 2 miliar tahun), Bumi harus ditarik 9,5% lebih jauh. Bumi tidak lagi 149.600.000 km dari Matahari, tetapi 164.000.000 km.

Jarak dari Bumi ke Matahari tidak banyak berubah selama 4,5 miliar tahun terakhir. Tetapi jika Matahari terus memanas dan kita tidak ingin Bumi benar-benar terpanggang, kita harus secara serius mempertimbangkan kemungkinan migrasi planet.

Ini membutuhkan banyak energi! Memindahkan Bumi - semua enam septillion kilogram (6 x 10 24) - menjauh dari Matahari - berarti mengubah parameter orbit kita secara signifikan. Jika kita memindahkan planet dari Matahari ke 164.000.000 km, perbedaan yang jelas akan terlihat:

• Bumi akan mengorbit Matahari 14,6% lebih lama
• untuk mempertahankan orbit yang stabil, kecepatan orbit kita harus turun dari 30 km/s menjadi 28,5 km/s
• jika periode rotasi bumi tetap sama (24 jam), tahun tidak akan menjadi 365, tetapi 418 hari
• Matahari akan jauh lebih kecil di langit - sebesar 10% - dan pasang surut yang disebabkan oleh Matahari akan lebih lemah beberapa sentimeter

Jika Matahari membengkak dalam ukuran dan Bumi menjauh darinya, kedua efek ini tidak sepenuhnya hilang; Matahari akan tampak lebih kecil dari Bumi

Tetapi untuk membawa Bumi sejauh ini, kita perlu membuat perubahan energi yang sangat besar: kita perlu mengubah energi potensial gravitasi sistem Matahari-Bumi. Bahkan dengan mempertimbangkan semua faktor lain, termasuk perlambatan Bumi mengelilingi Matahari, kita harus mengubah energi orbit Bumi sebesar 4,7 x 10 35 joule, yang setara dengan 1,3 x 10 20 terawatt-jam: 10 15 kali biaya energi tahunan yang ditanggung oleh umat manusia. Orang akan berpikir bahwa dalam dua miliar tahun mereka akan berbeda, dan memang begitu, tetapi tidak banyak. Kita akan membutuhkan 500.000 kali lebih banyak energi daripada yang dihasilkan umat manusia di seluruh dunia saat ini, yang semuanya akan digunakan untuk memindahkan Bumi ke tempat yang aman.

Kecepatan planet-planet berputar mengelilingi Matahari bergantung pada jaraknya dari Matahari. Migrasi bumi yang lambat 9,5% dari jarak tidak akan mengganggu orbit planet lain.

Teknologi bukanlah masalah yang paling sulit. Pertanyaan sulitnya jauh lebih mendasar: bagaimana kita mendapatkan semua energi ini? Pada kenyataannya, hanya ada satu tempat yang akan memuaskan kebutuhan kita: Matahari itu sendiri. Saat ini, Bumi menerima sekitar 1500 watt energi per meter persegi dari Matahari. Untuk mendapatkan daya yang cukup untuk menggerakkan Bumi dalam jumlah waktu yang tepat, kita harus membangun susunan (di luar angkasa) yang akan mengumpulkan 4,7 x 1035 joule energi, secara seragam, selama 2 miliar tahun. Ini berarti bahwa kita membutuhkan array 5 x 10 15 meter persegi (dan efisiensi 100%), yang setara dengan seluruh area sepuluh planet, seperti milik kita.

Konsep energi surya ruang telah dikembangkan sejak lama, tetapi belum ada yang membayangkan susunan sel surya berukuran 5 miliar kilometer persegi.

Oleh karena itu, untuk memindahkan Bumi ke orbit yang jauh yang aman, Anda memerlukan panel surya seluas 5 miliar kilometer persegi dengan efisiensi 100 persen, yang semua energinya akan dihabiskan untuk mendorong Bumi ke orbit lain selama 2 miliar tahun. Apakah secara fisik mungkin? Sangat. Dengan teknologi modern? Tidak semuanya. Apakah secara praktis mungkin? Dengan apa yang kita ketahui sekarang, hampir pasti tidak. Menyeret seluruh planet sulit karena dua alasan: pertama, karena gaya tarik gravitasi Matahari, dan karena massa Bumi. Tapi kita hanya memiliki Matahari dan Bumi seperti itu, dan Matahari akan memanas terlepas dari tindakan kita. Sampai kami menemukan cara untuk mengumpulkan dan menggunakan jumlah energi ini, kami akan membutuhkan strategi lain.

Ada 3 opsi untuk deorbiting - pindah ke orbit baru (yang, pada gilirannya, mungkin lebih dekat atau lebih jauh dari matahari, atau bahkan sangat memanjang), jatuh ke Matahari dan meninggalkan tata surya. Pertimbangkan hanya opsi ketiga, yang menurut saya paling menarik.

Saat kita bergerak lebih jauh dari matahari, akan ada lebih sedikit sinar ultraviolet untuk fotosintesis dan suhu rata-rata di planet ini akan menurun dari tahun ke tahun. Tanaman akan menjadi yang pertama menderita, mengakibatkan guncangan parah pada rantai makanan dan ekosistem. Dan zaman es akan datang cukup cepat. Satu-satunya oasis dengan kondisi kurang lebih akan berada di dekat mata air panas bumi, geyser. Tapi tidak lama.

Setelah beberapa tahun (omong-omong, tidak akan ada lagi musim), pada jarak tertentu dari matahari, hujan yang tidak biasa akan dimulai di permukaan planet kita. Ini akan menjadi hujan oksigen. Jika Anda beruntung, mungkin akan turun salju dari oksigen. Apakah orang akan dapat beradaptasi dengan ini di permukaan, saya tidak bisa mengatakan dengan pasti - tidak akan ada makanan juga, baja dalam kondisi seperti itu akan terlalu rapuh, jadi tidak jelas cara mengekstrak bahan bakar. permukaan lautan akan membeku hingga kedalaman yang solid, lapisan es akan menutupi seluruh permukaan planet kecuali pegunungan karena perluasan es - planet kita akan memutih.

Namun suhu inti planet, mantel tidak akan berubah, sehingga di bawah lapisan es pada kedalaman beberapa kilometer suhu akan tetap cukup lumayan. (jika Anda menggali tambang seperti itu dan menyediakan makanan dan oksigen yang konstan, Anda bahkan dapat tinggal di sana)

Hal yang paling lucu adalah di kedalaman laut. Di mana bahkan sekarang tidak ada sinar cahaya yang menembus. Di sana, di kedalaman beberapa kilometer di bawah permukaan laut, terdapat seluruh ekosistem yang sama sekali tidak bergantung pada matahari, fotosintesis, atau panas matahari. Mereka memiliki siklus materinya sendiri, kemosintesis alih-alih fotosintesis, dan suhu yang diinginkan dipertahankan oleh panas planet kita (aktivitas vulkanik, mata air panas bawah air, dan sebagainya).Karena suhu di dalam planet kita ditentukan oleh gravitasinya, massa, bahkan tanpa matahari, maka di luar tata surya, kondisi stabil akan dipertahankan di sana, suhu yang diinginkan. Dan kehidupan yang mendidih di kedalaman laut, di dasar lautan, bahkan tidak akan menyadari bahwa matahari telah pergi. Kehidupan itu bahkan tidak akan tahu bahwa planet kita pernah berputar mengelilingi matahari. Mungkin itu akan berkembang.

