Спектр і спектральний аналіз

Повне випромінювання Сонця визначається за освітленості, створюваної ним на поверхні Землі, - близько 100 тис. лк, коли Сонце знаходиться в зеніті. Поза атмосферою на середній відстані Землі від Сонця освітленість дорівнює 127 000 лк. Сила світла Сонця становить 2,84 • 10527 свічок. Кількість енергії, що припадає на одну хвилину на площу в 1 см, поставлену перпендикулярно до сонячних променів за межами атмосфери на середній відстані Землі від Сонця, називають сонячною константою. Потужність загального випромінювання Сонця - 3,83 • 10 526 ват, з яких на Землю потрапляє близько 2 • 10 517 ват, середня яскравість поверхні Сонця (при спостереженні поза атмосферою Землі) складає 1,98 • 1059 нт, яскравість центру диска Сонця - 2, 48 • 1059 нт. Яскравість диска Сонця зменшується від центру до краю, причому це зменшення залежить від довжини хвилі, так що яскравість на краю диска Сонця для світла з довжиною хвиля 3600 А становить 0,2 яскравості його центру, а для 5000 А - близько 0,3 яскравості центру диска Сонця. На самому краю диска Сонця яскравість падає в 100 разів протягом менше однієї секунди дуги, тому межа диска виглядає дуже різкою.
Спектральний склад світла, що випромінюється Сонцем, тобто розподіл енергії в центрі Сонця (після урахування впливу поглинання в земній атмосфері і впливу фраунгоферових ліній), в загальних рисах відповідає розподілу енергії у випромінюванні абсолютно чорного тіла з температурою близько 6000 К. В окремих ділянках спектра є помітні відхилення. Максимум енергії у спектрі Сонця відповідає довжині хвилі 4600 А. Спектр Сонця - це безперервний спектр, ні який накладено більше 20 тисяч ліній поглинання (фраунгоферових ліній). Більше 60% з них ототожнене із спектральними лініями відомих хімічних елементів шляхом порівняння довжин хвиль і відносної інтенсивності лінії поглинання в сонячному спектрі з лабораторними спектрами. Вивчення фраунгоферових ліній дає відомості не тільки про хімічний склад атмосфери Сонця, а й про фізичні умови в тих шарах, у яких утворюються ті чи інші поглинання. Переважним елементом на Сонце є водень. Кількість атомів гелію в 4-5 разів менше, ніж водню. Число атомів усіх інших елементів разом узятих, по крайней мере, в 1000 разів менше числа атомів водню. Серед них найбільш рясні кисень, вуглець, азот, магній, залізо та інші. У спектрі Сонця можна ототожнити також лінії, що належать деяким молекул і вільним радикалам: OH, NH, CH, CO і іншим.
Магнітні поля на Сонці вимірюються головним чином по зеєманівське розщеплення ліній поглинання в спектрі Сонця. Розрізняють декілька типів магнітних полів на Сонці. Загальне магнітне поле Сонця невелике і напруженості в 1 цієї або іншої полярності і змінюється з часом. Це поле тісно пов'язане з міжпланетним магнітним полем і його секторної структурою.
Магнітні поля, пов'язані з сонячною активністю, можуть сягати в сонячних плямах напруженості в кілька тисяч. Структура магнітних полів в активних областях дуже заплутана, чергуються магнітні полюси різної полярності. Зустрічаються також локальні магнітні області з напруженістю поля в сотні поза сонячних плям. Магнітні поля проникають і в хромосферу, і в сонячну корону.
Велику роль на Сонце грають магнітогазодінаміческіе та плазмові процеси.
При температурі 5000-10000 До газ досить іонізоване, провідність його велика і завдяки величезним масштабам сонячних явищ значення електромеханічних та магнітомеханіческіх взаємодій дуже велике.
Атмосфера сонця
Атмосферу Сонця утворюють зовнішні, доступні спостереженню шари. Майже усе випромінювання Сонця виходить з нижньої частини його атмосфери, званої фотосферою. На підставі рівнянь променевого переносу енергії, променевого і локального термодинамічної рівноваги і спостережуваного потоку випромінювання можна теоретично побудувати модель розподілу температури і щільності з глибиною в фотосфері. Товщина фотосфери близько трьохсот кілометрів, її середня густина 3 • 104-5 кг / м. Температура у фотосфері падає в міру переходу до більш зовнішніх шарах, середнє її значення порядку 6000 К, на межі фотосфери близько 4200 К. Тиск змінюється від 2 • 1054 до 1052 н / м.
