§ 125. Корона
Яркость солнечной короны в миллион раз меньше, чем фотосферы, и не превышает яркости Луны в полнолуние. Поэтому наблюдать солнечную корону можно во время полной фазы солнечных затмений, а вне затмений - лишь в коронографы. Корона не имеет резких очертаний и обладает неправильной формой, сильно меняющейся со временем. Об этом можно судить, сопоставляя ее фотографии, полученные во время различных затмений (рис. 138).
Яркость короны уменьшается в десятки раз по мере удаления от края Солнца на величину его радиуса. Наиболее яркую часть короны, удаленную от лимба не более, чем на 0,2-0,3 радиуса Солнца, принято называть внутренней короной, а остальную, весьма протяженную часть, - внешней короной. Важной особенностью короны является ее лучистая структура. Лучи бывают различной длины вплоть до десятка и более солнечных радиусов. У основания лучи обычно утолщаются, некоторые из них изгибаются в сторону соседних. Внутренняя корона также богата структурными образованиями, напоминающими дуги, шлемы, отдельные облака (корональные конденсации). Особенно характерна структура, временами наблюдаемая у полюсов: короткие прямые лучи образуют так называемые полярные щеточки. Спектр короны обладает рядом важных особенностей. Основой его является слабый непрерывный фон с распределением энергии, повторяющим распределение энергии в непрерывном спектре Солнца. На фоне этого непрерывного спектра во внутренней короне наблюдаются яркие эмиссионные линии, интенсивность которых уменьшается по мере удаления от Солнца (рис. 139). Большинство из этих линий не удается получить в лабораторных спектрах. Во внешней короне наблюдаются фраунгоферовы линии солнечного спектра, отличающиеся от фотосферных относительно большей остаточной интенсивностью.
Излучение короны поляризовано, причем на расстоянии около 0,5 R¤ от края Солнца поляризация увеличивается примерно до 50%, а на больших расстояниях - снова уменьшается. Подобие распределения энергии в непрерывных спектрах короны и фотосферы говорит о том, что излучение короны является рассеянным светом фотосферы. Поляризованность этого света позволяет установить природу частиц, на которых происходит рассеяние. Столь сильную поляризацию могут вызвать только свободные электроны.
Поскольку вдоль луча зрения расположены участки короны, которые рассеивают падающее на них излучение фотосферы не только под углом 90°, но и под другими углами (рис. 140), наблюдаемая суммарная поляризация оказывается частичной. Для более удаленных от Солнца участков короны углы между лучом зрения и направлением падающих лучей ближе к 90°. Поэтому с увеличением высоты в короне степень поляризации должна возрастать, что и наблюдается в нижней короне. Однако в верхней короне это увеличение сменяется уменьшением, что говорит о наличии неполяризованной части излучения, относительная доля которой растет с высотой.
Эта неполяризованная составляющая является причиной появления во внешней короне фраунгоферовых линий, почему она называется фраунгоферовой короной. Фраунгоферова корона не имеет отношения к солнечной атмосфере. Она представляет собой свет Солнца, рассеянный на мелких межпланетных пылинках, расположенных в пространстве между Землей и Солнцем. Рассеивая свет, они очень слабо его поляризуют. Эти пылинки обладают свойством большую часть падающего на них излучения рассеивать в том же направлении (рис. 141). Поэтому наибольшую интенсивность рассеяние на пылинках дает вблизи Солнца, создавая при этом впечатление ложной короны. Это свечение можно наблюдать и на больших расстояниях от Солнца в виде зодиакального света, о котором сказано в гл. Х (§ 144). В каждой точке короны яркость пропорциональна количеству электронов, находящихся на луче зрения. Один свободный электрон рассеивает примерно 10-24 долю от количества излучения, падающего на площадку в 1 см2. Так как у короны яркость в миллион раз меньше, чем у фотосферы, это означает, что в столбике короны сечением в 1 см2 вдоль луча зрения находится 10-6 / 10-24 = 10 18 свободных электронов. Поскольку протяженность короны, измеряемая шкалой высоты, в несколько раз меньше радиуса Солнца, т.