Hal ini juga tidak mungkin tetapi juga mungkin bahwa bola salju - Bumi suatu hari nanti, setelah miliaran tahun, akan terbang ke salah satu bintang galaksi kita dan jatuh ke orbitnya. Mungkin juga bahwa di orbit bintang lain itu planet kita akan "mencair" dan kondisi yang menguntungkan bagi kehidupan akan muncul di permukaan. Mungkin kehidupan di kedalaman laut, setelah mengatasi semua jalan ini, akan muncul kembali ke permukaan, seperti yang pernah terjadi sekali. Mungkin, sebagai hasil evolusi di planet kita setelah ini, kehidupan cerdas akan muncul kembali. Dan akhirnya, mungkin mereka akan menemukan media yang masih hidup dengan pertanyaan dan jawaban dari situs di sisa-sisa salah satu pusat data

Tidak mungkin untuk menjelaskan ... 29 September 2016

Para ilmuwan dari NASA Jet Propulsion Laboratory dan Los Alamos National Laboratory (USA) telah menyusun daftar fenomena astronomi yang diamati di tata surya yang sama sekali tidak mungkin untuk dijelaskan ...

Fakta-fakta ini telah berulang kali diverifikasi, dan tidak ada alasan untuk meragukan realitasnya. Ya, tetapi mereka sama sekali tidak cocok dengan gambaran dunia yang ada. Dan ini berarti bahwa kita tidak memahami hukum alam dengan benar, atau ... seseorang terus-menerus mengubah hukum yang sama ini.

Lihat beberapa contoh di sini:

Siapa yang mempercepat wahana antariksa

Pada tahun 1989, pesawat ruang angkasa Galileo melakukan perjalanan panjang ke Jupiter. Untuk memberikan kecepatan yang diinginkan, para ilmuwan menggunakan "manuver gravitasi". Probe mendekati Bumi dua kali sehingga gravitasi planet bisa "mendorong" itu, memberikan percepatan tambahan. Namun setelah manuver, kecepatan Galileo ternyata lebih tinggi dari yang dihitung.

Teknik ini berhasil, dan sebelumnya semua perangkat dipercepat secara normal. Kemudian para ilmuwan harus mengirim tiga stasiun penelitian lagi ke luar angkasa. Penyelidikan DEKAT pergi ke asteroid Eros, Rosetta terbang untuk mempelajari komet Churyumov-Gerasimenko, dan Cassini pergi ke Saturnus. Semuanya melakukan manuver gravitasi dengan cara yang sama, dan bagi mereka semua kecepatan akhir ternyata lebih dari yang dihitung - para ilmuwan mengikuti indikator ini dengan serius setelah melihat anomali dari Galileo.

Tidak ada penjelasan atas apa yang terjadi. Tetapi semua kendaraan yang dikirim ke planet lain setelah Cassini, untuk beberapa alasan, tidak menerima percepatan tambahan yang aneh selama manuver gravitasi. Jadi apa "sesuatu" antara tahun 1989 (Galileo) dan 1997 (Cassini) yang memberikan dorongan ekstra bagi semua wahana yang pergi ke luar angkasa?

Para ilmuwan masih mengangkat bahu: siapa yang perlu "mendorong" empat satelit? Di kalangan ufologis, bahkan ada versi yang diputuskan oleh Pikiran Tinggi tertentu bahwa perlu untuk membantu penduduk bumi menjelajahi tata surya.

Sekarang efek ini tidak diamati, dan apakah itu akan muncul lagi tidak diketahui.

Mengapa bumi menjauhi matahari?

Para ilmuwan telah lama belajar mengukur jarak dari planet kita ke bintang. Sekarang dianggap sama dengan 149.597.870 kilometer. Sebelumnya, diyakini bahwa itu tidak dapat diubah. Tetapi pada tahun 2004, astronom Rusia menemukan bahwa Bumi bergerak menjauh dari Matahari sekitar 15 sentimeter per tahun - itu 100 kali lebih besar dari kesalahan pengukuran.

Apa yang terjadi yang sebelumnya hanya dijelaskan dalam novel fiksi ilmiah: planet menjadi "mengambang bebas"? Sifat perjalanan yang dimulai masih belum diketahui. Tentu saja, jika laju penyisihan tidak berubah, maka ratusan juta tahun akan berlalu sebelum kita menjauh dari Matahari sedemikian rupa sehingga planet ini membeku. Tapi tiba-tiba kecepatannya akan meningkat. Atau sebaliknya, Bumi akan mulai mendekati bintang?

Sejauh ini, tidak ada yang tahu apa yang akan terjadi selanjutnya.

Siapa "perintis" tidak membiarkan di luar negeri

Probe Amerika Pioneer 10 dan Pioneer 11 diluncurkan masing-masing pada tahun 1972 dan 1983. Sekarang, mereka seharusnya sudah meninggalkan tata surya. Namun, pada saat tertentu, baik yang satu maupun yang kedua, untuk alasan yang tidak diketahui, mulai mengubah lintasan mereka, seolah-olah kekuatan yang tidak diketahui tidak ingin membiarkan mereka pergi terlalu jauh.

"Pioneer-10" telah menyimpang empat ratus ribu kilometer dari lintasan yang dihitung. "Pioneer-11" persis mengulangi jalan seorang rekan. Ada banyak versi: pengaruh angin matahari, kebocoran bahan bakar, kesalahan pemrograman. Tetapi semuanya tidak terlalu meyakinkan, karena kedua kapal, yang diluncurkan dengan selang waktu 11 tahun, berperilaku dengan cara yang sama.

Jika Anda tidak memperhitungkan intrik alien atau rencana ilahi untuk tidak membiarkan orang keluar dari tata surya, maka mungkin pengaruh materi gelap misterius dimanifestasikan di sini. Atau adakah efek gravitasi yang tidak kita ketahui?

Apa yang mengintai di pinggiran sistem kami

Jauh, jauh di luar planet kerdil Pluto adalah asteroid misterius Sedna, salah satu yang terbesar di sistem kita. Selain itu, Sedna dianggap sebagai objek paling merah di sistem kami - bahkan lebih merah dari Mars. Mengapa tidak diketahui.

Tapi misteri utama terletak di tempat lain. Itu membuat revolusi lengkap mengelilingi Matahari dalam 10 ribu tahun. Selain itu, ia bersirkulasi dalam orbit yang sangat memanjang. Entah asteroid ini datang kepada kita dari sistem bintang lain, atau mungkin, seperti yang diyakini beberapa astronom, ia terlempar dari orbit melingkar oleh gaya tarik gravitasi beberapa objek besar. Apa? Para astronom tidak memiliki cara untuk mendeteksinya.