Конвекція в підфотосферній зоні Сонця виявляється в нерівномірній яскравості фотосфери, її зернистості - так званої грануляційної структурі. Гранули є яскраві цятки більш-менш круглої форми. Розмір гранул 150 - 1000 км, час життя 5 - 10 хвилин, окремі гранули вдається спостерігати протягом 20 хвилин. Іноді гранули утворюють скупчення розміром до 30 тисяч кілометрів. Гранули яскравіше межгранульних проміжків на 20 - 30%, що відповідає різниці в температурі в середньому на 300 К. На відміну від інших утворень, на поверхні Сонця грануляція однакова на всіх геліографічних широтах і не залежить від сонячної активності. Швидкості хаотичних рухів (турбулентні швидкості) у фотосфері складають за різними визначеннями 1-3 км / сек. У фотосфері виявлені квазіперіодичні коливальні рухи в радіальному напрямку. Вони відбуваються на майданчиках розмірами 2-3 тисячі кілометрів з періодом близько п'яти хвилин і амплітудою швидкості близько 500 м / сек. Після декількох періодів коливання в даному місці загасають, потім можуть виникнути знову. Спостереження показали також існування осередків, в яких рух відбувається в горизонтальному напрямку від центру комірки до її кордонів. Швидкості таких рухів близько 500 м / сек. Розміри осередків - супергранул становлять 30 - 40 тисяч кілометрів. За положенням супергранул збігаються з осередками хромосферної сітки. На кордонах супергранул магнітне поле посилене.
Припускають, що супергранул відображають на глибині декількох тисяч кілометрів під поверхнею конвективних осередків такого ж розміру. Спочатку передбачалося, що фотосфера дає тільки безперервне випромінювання, а лінії поглинання утворюються в розташованому над нею звертаємо шарі. Пізніше було встановлено, що у фотосфері утворюються і спектральні лінії, і безперервний спектр. Однак для спрощення математичних викладок при розрахунку спектральних ліній поняття звертає шару іноді застосовується.
Часто в фотосфері спостерігаються сонячні плями й смолоскипи.
Сонячні плями
Сонячний плями - це темні утворення, що складаються, як правило, з більш темного дра (тіні) і навколишнього його півтіні. Діаметри плям досягають двохсот тисяч кілометрів. Іноді пляма буває оточене світлою облямівкою.
Зовсім аленькие плями називають порами. Час життя плям від декількох годин до декількох місяців. У спектрі плям ще більше ліній і смуг поглинання, ніж у спектрі фотосфери, він нагадує спектр зірки спектрального класу КВ. Зміщення ліній в спектрі плям через ефект Доплера вказує на рух речовини в плямах - витікання на низьких рівнях і втеканіе на більш високих, швидкості руху до 3 тис. м / сек. З порівнянь інтенсивності ліній і безперервного спектра плям і фотосфери випливає, що плями холодніше фотосфери на 1-2 тисячі градусів (4500 К і нижче). Через це на фоні фотосфери плями здаються темними, яскравість ядра складає 0,2 - 0,5 яскравості фотосфери, яскравість півтіні близько 80% фотосферної. Всі сонячні плями володіють сильним магнітним полем, що досягає для великих плям напруженості 5 тисяч естердов. Зазвичай плями утворюють групи, які за своїм магнітним полем можуть бути уніполярними, біполярними і мультиполярними, тобто містити багато плям різної полярності, часто об'єднаних загальною півтінню. Групи плям завжди оточені смолоскипами і флоккуламі, протуберанцями, поблизу них іноді відбуваються сонячні спалахи, і в сонячній короні над ними спостерігаються утворення у вигляді променів шоломів, опахал - все це разом утворює активну область на Сонці. Середньорічна кількість спостережуваних плям і активних областей, а також середня площа, займана ними, змінюється з періодом близько 11 років.