е. порядка 1010 см, в среднем в 1 cм3 вещества короны должно находиться свободных электронов. Появление этих свободных электронов может быть вызвано только ионизацией вещества. Однако в целом ионизованный газ (плазма) должен быть нейтрален. Следовательно, концентрация ионов в короне также должна быть порядка 108 см -3. Большая часть этих ионов должна возникнуть в результате ионизации наиболее обильного элемента на Солнце - водорода. Вместе с тем нейтрального водорода в короне не должно быть, так как в ее эмиссионном спектре полностью отсутствуют спектральные линии водорода. Таким образом, общая концентрация частиц в короне должна равняться сумме концентраций ионов и свободных электронов, т.е. по порядку величины ~ 2 Ч108 см -3 Эмиссионные линии солнечной короны принадлежат обычным химическим элементам, но находящимся в очень высоких стадиях ионизации. Наиболее интенсивная - зеленая корональная линия с длиной волны 5303 Е - испускается ионом Fe XIV, т.е. атомом железа, лишенным 13 электронов. Другая интенсивная - красная корональная линия (l 6374 Е) - принадлежит атомам девятикратно ионизованного железа Fe X. Остальные эмиссионные линии отождествлены с ионами Fe XI Fe XIII, Ni XIII, Ni XV, Ni XVI, Са XII, Са XV, Ar X и др. Корональные линии являются запрещенными. Их возникновение в спектре короны говорит о необычайной разреженности ее вещества. Для образования высокоионизованных корональных ионов нужны большие энергии в сотни электрон-вольт (например, потенциал ионизации Fe X 233 в, Fe XIV 355 в, Са XV 814 в). Для сравнения напомним, что для отрыва единственного электрона от атома водорода требуется энергия всего лишь 13,6 эв. Поскольку интенсивность излучения в короне слишком слаба для того, чтобы вызвать сильную ионизацию вещества, причиной последней являются столкновения атомов,. причем прежде всего со свободными электронами. Энергия этих электронов должна составлять сотни электрон-вольт, а их скорость достигать многих тысяч километров в секунду. Эти значения были использованы в § 108 для определения температуры короны, оказавшейся порядка миллиона градусов. Таким образом, солнечная корона представляет собой разреженную плазму с температурой около миллиона градусов. Следствием высокой температуры короны является уже отмечавшаяся необычайная ее протяженность. Действительно, согласно формуле (9.5), шкала высоты пропорциональна температуре. Учитывая, что молекулярный вес ионизованного газа короны вдвое меньше, чем нейтрального водорода в фотосфере, а превышение температуры составляет 150 раз, получаем, что протяженность короны в сотни раз превышает толщину фотосферы и составляет сотни тысяч километров, что прекрасно согласуется с наблюдениями.
§ 126. Радиоизлучение спокойного Солнца
Солнечное радиоизлучение отличается сильной переменностью, особенно на низких частотах. Регистрируя наименьшее значение мощности, можно наблюдаемое излучение разделить на две части: постоянную и переменную. Первая называется радиоизлучением спокойного Солнца, вторая - радиоизлучением возмущенного Солнца. Солнечная корона, исключительно прозрачная для видимого излучения, плохо пропускает радиоволны, которые испытывают в ней сильное поглощение, а также преломление (рис. 142). Следовательно, солнечная корона должна излучать радиоволны почти как абсолютно черное тело с температурой в миллион градусов (стр. 211). Поэтому температуру короны определяют по измерению яркостной температуры солнечного радиоизлучения. На метровых волнах яркостная температура короны действительно составляет около миллиона градусов. На более коротких волнах она уменьшается. Это связано с увеличением глубины, откуда выходит излучение, из-за уменьшения поглощающих свойств плазмы (рис. 143). Так, например, на сантиметровых волнах излучение беспрепятственно выходит из верхней хромосферы, а на миллиметровых волнах - из средних и нижних ее слоев.
