Среднее солнечное время = фактическое солнечное время — поправка на уравнение времени
Уравнение времени
См. также статьи "Небесная сфера 2", "Звездное и солнечное время".
СОЛНЕЧНЫЙ ВЕТЕР
Феномен солнечного ветра легче всего обнаружить при наблюдении кометы с видимым хвостом. Хвост кометы всегда направлен от Солнца, независимо от направления ее движения. Это происходит из-за воздействия заряженных частиц, таких как протоны и электроны (для таких частиц используется собирательное название плазма), которые излучаются солнечной короной со скоростью порядка нескольких сотен километров в секунду. Космические зонды измерили силу солнечного ветра на различных расстояниях от Солнца, определили виды частиц, их концентрацию и скорость. На изображениях, полученных от SOHO, космического зонда, предназначенного для изучения Солнца, можно видеть "дыры" в солнечной короне, которые являются выпускными каналами для частиц солнечного ветра. Частицы, вылетающие из постоянных дыр над полюсами Солнца, движутся почти вдвое быстрее, чем частицы, вылетающие из экваториальных дыр.
Плазма солнечного ветра очень хорошо проводит тепло, поэтому она разогревается и ускоряется по мере удаления от Солнца. Движение заряженных частиц солнечного ветра создает магнитное поле, которое, в свою очередь, распространяет действие магнитного поля Солнца далеко в космос. Из-за вращения Солнца линии расширенного магнитного поля закручиваются спиралью. Солнечные вспышки выбрасывают в космос заряженные частицы с очень высокими скоростями, которые прибавляются к постоянному потоку заряженных частиц из солнечной короны.
Магнитное поле Земли улавливает заряженные частицы солнечного ветра в двух тороидальных поясах вокруг Земли, которые называются радиационными поясами Ван Аллена. Внутренний пояс простирается от высоты около 2000 км до 5000 км. Внешний пояс простирается от 12 000 до примерно 20 000 км над поверхностью планеты. На траектории земной орбиты концентрация протонов солнечного ветра изменяется в несколько сотен раз, а их скорости варьируют в пределах от 300 км/с до 700 км/с. Эти вариации иногда вызывают возмущения в магнитном поле Земли, которые сильно ухудшают возможности радиосвязи.
См. также статьи "Кометы", "Солнце 2".
СОЛНЦЕ 1: СТРУКТУРА
Солнце представляет собой светящуюся сферу раскаленных газов примерно в 100 раз больше Земли. Солнце — слабопеременная звезда типа желтого карлика, спектрального класса G, излучающая энергию порядка 4×1026 Вт/с. Его масса составляет 2×1030 кг, средняя плотность в 1,4 раза превышает плотность воды. Хорошо очерченная светоизлучающая поверхность Солнца называется фотосферой. Толщина фотосферы как слоя — около 300 км. Сила тяготения на поверхности Солнца примерно в 28 раз превосходит земную. Температура фотосферы составляет около 6000К. Фотографии, сделанные с помощью красных фильтров, показывают, что фотосфера покрыта слоем газов толщиной около 20 000 км, который называется хромосферой. На фотографиях, сделанных во время затмения, можно увидеть, что Солнце окружено разряженными газами, протягивающимися далеко в космос; они называются солнечной короной.
Внутри Солнца находится ядро, где происходит реакция ядерного синтеза, в процессе которой высвобождаются фотоны и кванты гамма-излучения. По пути от ядра наружу фотоны взаимодействуют с быстро движущимися атомными ядрами и электронами, пока не достигают области, называемой зоной конвекции, где ядра и электроны соединяются в виде атомов и ионов. Внешняя граница этой области образует фотосферу. Внутренняя часть Солнца между энерго-производящим ядром и зоной конвекции называется зоной излучения. Вещество в этой зоне представляет собой плотный газ, состоящий из разрозненных ядер и электронов со слишком высокой кинетической энергией для образован и я атомов и йонов. Воздействие силы тяготения на вещество в зоне излучения сталкивается с противодействием в виде внешнего давлен и я газовых масс при условии, что газ продолжает разогреваться постоянным потоком излучения из ядерной "топки" в ядре Солнца.