Це - середня величина, тривалість ж окремих циклів сонячної активності коливається від 7,5 до 16 років. Найбільше число плям, одночасно видимих ​​на поверхні Сонця, змінюється для різних циклів більш ніж у два рази. В основному плями зустрічаються в так званих королівських зонах, що тягнуться від 5 до 30 ° геліографічною широти за обидві сторона сонячного екватора. На початку циклу сонячної активності широта місця розташування плям вище, а в кінці циклу - нижче, а на більш високих широтах з'являються плями нового циклу. Найчастіше спостерігаються біполярні групи плям, що складаються з двох великих плям - головного і наступного, що мають протилежну магнітну полярність, і кілька дрібніших. Головні плями мають одну і ту ж полярність протягом усього циклу сонячної активності, ці полярності протилежні в північній і південній півсфера Сонця. Мабуть, плями являють собою поглиблення у фотосфері, а густина речовини в них менше щільності речовини у фотосфері на тому ж рівні.
Смолоскипи
В активних областях Сонця спостерігаються смолоскипи - яскраві фотосферні освіти, видимі в білому світлі переважно поблизу краю диска Сонця. Зазвичай смолоскипи з'являються раніше плям і існують деякий час після їх зникнення. Площа факельних майданчиків у кілька разів перевищує площу відповідної групи плям. Кількість смолоскипів на диску Сонця залежить від фази циклу сонячної активності. Максимальний контраст (18%) факели мають поблизу краю диска Сонця, але не на самому краю. У центрі диска Сонця смолоскипи практично не видно, контраст їх дуже малий. Смолоскипи мають складну волокнисту структуру, контраст їх залежить від довжини хвилі, на якій проводяться спостереження. Температура смолоскипів на кілька сотень градусів перевищує температуру фотосфери, загальне випромінювання з одного квадратного сантиметра перевищує фотосферної на 3 - 5%. Мабуть, факели трохи піднімаються над фотосферою. Середня тривалість їх існування - 15 діб, але може досягати майже трьох місяців.
Хромосфера
Вище фотосфери розташований шар атмосфери Сонця, званий хромосферою. Без спеціальних Хромосферу можна побачити під час повних сонячних затемнень як рожеве кільце, що оточує темний диск у ті хвилини, коли Місяць повністю закриває фотосферу. Тоді можна спостерігати і спектр хромосфери. На краю диска Сонця хромосфера представляється спостерігачеві як нерівна смужка, з якої виступають окремі зубчики - хромосферні спікули. Діаметр спікул 200-2000 кілометрів, висота порядку 10000 кілометрів , Швидкість підйому плазми в спікули до 30 км / сек. Одночасно на Сонці може бути до 250 тисяч спікул. При спостереженні в монохроматичному світлі на диску Сонця видно яскраву хромосферної сітка, що складається з окремих вузликів - дрібних діаметром до 1000 км і великих діаметром від 2000 до 8000 км. Великі вузлики являють собою скупчення дрібних. Розміри осередків сітки 30 - 40 тисяч кілометрів.
Вважають, що спікули утворюються на межі осередків хромосферної сітки. Щільність в хромосфері падає зі збільшенням відстані від центру Сонця. Число атомів в одному куб. сантиметрі змінюється від 10 515 0 поблизу фотосфери до 1059 у верхній частині хромосфери. Дослідження спектрів хромосфери призвело до висновку, що в шарі, де відбувається перехід від фотосфери до хромосфері, температура переходить через мінімум і в міру збільшення висоти над підставою хромосфери стає рівною 8 -10 тисяч кельвінів, а на висоті в декілька тисяч кілометрів досягає 15 - 20 тисяч кельвінів.
Встановлено, що в хромосфері має місце хаотичний рух газових мас зі швидкостями до 15 • 1053 м / сек. У хромосфері смолоскипи в активних областях видно як світлі освіти, звані зазвичай флоккуламі. У червоній лінії спектра водню добре видно темні утворення, звані волокнами. На краю диска Сонця волокна виступають за диск і спостерігаються на фоні неба як яскраві протуберанці. Найбільш часто волокна і протуберанці зустрічаються в чотирьох розташованих симетрично щодо сонячного екватора зонах: полярних зонах північніше +40 ° і південніше -40 ° геліографічною широти і низькоширотних зонах близько √ (30 °) на початку циклу сонячної активності та √ (17 °) в кінці циклу. Волокна й протуберанці низькоширотних зон показують добре виражений 11-річний цикл, їхній максимум збігається з максимумом плям.
У високоширотних протуберанців залежність від фаз циклу сонячної активності виражена менше, максимум настає через два роки після максимуму плям.