Mengapa gerhana matahari begitu sempurna

Dalam sistem kami, dimensi Matahari dan Bulan, serta jarak dari Bumi ke Bulan dan ke Matahari, dipilih dengan cara yang sangat orisinal. Jika gerhana matahari diamati dari planet kita (omong-omong, satu-satunya di mana ada kehidupan yang cerdas), maka cakram Selena dengan sempurna menutupi cakram bintang dengan sempurna secara merata - ukurannya bertepatan persis.

Jika Bulan sedikit lebih kecil atau lebih jauh dari Bumi, maka kita tidak akan pernah mengalami gerhana matahari total. Kecelakaan? Ada yang tidak bisa dipercaya...

Mengapa kita hidup begitu dekat dengan bintang kita

Dalam semua sistem bintang yang dipelajari oleh para astronom, planet-planet disusun dalam urutan yang sama: semakin besar planet, semakin dekat dengan bintang. Di tata surya kita, raksasa - Saturnus dan Jupiter - terletak di tengah, melewati "anak-anak" - Merkurius, Venus, Bumi, dan Mars. Mengapa ini terjadi tidak diketahui.

Jika kita memiliki tatanan dunia yang sama seperti di sekitar semua bintang lainnya, maka Bumi akan berada di suatu tempat di wilayah Saturnus saat ini. Dan di sana sangat dingin dan tidak ada kondisi untuk kehidupan cerdas.

Sinyal radio dari konstelasi Sagitarius

Pada 1970-an, sebuah program dimulai di Amerika Serikat untuk mencari kemungkinan sinyal radio alien. Untuk melakukan ini, teleskop radio diarahkan ke berbagai bagian langit, dan dia memindai eter pada frekuensi yang berbeda, mencoba mendeteksi sinyal asal buatan.

Selama beberapa tahun, para astronom tidak dapat membanggakan setidaknya beberapa hasil. Namun pada tanggal 15 Agustus 1977, ketika astronom Jerry Ehman sedang bertugas, sebuah perekam yang merekam segala sesuatu yang jatuh ke “telinga” teleskop radio merekam sinyal atau suara yang berlangsung selama 37 detik. Fenomena ini disebut Wow! - menurut catatan pinggir, yang dibuat dengan tinta merah oleh Ehman yang tercengang.

"Sinyal" berada pada frekuensi 1420 MHz. Menurut perjanjian internasional, tidak ada pemancar terestrial yang beroperasi dalam kisaran ini. Dia melanjutkan dari arah konstelasi Sagitarius, di mana bintang terdekat terletak pada jarak 220 tahun cahaya dari Bumi. Apakah itu buatan - masih belum ada jawaban. Selanjutnya, para ilmuwan telah berulang kali mencari area langit ini. Tapi tidak berhasil.

Materi gelap

Semua galaksi di alam semesta kita berputar di sekitar pusat yang sama dengan kecepatan tinggi. Tetapi ketika para ilmuwan menghitung massa total galaksi, ternyata mereka terlalu ringan. Dan menurut hukum fisika, seluruh korsel ini sudah lama rusak. Namun, itu tidak pecah.

Untuk menjelaskan apa yang terjadi, para ilmuwan mengajukan hipotesis bahwa ada semacam materi gelap di alam semesta yang tidak dapat dilihat. Tapi inilah apa itu dan bagaimana merasakannya, para astronom belum menggambarkannya. Kita hanya tahu bahwa massanya adalah 90% dari massa alam semesta. Dan ini berarti kita tahu dunia seperti apa yang mengelilingi kita, hanya sepersepuluh.

Kehidupan di Mars

Pencarian organik di Planet Merah dimulai pada tahun 1976 - pesawat ruang angkasa Viking Amerika mendarat di sana. Mereka harus melakukan serangkaian eksperimen untuk mengkonfirmasi atau menyangkal hipotesis kelayakan planet ini. Hasilnya ternyata kontradiktif: di satu sisi, metana terdeteksi di atmosfer Mars - jelas berasal dari biogenik, tetapi tidak ada satu pun molekul organik yang diidentifikasi.

Hasil aneh dari eksperimen dikaitkan dengan komposisi kimia tanah Mars dan memutuskan bahwa masih tidak ada kehidupan di Planet Merah. Namun, sejumlah penelitian lain menunjukkan bahwa pernah ada kelembapan di permukaan Mars, yang sekali lagi mendukung keberadaan kehidupan. Menurut beberapa, kita dapat berbicara tentang bentuk kehidupan bawah tanah.

Teka-teki apa yang tidak berharga?

sumber

sesuatu percakapan Anda - "menerobos":

Berapakah jarak dari Bumi ke Matahari?

Jarak antara Bumi dan Matahari berkisar antara 147 hingga 152 juta km. Itu sangat akurat diukur menggunakan radar.

Apa itu tahun cahaya?

Satu tahun cahaya adalah jarak 9460 miliar km. Jalur inilah yang dilalui cahaya dalam setahun, bergerak dengan kecepatan konstan 300.000 km / s.

Seberapa jauh ke bulan?

Bulan adalah tetangga kita. Jarak ke titik orbit terdekat dengan Bumi adalah 356410 km. Jarak maksimum Bulan dari Bumi adalah 406697 km. Jarak dihitung dari waktu yang dibutuhkan sinar laser untuk mencapai bulan dan kembali, tercermin dari cermin yang ditinggalkan di permukaan bulan oleh astronot Amerika dan kendaraan bulan Soviet.

Apa itu parsec?

Sebuah parsec sama dengan 3,26 tahun cahaya. Jarak paralaks diukur dalam parsec, yaitu jarak yang dihitung secara geometris dari pergeseran terkecil dalam posisi semu bintang saat Bumi bergerak mengelilingi Matahari.

Apa bintang terjauh yang bisa kamu lihat?

Objek luar angkasa terjauh yang dapat diamati dari Bumi adalah quasar. Mereka berada pada jarak 13 miliar tahun cahaya dari Bumi.

Apakah bintang-bintang sedang surut?

Studi pergeseran merah menunjukkan bahwa semua galaksi bergerak menjauh dari kita. Semakin jauh, semakin cepat mereka bergerak. Galaksi-galaksi terjauh bergerak hampir dengan kecepatan cahaya.

Bagaimana jarak ke Matahari pertama kali diukur?

Pada 1672, dua astronom - Cassini di Prancis dan Riecher di Guyana - mencatat posisi pasti Mars di langit. Mereka menghitung jarak ke Mars dari perbedaan kecil antara dua pengukuran. Dan kemudian para ilmuwan menggunakan geometri dasar menghitung jarak dari Bumi ke Matahari. Nilai yang didapat Cassini ternyata diremehkan sebesar 7%.

Berapa jarak ke bintang terdekat?

Bintang terdekat dengan tata surya adalah Proxima Centauri, jaraknya 4,3 tahun cahaya, atau 40 triliun. km.

