Геліофізика

Визначення і загальна характеристика

ГЕЛІОФІ́ЗИКА (від геліо… і фізика) — роз­діл астрофізики, що досліджує Сонце. Гол. істор. віхи в роз­витку Г.: 1128 зроблено перший малюнок соняч. плям; 1610 проведено перші теле­скопічні спо­стереже­н­ня Сонця; 1644 висловлено думку про те, що Сонце є зорею; 1687 встановлено масу Сонця; 1843 від­крито 11-річ. цикл плямо­утворе­н­ня; 1859 проведено перше спо­стереже­н­ня соняч. спалаху та ви­значено хім. склад Сонця; 1860 — перші спо­стереже­н­ня викиду коронал. плазми; 1908 виявлено магнітне поле соняч. плям; 1960 ви­значено глобал. колива­н­ня Сонця; 1970 виміряно потік нейтрино. У будові Сонця виділяють ядро та 4 гол. шари (зони) — шар конвектив. пере­носу енергії, фото­сфера, хромо­сфера та корона. Оскільки ці зони значно різняться одна від одної за фіз. умовами, такий поділ ви­значає осн. напрями досліджень Г. Із шаром конвектив. пере­носу тепла повʼязують формува­н­ня соняч. магніт. полів. Над конвектив. зоною знаходиться фото­сфера (тонкий зовн. шар, світло якого ми без­посередньо спо­стерігаємо, є гол. джерелом інформації про Сонце) з т-рою бл. 6 × 10³ К; її просторова структура від­биває явища, що від­буваються у конвектив. зоні (грануляція, плями та ін.). За спо­стереже­н­нями цього шару та на основі теор. роз­рахунків встановлено, що Сонце має гаряче ядро з т-рою бл. 15 × 10⁶ К та тиском понад 200 × 10⁹ атм., єдиним джерелом по­стійного енерговиділе­н­ня за таких умов най­імовірніше є ядерні реакції пере­творе­н­ня водню у гелій. Шар хромо­сфери, де щільність речовини різко падає, а температура зро­стає, що пояснюється пере­творе­н­ням енергії спрямованих звукових, магніто­гідродинаміч. та гравітацій. хвиль, які генеруються у конвектив. зоні, у кінетичну енергію хромо­сфер. плазми внаслідок її низької густини. З цієї ж причини у хромо­сфері енергія магніт. поля пере­вищує енергію речовини, а збуре­н­ня поля призводять до явищ соняч. активності. Вище хромо­сфери — корона, де температура сягає 2 × 10⁶ К, а густина речовини швидко спадає. Корона є нестаціонар. утворе­н­ням, тут бере початок соняч. вітер — потік соняч. плазми, яка залишає Сонце. Серед гол. питань на сучас. етапі роз­витку Г. — зʼясува­н­ня процесів генерації енергії у надрах Сонця, інтер­претація спо­стережень глобал. коливань Сонця (див. Геліосейсмологія), формува­н­ня соняч. магніт. поля та його взаємодія з конвектив. зоною, взаємодія магніт. поля з речовиною хромо­сфери та корони.

К. О. Бурлов-Васильєв

Завантажити статтю