Волокна, які є спокійними протуберанцями, можуть досягати довжини сонячного радіуса й існувати протягом декількох обертів Сонця. Середня висота протуберанців над поверхнею Сонця становить 30 - 50 тисяч кілометрів, середня довжина - 200 тисяч кілометрів, ширина - 5 тисяч кілометрів. Згідно з дослідженнями А.Б. Північного, всі протуберанці за характером руху можна розбити на 3 групи: електромагнітні, в яких рухи відбуваються за впорядкованим викривленим траєкторіях - силовим лініям магнітного поля; хаотичні, у яких переважають неупорядковані турбулентні рухи (швидкості порядку 10 км / сек); еруптивні, в яких речовина первісного спокійного протуберанця з хаотичними рухами раптово викидається зі зростаючою швидкістю (що досягає 700 км / сек) геть від Сонця. Температура в протуберанцях (волокнах) 5 - 10 тисяч кельвінів, густина близька до середньої густини хромосфери. Волокна, що представляють собою активні, швидко мінливі протуберанці, досить сильно змінюються за кілька годин або навіть хвилин. Форма й характер рухів у протуберанцях тісно пов'язані з магнітним полем у хромосфері і сонячної корони.
Сонячна корона - зовнішня і найбільш розріджена частина сонячної атмосфери, що простягається на кілька (більше 10) сонячних радіусів. До 1931 року корону можна було спостерігати тільки під час повних сонячних затемнень у вигляді сріблясто-перлового сяйва навколо закритого Місяцем диска Сонця. У короні добре виділяються деталі її структури: шоломи, віяла, корональні промені й полярні щіточки. Після винаходу коронографа сонячну корону стали спостерігати і поза затемненнями. Загальна форма корони змінюється з фазою циклу сонячної активності: у роки мінімуму корона сильно витягнута уздовж екватора, у роки максимуму вона майже сферична. У білому світі поверхнева яскравість сонячної корони в мільйон разів менше яскравості центру диска Сонця. Її свічення утворюється в основному в результаті розсіяння фотосферного випромінювання вільними електронами. Практично всі атоми в короні іонізовані. Концентрація іонів і вільних електронів біля основи корони складає 1059 частинок в 1 см. Нагрівання корони здійснюється аналогічно до нагрівання хромосфери. Найбільше виділення енергії відбувається в нижній частині корони, але завдяки високій теплопровідності корона майже ізотермічна - температура знижується назовні дуже повільно. Відтік енергії в короні відбувається кількома шляхами.
У нижній частині корони роль грає перенесення енергії вниз завдяки теплопровідності. До втрати енергії призводить відхід з корони найбільш швидких частинок. У зовнішніх частинах корони велику частину енергії несе сонячний вітер - потік корональної газу, швидкість якого зростає з віддаленням від Сонця від декількох км / сек у його поверхні до 450 км / сек на відстані Землі. Температура в короні перевищує 1056 К. В активних шарах корони температура вище - до 1057 К. Над активними областями можуть утворюватися так звані корональні конденсації, у яких концентрація часток зростає в десятки разів. Частина випромінювання всередині корони - це лінії випромінювання багаторазово іонізованих атомів заліза, кальцію, магнію, вуглецю, кисню, сірки та інших хімічних елементів. Вони спостерігаються і у видимій частині спектру і в ультрафіолетовій області. У сонячній короні генерується радіовипромінювання Сонця в метровому діапазоні й рентгенівське випромінювання, що підсилюється в багато разів в активних областях. Як показали розрахунки, сонячна корона не перебуває в рівновазі з міжпланетної середовищем.
З корони в міжпланетний простір поширюються потоки часток, що утворюють сонячний вітер. Між хромосферою й короною є порівняно тонкий перехідний шар, в якому відбувається різке зростання температури до значень, характерних для корони. Умови в ньому визначаються потоком енергії з корони в результаті теплопровідності. Перехідний шар є джерелом більшої частини ультрафіалетового випромінювання Сонця.
Хромосфера, перехідний шар і корона дають всі радіовипромінювання Сонця. В активних областях структура хромосфери, корони і перехідного шару змінюється. Це зміна, однак, ще недостатньо вивчено.