Bagaimana para astronom mengukur jarak?

Berapakah jarak dari Bumi ke Matahari?

Matahari(selanjutnya disebut sebagai S.) - badan pusat tata surya, adalah bola plasma panas; S. adalah bintang terdekat dengan Bumi. Berat S. - 1.990 1030 kg(332.958 kali massa Bumi). 99,866% massa tata surya terkonsentrasi di S. Paralaks surya (sudut di mana jari-jari khatulistiwa Bumi terlihat dari pusat S., yang berada pada jarak rata-rata dari S., adalah 8 "794 (4.263'10 \u003d 5 rad). Jarak dari Bumi ke S(satuan astronomi). Diameter sudut rata-rata S. adalah 1919",26 (9,305'10 = 3 rad), yang sesuai dengan diameter linier S. 1,392'109 m (109 kali diameter ekuator bumi). Kepadatan rata-rata S. 1,41'103 kg / m3 Percepatan gravitasi pada permukaan S. adalah 273,98 m/s2 Kecepatan parabola pada permukaan S. (kecepatan kosmik sekon) adalah 6,18'105 m/s Suhu efektif permukaan S., ditentukan menurut radiasi hukum Stefan-Boltzmann, menurut radiasi total S. (lihat Radiasi matahari), sama dengan 5770 K.

Sejarah pengamatan teleskopik S. dimulai dengan pengamatan yang dilakukan oleh G. Galileo pada tahun 1611; bintik matahari ditemukan, dan periode revolusi matahari di sekitar porosnya ditentukan. Pada tahun 1843, astronom Jerman G. Schwabe menemukan siklus aktivitas matahari. Perkembangan metode analisis spektral memungkinkan untuk mempelajari kondisi fisik Matahari. Pada tahun 1814, J. Fraunhofer menemukan garis serapan gelap dalam spektrum Matahari. Ini menandai dimulainya studi komposisi kimia Matahari. Sejak tahun 1836, gerhana Matahari telah diamati secara teratur, yang mengarah pada penemuan korona dan kromosfer Matahari..., serta penonjolan matahari. Pada tahun 1913, astronom Amerika J. Hale mengamati pemisahan Zeeman dari garis Fraunhofer dalam spektrum bintik matahari dan dengan demikian membuktikan adanya medan magnet di utara. Pada tahun 1942, astronom Swedia B. Edlen dan yang lainnya telah mengidentifikasi beberapa garis dalam spektrum korona matahari dengan garis-garis elemen yang sangat terionisasi, sehingga membuktikan suhu tinggi di korona matahari. Pada tahun 1931, B. Lio menemukan koronagraf matahari, yang memungkinkan untuk mengamati korona dan kromosfer tanpa gerhana. Di awal 40-an. abad ke-20 emisi radio dari matahari ditemukan. adalah pengembangan magnetohidrodinamika dan fisika plasma. Sejak awal zaman ruang angkasa, radiasi ultraviolet dan sinar-X dari radiasi matahari telah dipelajari dengan metode astronomi ekstra-atmosfer menggunakan roket, observatorium orbital otomatis pada satelit Bumi, dan laboratorium ruang angkasa dengan orang-orang di dalamnya. Di Uni Soviet, penelitian tentang radiasi matahari sedang dilakukan di observatorium Krimea dan Pulkovo dan di lembaga-lembaga astronomi di Moskow, Kyiv, Tashkent, dan Alma-Ata. Abastumani, Irkutsk, dan lainnya Sebagian besar observatorium astrofisika asing terlibat dalam penelitian S. (lihat Observatorium dan Institut Astronomi).

Rotasi S. di sekitar sumbu terjadi dalam arah yang sama dengan rotasi Bumi, pada bidang miring 7–15 "terhadap bidang orbit Bumi (ekliptika). Kecepatan rotasi ditentukan oleh gerakan semu dari berbagai bagian di atmosfer S. dan oleh pergeseran garis spektral dalam spektrum tepi piringan matahari karena efek Doppler. Dengan demikian, ditemukan bahwa periode rotasi matahari tidak sama pada lintang yang berbeda. berbagai detail di permukaan matahari ditentukan dengan menggunakan koordinat heliografik yang diukur dari ekuator matahari (lintang heliografik) dan dari meridian pusat piringan S. yang terlihat atau dari beberapa meridian yang dipilih sebagai meridian awal (yang disebut meridian Carrington). pada saat yang sama, diyakini bahwa S. berputar sebagai benda padat. Posisi meridian awal diberikan dalam Buku Tahunan Astronomi untuk setiap hari. Informasi tentang posisi sumbu N pada bola angkasa. Titik dengan garis lintang heliografik dari 17° membuat satu revolusi relatif terhadap Bumi dalam 27,275 hari ( periode sinode). Waktu rotasi pada lintang yang sama dari Utara relatif terhadap bintang-bintang (periode sideris) adalah 25,38 hari. Kecepatan sudut rotasi w untuk rotasi sidereal bervariasi dengan lintang heliografik j menurut hukum: w = 14?, 44-3? sin2j per hari. Kecepatan linier rotasi di ekuator Utara adalah sekitar 2.000 m/s.

S. sebagai bintang adalah kerdil kuning yang khas dan terletak di bagian tengah deret utama bintang pada diagram Hertzsprung-Russell. Magnitudo bintang fotovisual tampak dari S. adalah - 26,74, magnitudo bintang visual absolut Mv adalah + 4.83. Indeks warna S. adalah untuk kasus wilayah biru (B) dan visual (V) dari spektrum MB - MV = 0,65. Kelas spektral C. G2V. Kecepatan pergerakan relatif terhadap totalitas bintang-bintang terdekat adalah 19,7 × 103 m / s. S. terletak di dalam salah satu lengan spiral Galaksi kita pada jarak sekitar 10 kpc dari pusatnya. Periode revolusi matahari di sekitar pusat galaksi adalah sekitar 200 juta tahun. Usia S. adalah sekitar 5-109 tahun.

