Page 83 - 61

ти. Навколо плям утворюються більш яскраві області, в яких
відбуваються грандіозні вибухи-спалахи, що охоплюють пло-
2
30
щі на млн. км і виділяють енергію порядку 10 ерг. В роки
мінімуму сонячної активності кількість плям і спалахів різко
скорочується. В моменти спалахів Сонце викидає величезну
кількість заряджених частинок-корпускул. Ці частинки, дося-
гаючи земної поверхні, порушують радіаційні пояси Землі,
викликаючи магнітні бурі, полярні сяйва, перешкоди в радіо-
діапазонах, а також деякі зміни в погоді. Вчені вважають, що
багаторічні зміни сонячної активності (впродовж десятків і
сотень років) позначаються на кліматі окремих районів Землі.
Сонце, яке бачимо з Землі, – це коло діаметром 1920.
При спокійних атмосферних умовах сонячний телескоп дає
змогу “бачити” деталі розміром 1-2, що відповідає 1000 км
на Сонці. За допомогою спектрографів при великій кількості
світла вдається реєструвати спектральні лінії з високою точні-
стю (розширення до 0,003 А, інтенсивність до 0,1%). Вказана
потужність вимірювання (0,003 А) відповідає похибці у ви-
значенні швидкості руху випромінюючих атомів близько
200 м/с.
Сонячна поверхня, що спостерігається в телескоп в будь-
якому діапазоні довжин хвиль видимого випромінювання, яв-
ляє собою сукупність яскравих площин, оточених темними
тонкими проміжками. Це – сонячні гранули, їх розміри різні і
складають в середньому близько 700 км, “час життя” – поява і
загасання гранули – близько 8 хв. (5-15 хв.). Флуктуації яскра-
вості, викликані грануляцією, невеликі. Перевищення яскра-
вості I над середнім фоном становить 10 % , що за законом
4
теплового випромінювання (яскравість I ~ T ) відповідає
підвищенню температури над її середнім значенням на
T  130 K . Різниця температур холодних і гарячих елементів
сонячної грануляції складає  500 К.

518