В активних областях хромосфери спостерігаються раптові і порівняно короткочасні збільшення яскравості, видимі відразу в багатьох спектральних лініях. Ці яскраві освіти існують від декількох хвилин до декількох годин. Вони називаються сонячними спалахами (колишня назва - хромосферні спалаху). Спалахи найкраще видно в світлі водневої лінії, але найбільш яскраві видно іноді й у білому світі. У спектрі сонячного спалаху нараховується кілька сотень емісійних ліній різних елементів, нейтральних і іонізованих. Температура тих шарів сонячної атмосфери, які дають світіння в хромосферних лініях (1-2) х1054 К, у більш високих шарах - до 1057 К. Щільність часток у спалаху сягає 10 513 -10 514 в одному кубічному сантиметрі. Площа сонячних спалахів може досягати 10515 м. Зазвичай сонячні спалахи відбуваються поблизу швидко розвиваються груп сонячних плям з магнітним полем складної конфігурації. Вони супроводжуються активізацією волокон і флоккуламі, а також викидами речовини. При спалаху виділяється большоеколичество енергії (до 10521 - 10525 джоулів).
Передбачається, що енергія сонячного спалаху спочатку запасається в магнітному полі, а потім швидко вивільняється, що призводить до локального нагріву і прискоренню протонів і електронів, що викликають подальший розігрів газу, його світіння в різних ділянках спектра електромагнітного випромінювання, освіту ударної хвилі. Сонячні спалахи дають значне збільшення ультрафіалетового випромінювання Сонця, супроводжуються сплесками рентгенівського випромінювання (іноді досить потужними), сплесками радіовипромінювання, викидом карпускул високих енергій аж до 10510 ев. Іноді спостерігаються сплески рентгенівського випромінювання і без посилення світіння в хромосфері.
Деякі спалаху (вони називаються протонними) супроводжуються особливо сильними потоками енергійних часток - космічними променями сонячного походження.
Протонні спалахи створюють небезпеку для знаходяться в польоті космонавтів, стикаючись з атомами оболонки корабля так як енергійні частинки, породжують рентгенівське і гамма-випромінювання, причому іноді в небезпечних дозах.
Рівень сонячної активності (число активних областей і сонячних плям, кількість і потужність сонячних спалахів і т.д.) змінюється з періодом близько 11 років. Існують також слабкі коливання величини максимумів 11-річного циклу з періодом близько 90 років. На Землі 11-річний цикл простежується на цілому ряді явищ органічної та неорганічної природи (зміни магнітного поля, полярні сяйва, обурення іоносфери, зміна швидкості росту дерев з періодом близько 11 років, встановленим за чередованиям товщини річних кілець, і т.д.). На земні процеси мають також вплив окремі активні області на Сонці і які у них короткочасні, але іноді дуже потужні спалахи. Час існування окремої магнітної області на Сонці може досягати одного року. Викликаються цією областю обурення у магнітосфері й верхній атмосфері Землі повторюються через 27 діб (з піднаглядним з Землі періодом обертання Сонця). Найбільш потужні прояви сонячної активності - сонячні (хромосферні) спалахи відбуваються нерегулярно (частіше поблизу періодів максимальної активності), тривалість їх складає 5-40 хвилин, рідко кілька годин. Енергія хромосферної спалаху може досягати 10525 джоулів, з виділяється при спалаху енергії лише 1-10% припадає на електромагнітне випромінювання в оптичному діапазоні. У порівнянні з повним випромінюванням Сонця в оптичному діапазоні енергія спалаху не велика, але короткохвильове випромінювання спалаху і генеруються при спалахів електрони, а іноді сонячні космічні промені можуть дати помітний внесок у рентгенівське і карпускулярное випромінювання Сонця. У періоди підвищення сонячної активності його рентгенівське випромінювання збільшується в діапазоні 30 -10 нм в два рази, в діапазоні 10 -1 нм у 3-5 разів, у діапазоні 1-0,2 нм більш ніж у сто разів. У міру зменшення довжини хвилі випромінювання внесок активних областей в повне випромінювання Сонця збільшується, і в останньому з зазначених діапазонів практично все випромінювання обумовлено активними областями. Жорстке рентгенівське випромінювання з довжиною хвилі менше 0,2 нм з'являється в спектрі Сонця всього лише на короткий час після спалахів. В ультрафіолетовому діапазоні (довжина хвилі 180-350 нм) випромінювання Сонця за 11-річний цикл змінюється всього на 1-10%, а в діапазоні 290-2400 нм залишається практично постійним і складає 3,6 • 10526 ват.