Struktur internal S. ditentukan dengan asumsi bahwa itu adalah benda simetris bola dan berada dalam kesetimbangan. Persamaan transfer energi, hukum kekekalan energi, persamaan keadaan gas ideal, hukum Stefan-Boltzmann, dan kondisi kesetimbangan hidrostatik, radiasi, dan konvektif, bersama-sama dengan nilai luminositas total, massa total , dan jari-jari C. ditentukan dari pengamatan, dan data tentang komposisi kimianya, memungkinkan untuk membangun model Struktur internal S. Diyakini bahwa kandungan hidrogen dalam S. beratnya sekitar 70%, helium adalah sekitar 27%, dan kandungan semua elemen lainnya sekitar 2,5%. Berdasarkan asumsi tersebut, dihitung bahwa suhu di pusat S. adalah 10-15?106 K, densitasnya sekitar 1,5'105 kg/m3, dan tekanannya adalah 3,4'1016 N/m2 (sekitar 3' 1011 atmosfer). Dipercaya bahwa sumber energi yang mengisi kembali kehilangan radiasi dan mempertahankan suhu tinggi C. adalah reaksi nuklir yang terjadi di kedalaman C. Jumlah rata-rata energi yang dihasilkan di dalam C adalah 1,92 erg per g per detik. energi ditentukan oleh reaksi nuklir di mana hidrogen diubah menjadi helium. Di S., 2 kelompok reaksi termonuklir jenis ini dimungkinkan: yang disebut. siklus proton-proton (hidrogen) dan siklus karbon (siklus Bethe). Kemungkinan besar siklus proton-proton, yang terdiri dari tiga reaksi, mendominasi solarium, yang pertama adalah inti deuterium (isotop berat hidrogen, massa atom 2) terbentuk dari inti hidrogen; di inti deuterium kedua, inti isotop helium dengan massa atom 3 terbentuk, dan, akhirnya, inti ketiga, inti isotop helium stabil dengan massa atom 4 terbentuk.

Perpindahan energi dari lapisan dalam solarium terutama terjadi melalui penyerapan radiasi elektromagnetik yang datang dari bawah dan reradiasi berikutnya. Sebagai akibat dari penurunan suhu dengan jarak dari pusat radiasi matahari, panjang gelombang radiasi meningkat secara bertahap, mentransfer sebagian besar energi ke lapisan atas (lihat hukum radiasi Wine). materi panas dari lapisan dalam, dan didinginkan di dalam (konveksi) memainkan peran penting di dalam lapisan yang relatif lebih tinggi, yang membentuk zona konvektif radiasi matahari, yang dimulai pada kedalaman sekitar 0,2 jari-jari matahari dan memiliki ketebalan sekitar 108 m Kecepatan gerakan konvektif meningkat dengan jarak dari pusat zona matahari dan mencapai (2-2, 5)?103 m/s. Di lapisan yang masih lebih tinggi (di atmosfer atmosfer), energi kembali ditransfer melalui radiasi. Di lapisan atas atmosfer matahari (di kromosfer dan korona), sebagian energi dikirim oleh gelombang mekanik dan magnetohidrodinamik, yang dihasilkan di zona konvektif tetapi diserap hanya di lapisan ini. Kepadatan di atmosfer bagian atas sangat rendah, dan pelepasan energi yang diperlukan karena radiasi dan konduksi panas hanya dimungkinkan jika suhu kinetik lapisan ini cukup tinggi. Akhirnya, di bagian atas korona matahari, sebagian besar energi terbawa oleh aliran materi yang menjauh dari matahari, yang disebut. angin cerah. suhu di setiap lapisan diatur pada tingkat sedemikian rupa sehingga keseimbangan energi dilakukan secara otomatis: jumlah energi yang dibawa karena penyerapan semua jenis radiasi, konduktivitas termal atau pergerakan materi sama dengan jumlah semua kehilangan energi pada lapisan.

Radiasi total radiasi matahari ditentukan oleh iluminasi yang dihasilkannya di permukaan bumi—sekitar 100.000 lux ketika matahari berada di puncaknya. Di luar atmosfer, pada jarak rata-rata bumi dari utara, penerangannya adalah 127.000 lux. Intensitas cahaya S. adalah 2,84 × 1027. Jumlah energi cahaya yang datang dalam 1 menit ke area 1 cm3, tegak lurus dengan sinar matahari di luar atmosfer pada jarak rata-rata Bumi dari S., disebut konstanta matahari. Kekuatan radiasi total S. adalah 3,83 × 1026 watt, di mana sekitar 2 × 1017 W menghantam Bumi, kecerahan rata-rata permukaan S. (bila diamati di luar atmosfer bumi) adalah 1,98 × 109 nt, kecerahan pusat disk S. adalah 2,48x109 nt. Kecerahan piringan S. berkurang dari pusat ke tepi, dan penurunan ini tergantung pada panjang gelombang, sehingga kecerahan di tepi piringan S., misalnya, untuk cahaya dengan panjang gelombang 3600 A, adalah sekitar 0,2 kecerahan pusatnya, dan untuk 5000 A - sekitar 0,3 kecerahan pusat cakram C. Di tepi cakram C, kecerahan turun dengan faktor 100 selama kurang dari satu detik dari busur, sehingga batas disk C terlihat sangat tajam (Gbr. 1).

Komposisi spektral cahaya yang dipancarkan oleh radiasi matahari, yaitu distribusi energi dalam spektrum radiasi matahari (setelah memperhitungkan pengaruh penyerapan di atmosfer bumi dan pengaruh garis Fraunhofer), secara umum sesuai dengan distribusi energi dalam radiasi benda yang benar-benar hitam dengan suhu sekitar 6000 K. Namun, ada penyimpangan yang nyata di beberapa bagian spektrum. Energi maksimum dalam spektrum S. sesuai dengan panjang gelombang 4600 A. Spektrum S. adalah spektrum kontinu, di mana lebih dari 20 ribu garis penyerapan (garis Fraunhofer) ditumpangkan. Lebih dari 60% di antaranya telah diidentifikasi dengan garis spektral unsur kimia yang diketahui dengan membandingkan panjang gelombang dan intensitas relatif garis absorpsi dalam spektrum matahari dengan spektra laboratorium. Studi tentang garis Fraunhofer memberikan informasi tidak hanya tentang komposisi kimia atmosfer matahari, tetapi juga tentang kondisi fisik lapisan di mana garis-garis absorpsi tertentu terbentuk. Unsur dominan dalam S. adalah hidrogen. Jumlah atom helium 4-5 kali lebih sedikit dari hidrogen. Jumlah atom dari semua unsur lain yang digabungkan setidaknya 1000 kali lebih sedikit dari jumlah atom hidrogen. Diantaranya yang paling melimpah adalah oksigen, karbon, nitrogen, magnesium, silikon, belerang, besi, dan lain-lain.Garis-garis milik molekul tertentu dan radikal bebas juga dapat diidentifikasi dalam spektrum C.: OH, NH, CH, CO , dan lain-lain.

Medan magnet pada S. diukur terutama dengan pemisahan Zeeman dari garis absorpsi dalam spektrum S. (lihat efek Zeeman). Ada beberapa jenis medan magnet di utara (lihat magnet matahari). Medan magnet total tata surya kecil dan mencapai kekuatan 1 Oe dari satu polaritas atau lainnya dan berubah seiring waktu. Medan ini berkaitan erat dengan medan magnet antarplanet dan struktur sektoralnya. Medan magnet yang terkait dengan aktivitas matahari dapat mencapai kekuatan beberapa ribu e di bintik matahari.Struktur medan magnet di daerah aktif sangat rumit, kutub magnet dengan polaritas yang berbeda bergantian. Ada juga daerah magnet lokal dengan kekuatan medan ratusan Oe di luar bintik matahari. Medan magnet menembus kromosfer dan korona matahari. Magnetogasdynamic dan proses plasma memainkan peran penting di utara. Pada suhu 5000-10.000 K, gas cukup terionisasi, konduktivitasnya tinggi, dan karena skala fenomena matahari yang sangat besar, pentingnya interaksi elektromekanis dan magnetomekanis sangat besar (lihat Magnetohidrodinamika kosmik).