Сталість енергії, одержуваної Землею від Сонця, забезпечує стаціонарність теплового балансу Землі. Сонячна активність істотно не позначається не енергетиці Землі як планети, але окремі компоненти випромінювання хромосферних спалахів можуть мати значний вплив на багато фізичні, біофізичні та біохімічні процеси на Землі.
Активні області є потужним джерелом корпускулярного випромінювання. Частинки з енергіями близько 1 кев (в основному протони), що поширюються уздовж силових ліній міжпланетного магнітного поля з активних областей посилюють сонячний вітер. Ці посилення (пориви) сонячного вітру повторюються через 27 днів і називаються рекурентними. Аналогічні потоки, але ще більшої енергії і щільності, виникають при спалахах. Вони викликають так звані спорадичні обурення сонячного вітру і досягають Землі за інтервали часу від 8 годин до двох діб. Протони високої енергії (від 100 МеВ до 1 Гев) від дуже сильних «протонних» спалахів і електрони з енергією 10-500 кев, що входять до складу сонячних космічних променів, приходять до Землі через десятки хвилин після спалахів; дещо пізніше приходять ті з них, які потрапили в «пастки» міжпланетного магнітного поля і рухалися разом з сонячним вітром. Короткохвильове випромінювання і сонячні космічні промені (у високих широтах) іонізують земну атмосферу, що призводить до коливань її прозорості в ультрафіолетовому та інфрачервоному діапазонах, а також до змін умов розповсюдження коротких радіохвиль (у ряді випадків спостерігаються порушення короткохвильового радіозв'язку).
Посилення сонячного вітру, викликане спалахом, призводить до стиснення магнітосфери Землі з сонячної сторони, посиленню струмів на її зовнішній межі, часткового проникненню часток сонячного вітру в глиб магнітосфери, поповненню частинками високих енергій радіаційних поясів Землі і т.д. Ці процеси супроводжуються коливаннями напруженості геомагнітного поля (магнітною бурею), полярними сяйвами та іншими геофізичними явищами, що відображають загальне обурення магнітного поля Землі. Вплив активних процесів на Сонці (сонячних бурь) на геофізичні явища здійснюється як короткохвильової радіацією, так і за посередництвом магнітного поля Землі. Мабуть, ці чинники є головними і для фізико-хімічних і
біологічних процесів. Простежити весь ланцюг зв'язків, що призводять до 11-річної періодичності багатьох процесів на Землі поки не вдається, але накопичений великий фактичний матеріал не залишає сумнівів в існуванні таких зв'язків. Так, була встановлена ​​кореляція між 11-річним циклом сонячної активності і землетрусами, врожаями сільгоспкультур, числом серцево-судинних захворювань і т.д. Ці дані вказують на постійне дію сонячно-земних зв'язків.
Спостереження Сонця ведуться за допомогою рефракторів невеликого або середнього розміру і великих дзеркальних телескопів, у яких велика частина оптики нерухома, а сонячні промені направляються усередину горизонтальної або баштової установки телескопа за допомогою одного або двох рухомих дзеркал. Створено спеціальний тип сонячного телескопа - внезатменний коронограф. Усередині коронографа здійснюється затемнення Сонця спеціальним непрозорим екраном. У коронограф у багато разів зменшується кількість розсіяного світла, тому можна спостерігати поза затемненням самі зовнішні шари атмосфери Сонця. Сонячні телескопи часто забезпечуються вузькосмуговими світлофільтрами, що дозволяють вести спостереження у світлі однієї спектральної лінії. Створені також нейтральні світлофільтри зі змінною прозорістю по радіусу, що дозволяють спостерігати сонячну корону на відстані декількох радіусів Сонця. Зазвичай великі сонячні телескопи забезпечуються потужними спектрографами з фотографічною або фотоелектричної фіксацією спектрів. Спектрограф може мати також магнітограф - прилад для дослідження зеєманівське розщеплення і поляризації спектральних ліній та визначення величини і напрямку магнітного поля на Сонці. Необхідність усунути замивають дію земної атмосфери, а також дослідження випромінювання Сонця в ультрафіолетовій, інфрачервоній і деяких інших областях спектра, що поглинаються в атмосфері Землі, призвели до створення орбітальних обсерваторій за межами атмосфери, які дозволяють отримувати спектри Сонця й окремих утворень на його поверхні поза земною атмосферою .

Шлях Сонця серед зірок
Кожен день, піднімаючись з-за обрію у східній стороні неба, Сонце проходить по небу і знову ховається на заході. Для жителів Північної півкулі цей рух відбувається зліва направо, для жителів півдня справа наліво. Опівдні Сонце досягає найбільшої висоти, або, як говорять астрономи, кульмінує. Полудень - це верхня кульмінація, а буває ще й нижня - опівночі. У наших середніх широтах нижня кульмінація Сонця не видно, тому що вона відбувається під горизонтом. А от за Полярним колом, де Сонце влітку іноді не заходить, можна спостерігати і верхню, і нижню кульмінації.
На географічному полюсі добовий шлях Сонця практично паралельний горизонту. З'явившись в день весняного рівнодення, Сонце чверть року піднімається все вище і вище, описуючи кола над горизонтом. У день літнього сонцестояння воно досягає максимальної висоти (23,5 ˚). Наступні чверть року, до осіннього рівнодення, Сонце спускається. Це полярний день. Потім на півроку настає полярна ніч. У середніх широтах протягом року видимий добовий шлях Сонця то скорочується, то збільшується. Найменшим він опиняється в день зимового сонцестояння, найбільшим - у день літнього сонцестояння. У дні рівнодення
Сонце знаходиться на небесному екваторі. У цей же час воно сходить у точці сходу і заходить у точці заходу.
У період від весняного рівнодення до літнього сонцестояння місце сходу Сонця трохи зміщується від точки сходу вліво, на північ. А місце заходу віддаляється від точки заходу вправо, хоча теж на північ. У день літнього сонцестояння Сонце з'являється на північному сході, а опівдні воно кульмінує на максимальній за рік висоті. Заходить Сонце на північно-заході.
Потім місця сходу і заходу зміщуються назад на південь. У день зимового сонцестояння Сонце сходить на південному сході, перетинає небесний меридіан на мінімальній висоті і заходить на південному заході. Слід враховувати, що внаслідок рефракції (тобто заломлення світлових променів в земній атмосфері) видима висота світила завжди більше істинної.
Тому схід Сонця відбувається раніше, а захід - пізніше, ніж це було б при відсутності атмосфери.
Отже, добовий шлях Сонця являє собою малий круг небесної сфери, паралельний небесному екватору. У той же час на протязі року Сонце переміщається щодо небесного екватора то на північ, то на південь. Денна та нічна частини його шляху неоднакові. Вони рівні тільки в дні рівнодень, коли Сонце знаходиться на небесному екваторі.
Вираз «шлях Сонця серед зірок» комусь здасться дивним. Адже вдень зірок не видно. Тому нелегко помітити, що Сонце повільно, приблизно на 1 ˚ за добу, переміщається серед зірок справа наліво. Зате можна простежити, як протягом року змінюється вигляд зоряного неба. Все це - наслідок обертання Землі навколо Сонця.
Шлях видимого річного переміщення Сонця на тлі зірок іменується екліптикою (від грецького «екліпсіс» - «затемнення»), а період обороту по екліптиці - зоряним роком. Він дорівнює 265 добі 6 годину 9 хвилин 10 секунд, або 365, 2564 середніх сонячних діб.
Екліптика і небесний екватор перетинаються під кутом 23 ˚ 26 'в точках весняного і осіннього рівнодення. У першій з цих точок Сонце зазвичай буває 21 березня, коли воно переходить з південної півкулі неба в північне. У другій - 23 вересня, при переході їх північної півкулі в південну. У найбільш віддаленої на північ точці екліптиці Сонце буває 22 червня (літнє сонцестояння), а на південь - 22 грудня (зимове сонцестояння). У високосний рік ці дати зрушені на один день.
З чотирьох точок екліптики головною є точка весняного рівнодення. Саме від неї відраховується одна з небесних координат - пряме сходження. Вона ж служить для відліку зоряного часу і тропічного року - проміжку часу між двома послідовними проходженнями центра Сонця через точку весняного рівнодення. Тропічний рік визначає зміну пір року на нашій планеті.