Atmosfer S. dibentuk oleh lapisan luar yang dapat diakses oleh pengamatan. Hampir semua radiasi matahari berasal dari bagian bawah atmosfernya, yang disebut fotosfer. Berdasarkan persamaan transfer energi radiasi, kesetimbangan termodinamika radiasi dan lokal, dan fluks radiasi yang diamati, secara teoritis dapat membangun model untuk distribusi suhu dan kepadatan dengan kedalaman di fotosfer. Ketebalan fotosfer sekitar 300 km, kerapatan rata-ratanya adalah 3×10=4 kg/m3. suhu di fotosfer turun saat seseorang bergerak ke lapisan yang lebih luar, nilai rata-ratanya sekitar 6000 K, pada batas fotosfer sekitar 4200 K. Tekanannya bervariasi dari 2 × 104 hingga 102 N/m2. Keberadaan konveksi di zona subfotosfer solarium dimanifestasikan dalam kecerahan fotosfer yang tidak merata dan granularitasnya yang terlihat—yang disebut granularitas. struktur granulasi. Butiran adalah bintik-bintik terang dengan bentuk kurang lebih bulat, terlihat pada gambar S., diperoleh dalam cahaya putih (Gbr. 2). Ukuran butiran 150-1000 km, masa pakai 5-10 menit. butiran individu dapat diamati selama 20 menit. Kadang-kadang butiran membentuk kelompok hingga ukuran 30.000 km. Butiran lebih terang daripada ruang intergranular sebesar 20-30%, yang sesuai dengan perbedaan suhu rata-rata 300 K. Tidak seperti formasi lain, granulasi pada permukaan S. sama sekali lintang heliografik dan bergantung pada aktivitas matahari. Kecepatan gerakan kacau (turbulent velocities) di fotosfer menurut berbagai definisi adalah 1-3 km/detik. Di fotosfer, gerakan osilasi kuasi-periodik dalam arah radial telah ditemukan. Mereka terjadi di situs berukuran 2-3 ribu km, dengan periode sekitar 5 menit dan amplitudo kecepatan orde 500 m/s. Setelah beberapa periode, osilasi di tempat tertentu memudar, kemudian mungkin muncul lagi. Pengamatan juga menunjukkan adanya sel yang pergerakannya terjadi secara horizontal dari pusat sel sampai batasnya. Kecepatan gerakan tersebut adalah sekitar 500 m/s. Ukuran sel - supergranula - 30-40 ribu km. Posisi supergranul bertepatan dengan sel-sel kisi kromosfer. Pada batas supergranul, medan magnet ditingkatkan. Diasumsikan bahwa supergranula mencerminkan keberadaan sel konvektif dengan ukuran yang sama pada kedalaman beberapa ribu km di bawah permukaan. Awalnya, diasumsikan bahwa fotosfer hanya memberikan radiasi kontinu, dan garis absorpsi terbentuk di lapisan pembalikan yang terletak di atasnya. Kemudian ditemukan bahwa baik garis spektral dan spektrum kontinu terbentuk di fotosfer. Namun, untuk menyederhanakan perhitungan matematis dalam perhitungan garis spektral, terkadang digunakan konsep lapisan pembalik.

Bintik matahari dan obor. Bintik matahari dan flare sering diamati di fotosfer (Gbr. 1 dan 2). Bintik matahari adalah formasi gelap, biasanya terdiri dari inti yang lebih gelap (bayangan) dan penumbra yang mengelilinginya. Diameter spot mencapai 200.000 km. Terkadang tempat itu dikelilingi oleh batas cahaya. Bintik-bintik yang sangat kecil disebut pori-pori. Masa hidup bintik-bintik adalah dari beberapa jam hingga beberapa bulan.Bahkan lebih banyak garis dan pita serapan yang diamati dalam spektrum bintik daripada di spektrum fotosfer; ini menyerupai spektrum bintang tipe spektral KO. Pergeseran garis dalam spektrum bintik-bintik karena efek Doppler menunjukkan pergerakan materi di bintik-bintik - aliran keluar pada tingkat yang lebih rendah dan aliran masuk pada tingkat yang lebih tinggi, kecepatan gerakan mencapai 3 × 103 m/s (Evershed effect). Dari perbandingan intensitas garis dan spektrum kontinu bintik-bintik dan fotosfer, dapat disimpulkan bahwa bintik-bintik tersebut lebih dingin dari fotosfer sebesar 1-2 ribu derajat (4500 K ke bawah). Akibatnya, dengan latar belakang fotosfer, bintik-bintik tampak gelap, kecerahan inti 0,2-0,5 kecerahan fotosfer, kecerahan penumbra sekitar 80% fotosfer. Semua bintik matahari memiliki medan magnet yang kuat, mencapai 5000 e untuk bintik-bintik besar.Biasanya, bintik-bintik membentuk kelompok yang dapat berupa medan magnet unipolar, bipolar, dan multipolar, yaitu, mengandung banyak titik dengan polaritas berbeda, sering disatukan oleh penumbra yang sama. Kelompok bintik matahari selalu dikelilingi oleh facula dan flocculi, tonjolan, kadang-kadang semburan matahari terjadi di dekat mereka, dan di korona matahari di atasnya formasi dalam bentuk sinar helm, kipas diamati - semua ini bersama-sama membentuk wilayah aktif di utara Jumlah tahunan rata-rata bintik matahari yang diamati dan daerah aktif, dan juga rata-rata area yang ditempati oleh mereka bervariasi dengan periode sekitar 11 tahun. Ini adalah nilai rata-rata, sedangkan durasi siklus individu aktivitas matahari berkisar antara 7,5 hingga 16 tahun (lihat aktivitas Matahari). Jumlah bintik terbesar yang terlihat secara bersamaan di permukaan solarium bervariasi lebih dari dua kali untuk siklus yang berbeda. Sebagian besar bintik-bintik ditemukan dalam apa yang disebut. zona kerajaan, memanjang dari 5 hingga 30? lintang heliografik di kedua sisi ekuator matahari. Pada awal siklus aktivitas matahari, garis lintang lokasi bintik-bintik lebih tinggi, di akhir siklus lebih rendah, dan di garis lintang lebih tinggi bintik-bintik siklus baru muncul. Kelompok bipolar bintik matahari lebih sering diamati, terdiri dari dua bintik matahari besar - bintik matahari kepala dan bintik matahari berikutnya, yang memiliki polaritas magnet yang berlawanan, dan beberapa bintik matahari yang lebih kecil. Bintik-bintik memiliki polaritas yang sama selama seluruh siklus aktivitas matahari, polaritas ini berlawanan di belahan utara dan selatan C. Rupanya, bintik-bintik itu adalah depresi di fotosfer, dan kerapatan materi di dalamnya lebih kecil daripada kerapatan materi. di fotosfer pada tingkat yang sama.