Оскільки точка весняного рівнодення повільно переміщається серед зірок внаслідок прецесії земної осі, тривалість тропічного року менше тривалості зоряного. Вона складає 365,2422 середніх сонячних діб. Близько 2 тисяч років тому, коли Гіппарх склав свій зоряний каталог (перший дійшов до нас цілком), точка весняного рівнодення знаходилася в сузір'ї Овна. До нашого часу вона перемістилася майже на 30 ˚, в сузір'я Риб, а точка осіннього рівнодення - із сузір'я Терезів в сузір'я Діви. Але за традицією точки рівнодення позначаються колишніми знаками колишніх «рівноденні» сузір'їв - Овна і Терезів. Те ж трапилося і з точками сонцестояння: літнє в сузір'ї Тельця відзначається знаком Рака, а зимовий в сузір'я Стрільця - знаком Козерога.
І нарешті, останнє, що пов'язане з видимим річним рухом Сонця. Половину екліптики від весняного рівнодення до осіннього (з 21 березня по 23 вересня) Сонце проходить за 186 діб. Другу половину, від осіннього рівнодення та весняного, - за 179 діб (180 у високосний рік). Але ж половинки екліптики рівні: кожна по 180 ˚. Отже, Сонце рухається по екліптиці нерівномірно. Ця нерівномірність пояснюється зміною швидкості руху Землі по еліптичній орбіті навколо Сонця. Нерівномірність руху Сонця по екліптиці призводить до різної тривалості пір року. Для мешканців північної півкулі, наприклад, весна і літо на шість діб триваліше осені та зими. Земля 2-4 червня розташована від Сонця на 5 мільйонів кілометрів довше, ніж 2-3 січня, і рухається по своїй орбіті повільніше відповідно до другого закону Кеплера. Влітку Земля отримує від
Сонця менше тепла, але зате літо в Північній півкулі триваліше зими. Тому в Північній півкулі Землі тепліше, ніж у Південному.
Сонячні затемнення
У момент місячного молодика може відбутися сонячне затемнення - адже саме в молодика Місяць проходить між Сонцем і Землею. Астрономи заздалегідь знають, коли і де буде спостерігатися сонячне затемнення, і повідомляють про це в астрономічних календарях.
Землі дістався один-єдиний супутник, але зате який! Місяць у 400 разів менше Сонця і як раз в 400 разів ближче його до Землі, тому на небі Сонце і Місяць здаються дисками однакових розмірів. Так що при повному сонячному затемненні Місяць цілком заступає яскраву поверхню Сонця, залишаючи при цьому відкритої всю сонячну атмосферу.
Точно в призначену годину і хвилину крізь темне скло видно, як на яскравий диск Сонця наповзає з правого краю щось чорне, як з'являється на ньому чорна лунка. Вона поступово розростається, поки нарешті сонячне коло не прийме вигляд вузького серпа. При цьому швидко слабшає денне світло. Ось Сонце повністю ховається за темної заслінкою, гасне останній денний промінь, і темрява, що здається тим глибше, ніж вона раптово, розстилається навколо, шокуючи людини і всю природу в безмовне подив.
Про затьмаренні Сонця 8 липня 1842 в місті Павії (Італія) розповідає англійський астроном Френсіс Бейлі: «Коли наступило повне затемнення і сонячне світло миттєво згас, навколо темного тіла Місяця раптово виникло якесь яскраве сяйво, схоже на корону мул на ореол навколо голови святого.
Ні в яких звітах про минулі затемнення не було написано про щось подібне, і я зовсім не очікував побачити пишність, що знаходилося тепер у мене перед очима. Ширина корони, рахуючи від окружності диска Місяць, дорівнювала приблизно половині місячного діаметру. Вона здавалася складеної з яскравих променів. Її світло було щільніше біля самого краю Місяця, а в міру віддалення промені корони ставали все слабкішим, тонше. Ослаблення світла йшло зовсім плавно разом зі збільшенням відстані. Корона представлялася у вигляді пучків прямих слабких променів; їх зовнішні кінці розходилися віялом; промені були нерівної довжини. Корона була не червонувата, не перлова, вона була абсолютно білого кольору. Її промені переливалися або мерехтіли, як газове полум'я. Як не блискуче було це явище, які б захоплення воно не викликало у глядачів, але все ж у цьому дивному, дивному видовище було точно щось зловісне, і я цілком розумію, наскільки могли бути вражені і перелякані люди за часів, коли ці явища відбувалися абсолютно несподівано.