Di daerah matahari aktif, facula diamati—formasi fotosfer terang yang terlihat dalam cahaya putih terutama di dekat tepi piringan matahari. Facula biasanya muncul sebelum bintik matahari dan ada beberapa saat setelah menghilang. Area situs obor beberapa kali lebih besar dari area kelompok bintik matahari yang sesuai. Jumlah obor pada piringan surya tergantung pada fase siklus aktivitas matahari. Faculae memiliki kontras maksimum (18%) di dekat tepi cakram C., tetapi tidak di bagian paling tepi. Di tengah cakram C., faculae praktis tidak terlihat, dan kontrasnya sangat kecil. obor memiliki struktur berserat yang kompleks, kontrasnya tergantung pada panjang gelombang di mana pengamatan dilakukan. suhu obor beberapa ratus derajat lebih tinggi dari suhu fotosfer, total radiasi dari 1 cm2 melebihi satu fotosfer sebesar 3-5%. Rupanya, faculae agak naik di atas fotosfer. Durasi rata-rata keberadaan mereka adalah 15 hari, tetapi bisa mencapai hampir 3 bulan.

Kromosfer. Di atas fotosfer terdapat lapisan atmosfer yang disebut kromosfer. Tanpa teleskop khusus dengan filter optik pita sempit, kromosfer hanya terlihat selama gerhana matahari total sebagai cincin merah muda yang mengelilingi piringan gelap, pada menit-menit ketika Bulan sepenuhnya menutupi fotosfer. Kemudian seseorang dapat mengamati spektrum kromosfer, yang disebut. spektrum kilat. Di tepi disk S., kromosfer tampak bagi pengamat sebagai strip yang tidak rata, dari mana gigi individu menonjol - spikula kromosfer. Diameter spikula adalah 200-2000 km, tingginya sekitar 10.000 km, dan kecepatan kenaikan plasma di spikula hingga 30 km/detik. Hingga 250.000 spikula ada secara bersamaan di utara. Ketika diamati dalam cahaya monokromatik (misalnya, dalam cahaya garis kalsium terionisasi 3934 A), jaringan kromosfer terang terlihat pada cakram C., terdiri dari nodul individu - nodul kecil dengan diameter 1000 km dan yang besar dengan diameter 2000 sampai 8000 km. Nodul besar adalah kelompok yang kecil. Ukuran sel kisi adalah 30-40 ribu km, diyakini bahwa spikula terbentuk pada batas sel kisi kromosfer. Ketika diamati dalam terang garis hidrogen merah 6563 A, struktur pusaran karakteristik terlihat di dekat bintik matahari di kromosfer (Gbr. 3). Kepadatan di kromosfer menurun dengan meningkatnya jarak dari pusat C. Jumlah atom dalam 1 cm3 bervariasi dari 1015 di dekat fotosfer hingga 109 di bagian atas kromosfer. Spektrum kromosfer terdiri dari ratusan garis spektrum emisi hidrogen, helium, dan logam. Yang paling kuat adalah garis merah hidrogen Na (6563 A) dan garis H dan K kalsium terionisasi dengan panjang gelombang 3968 A dan 3934 A. Panjang kromosfer tidak sama jika diamati pada spektrum yang berbeda, garis : di garis kromosfer terkuat dapat ditelusuri hingga 14.000 km di atas fotosfer. Studi tentang spektrum kromosfer mengarah pada kesimpulan bahwa di lapisan di mana transisi dari fotosfer ke kromosfer terjadi, suhu melewati minimum dan, ketika ketinggian di atas dasar kromosfer meningkat, itu menjadi sama dengan 8-10 ribu K, dan pada ketinggian beberapa ribu km mencapai 15 -20 ribu K. ​​Telah ditetapkan bahwa di kromosfer terjadi pergerakan massa gas yang kacau (turbulen) dengan kecepatan hingga 15?103 m/ s. . Di garis Ha, formasi gelap yang disebut serat terlihat jelas. Di tepi piringan S., filamen menonjol di luar piringan dan diamati di langit sebagai penonjolan terang. Paling sering, filamen dan penonjolan ditemukan di empat zona yang terletak secara simetris terhadap ekuator matahari: zona kutub di utara + 40? dan selatan -40? lintang heliografik dan zona lintang rendah di sekitar? tigapuluh? pada awal siklus aktivitas matahari dan 17? di akhir siklus. Filamen dan penonjolan zona lintang rendah menunjukkan siklus 11 tahun yang terdefinisi dengan baik; maksimumnya bertepatan dengan maksimum bintik matahari. Di dataran tinggi yang menonjol, ketergantungan pada fase siklus aktivitas matahari kurang terasa, maksimum terjadi 2 tahun setelah bintik matahari maksimum. Filamen, yang merupakan tonjolan yang tenang, dapat mencapai panjang radius matahari dan ada untuk beberapa rotasi utara.Ketinggian rata-rata tonjolan di atas permukaan utara adalah 30-50 ribu km, panjang rata-rata 200 ribu km. , dan lebarnya 5 ribu km. Menurut studi A. B. Severny, semua tonjolan dapat dibagi menjadi 3 kelompok sesuai dengan sifat gerakannya: elektromagnetik, di mana gerakan terjadi di sepanjang lintasan melengkung yang teratur - garis medan magnet; kacau, di mana tidak teratur, gerakan turbulen mendominasi (kecepatan urutan 10 km/detik); letusan, di mana substansi yang awalnya tenang dengan gerakan kacau tiba-tiba dikeluarkan dengan kecepatan yang meningkat (mencapai 700 km/detik) dari utara. Filamen, yang aktif, cepat berubah penonjolannya, biasanya berubah kuat selama beberapa jam atau bahkan menit. Bentuk dan sifat gerak pada tonjolan-tonjolan tersebut berkaitan erat dengan medan magnet di kromosfer dan korona matahari.

Korona matahari adalah bagian terluar dan paling langka dari atmosfer matahari, membentang lebih dari beberapa (lebih dari 10) jari-jari matahari. Sampai tahun 1931, korona hanya dapat diamati selama gerhana matahari total dalam bentuk kilauan mutiara perak di sekitar piringan S. yang tertutup oleh Bulan (lihat vol. 9, inset ke hlm. 384-385). Detail strukturnya menonjol dengan baik di mahkota: helm, kipas, sinar korona, dan sikat kutub. Setelah penemuan koronagraf, korona matahari mulai diamati di luar gerhana. Bentuk umum korona berubah dengan fase siklus aktivitas matahari: pada tahun-tahun minimum, korona sangat memanjang di sepanjang khatulistiwa; pada tahun-tahun maksimum, hampir bulat. Dalam cahaya putih, kecerahan permukaan korona matahari satu juta kali lebih kecil daripada kecerahan pusat piringan C. Cahayanya terbentuk terutama sebagai hasil hamburan radiasi fotosfer oleh elektron bebas. Hampir semua atom di korona terionisasi. Konsentrasi ion dan elektron bebas di dasar korona adalah 109 partikel per 1 cm3. Pemanasan korona dilakukan mirip dengan pemanasan kromosfer. Pelepasan energi terbesar terjadi di bagian bawah korona, tetapi karena konduktivitas termal yang tinggi, korona hampir isotermal - suhu turun sangat lambat. Aliran energi di korona terjadi dalam beberapa cara. Di bagian bawah korona, peran utama dimainkan oleh transfer energi ke bawah karena konduksi panas. Kehilangan energi disebabkan oleh lepasnya partikel tercepat dari korona. Di bagian luar korona, sebagian besar energi dibawa oleh angin matahari, aliran gas koronal yang kecepatannya meningkat dengan jarak dari utara dari beberapa km/detik di permukaannya menjadi 450 km/detik di permukaan bumi. jarak. suhu di korona melebihi 106K. Di daerah aktif, suhunya lebih tinggi - hingga 107K. Di atas daerah aktif, yang disebut. kondensasi koronal, di mana konsentrasi partikel meningkat sepuluh kali lipat. Bagian dari radiasi korona bagian dalam adalah garis-garis radiasi dari atom-atom besi, kalsium, magnesium, karbon, oksigen, belerang, dan unsur-unsur kimia lainnya yang terionisasi. Mereka diamati baik di bagian spektrum yang terlihat maupun di daerah ultraviolet. Radiasi matahari dalam rentang meter dan sinar-X dihasilkan di korona matahari, yang diperkuat berkali-kali di daerah aktif. Perhitungan telah menunjukkan bahwa korona matahari tidak dalam keseimbangan dengan media antarplanet. Fluks partikel merambat dari korona ke ruang antarplanet, membentuk angin matahari. Ada lapisan transisi yang relatif tipis antara kromosfer dan korona, di mana suhu naik tajam ke nilai karakteristik korona. Kondisi di dalamnya ditentukan oleh aliran energi dari korona akibat konduksi panas. Lapisan transisi adalah sumber sebagian besar radiasi ultraviolet C. Kromosfer, lapisan transisi, dan korona menghasilkan semua emisi radio C yang diamati. Di daerah aktif, struktur kromosfer, korona, dan lapisan transisi berubah. Perubahan ini, bagaimanapun, belum dipahami dengan baik.

Flare matahari. Di daerah aktif kromosfer, peningkatan kecerahan yang tiba-tiba dan relatif singkat diamati, yang terlihat secara bersamaan di banyak garis spektral. Formasi terang ini terjadi dari beberapa menit hingga beberapa jam, yang disebut solar flare (nama sebelumnya adalah chromospheric flare). Suar paling baik terlihat dalam cahaya garis hidrogen Ha, tetapi yang paling terang terkadang terlihat dalam cahaya putih. Dalam spektrum suar matahari, ada beberapa ratus garis emisi dari berbagai elemen, netral dan terionisasi. suhu lapisan atmosfer matahari yang bersinar di garis kromosfer (1-2) adalah 104 K, di lapisan yang lebih tinggi - hingga 107 K. Kepadatan partikel dalam suar mencapai 1013-1014 dalam 1 cm3. Luas jilatan api matahari bisa mencapai 1015 m3. Biasanya, semburan matahari terjadi di dekat kelompok bintik matahari yang berkembang pesat dengan medan magnet yang kompleks. Mereka disertai dengan aktivasi serat dan flokula, serta pelepasan materi. Selama suar, sejumlah besar energi dilepaskan (hingga 1010-1011 J). Diasumsikan bahwa energi suar matahari pada awalnya disimpan dalam medan magnet dan kemudian dilepaskan dengan cepat, yang menyebabkan pemanasan lokal dan percepatan proton dan elektron, menyebabkan pemanasan gas lebih lanjut, pancarannya di berbagai bagian spektrum radiasi elektromagnetik, pembentukan gelombang kejut. Suar matahari menghasilkan peningkatan signifikan dalam radiasi ultraviolet matahari dan disertai dengan semburan sinar-X (kadang-kadang sangat kuat), semburan emisi radio, dan lontaran sel-sel energi tinggi hingga 1010 eV. Kadang-kadang semburan emisi sinar-X diamati bahkan tanpa amplifikasi pancaran di kromosfer. Beberapa semburan matahari (mereka disebut semburan proton) disertai oleh aliran partikel energik yang sangat kuat - sinar kosmik yang berasal dari matahari. Kilatan proton menimbulkan bahaya bagi astronot dalam penerbangan, karena Partikel energik, bertabrakan dengan atom cangkang pesawat ruang angkasa, menghasilkan bremsstrahlung, sinar-x dan radiasi gamma, terkadang dalam dosis berbahaya.

Pengaruh aktivitas matahari pada fenomena terestrial. S. pada akhirnya adalah sumber dari semua jenis energi yang digunakan oleh umat manusia (kecuali energi atom). Ini adalah energi angin, air yang jatuh, energi yang dilepaskan selama pembakaran semua jenis bahan bakar. Pengaruh aktivitas matahari terhadap proses yang terjadi di atmosfer bumi, magnetosfer, dan biosfer sangat beragam (lihat Hubungan Matahari-Terestrial).

Instrumen untuk mempelajari S. Pengamatan S. dilakukan dengan bantuan refraktor kecil atau menengah dan teleskop cermin besar, di mana sebagian besar optik tidak bergerak, dan sinar matahari diarahkan ke dalam instalasi horizontal atau menara teleskop menggunakan satu (siderostat, heliostat) atau dua (coelostat ) cermin bergerak (lihat Gbr. hingga Art. Tower Telescope). Selama konstruksi teleskop surya besar, perhatian khusus diberikan pada resolusi spasial yang tinggi pada cakram C. Di dalam koronagraf, gambar S. terhalang oleh "Bulan" buatan - piringan buram khusus. Dalam koronagraf, jumlah cahaya yang dihamburkan berkali-kali dikurangi, sehingga lapisan terluar atmosfer C dapat diamati di luar gerhana.Teleskop surya sering dilengkapi dengan filter optik pita sempit, yang memungkinkan untuk mengamati di cahaya dari satu garis spektral. Filter densitas netral dengan transparansi variabel di sepanjang jari-jari juga telah dibuat, yang memungkinkan untuk mengamati korona matahari pada jarak beberapa jari C. Teleskop surya besar biasanya dilengkapi dengan spektrograf kuat dengan perekaman spektrum fotografis atau fotolistrik. Spektrograf mungkin juga memiliki magnetograf—alat untuk mempelajari pemisahan Zeeman dan polarisasi garis spektrum dan untuk menentukan besar dan arah medan magnet di utara. yang diserap di atmosfer bumi menyebabkan terciptanya observatorium orbital di luar atmosfer , yang memungkinkan untuk memperoleh spektrum radiasi matahari dan formasi individu di permukaannya di luar atmosfer bumi.