Радиометоды позволяют проследить солнечную корону на огромных расстояниях от Солнца: в несколько десятков радиусов. Это возможно благодаря тому, что ежегодно, в июне, при своем движении по эклиптике Солнце проходит мимо мощного источника радиоизлучения - Крабовидной туманности в созвездии Тельца. При прохождении через солнечную корону радиоволны, принадлежащие этому источнику, рассеиваются на отдельных неоднородностях короны. Вследствие этого во время затмения Крабовидной туманности внешними частями солнечной короны наблюдается уменьшение радиояркости (т.е. яркости радиоизлучения) источника. Обнаруженные таким путем наиболее далекие от Солнца области короны называют сверхкороной. Дальнейшие исследования показали, что солнечная атмосфера простирается весьма далеко, вплоть до орбиты Земли. Об этом свидетельствует обнаруженная слабая поляризация зодиакального света (см. рис. 141). Кроме того, на основании изучения движения вещества в хвостах комет, выяснилось, что из солнечной короны происходит постоянное истечение плазмы со скоростью, постепенно увеличивающейся по мере удаления от Солнца и на расстоянии Земли достигающей 300-400 км/сек. Это расширение солнечной короны в межпланетное пространство называется солнечным ветром. Исследование межпланетной плазмы, осуществленное при помощи космических аппаратов, позволило непосредственно зарегистрировать поток протонов и электронов солнечного ветра, соответствующий скорости распространения от Солнца порядка нескольких сотен км/сек и концентрации частиц вблизи Земли 1-10 протонов/см3.
§ 127. Активные образования в солнечной атмосфере
Временами в солнечной атмосфере возникают быстро меняющиеся активные образования, резко отличающиеся от окружающих невозмущенных областей, свойства и структура которых совсем или почти совсем не меняются со временем. В фотосфере, хромосфере и короне проявления солнечной активности весьма различны. Однако все они связаны общей причиной. Такой причиной является магнитное поле, всегда присутствующее в активных областях. Факелы. В невозмущенных областях фотосферы имеется лишь общее магнитное поле Солнца, напряженность которого составляет около 1 эрстеда. В активных областях напряженность магнитного поля увеличивается в сотни и даже тысячи раз. Небольшое усиление магнитного поля до десятков и сотен эрстед сопровождается появлением в фотосфере более яркой области, называемой факелом. В общей сложности факелы могут занимать значительную долю всей видимой поверхности Солнца. Они отличаются характерной тонкой структурой и состоят из многочисленных прожилок, ярких точек и узелков - факельных гранул (рис. 144).
Лучше всего факелы видны на краю солнечного диска (здесь. их контраст с фотосферой составляет около 10%), в то время как в центре они почти совсем не видны. Это означает, что на некотором уровне в фотосфере факел горячее соседней невозмущенной области на 200-300°, а на какой-то другой глубине, наоборот, он несколько холоднее. Возникновение факела связано с важным свойством магнитного поля - препятствовать движению ионизованного вещества, происходящему поперек силовых линий. Если магнитное поле обладает достаточно большой энергией, то оно допускает движение вещества только вдоль силовых линий. Слабое магнитное поле в области факела не может остановить сравнительно мощных конвективных движений. Однако оно может придать им более правильный характер. Обычно каждый элемент конвекции, помимо общего подъема или опускания по вертикали, совершает небольшие беспорядочные движения в горизонтальной плоскости. Эти движения, приводящие к возникновению трения между отдельными элементами конвекции, тормозятся магнитным полем, имеющимся в области факела, что облегчает конвекцию и позволяет горячим газам подняться на большую высоту и перенести больший поток энергии. Таким образом, появление факела связано с усилением конвекции, вызванным слабым магнитным полем. Факелы - относительно устойчивые образования. Они без. особых изменений могут существовать в течение нескольких недель и даже месяцев. Пятна. В областях факелов с наибольшим усилением магнитного поля могут возникать солнечные пятна. Солнечное пятно появляется в виде крошечной поры, едва отличающейся от темных промежутков между гранулами. Через день пора развивается в круглое темное пятно с резкой границей, диаметр которого постепенно увеличивается вплоть до размеров в несколько десятков тысяч километров (рис. 145). Bсe явление сопровождается плавным увеличением напряженности магнитного поля, которое в центре крупных пятен достигает нескольких тысяч эрстед.
Иногда возникает несколько мелких пятен в пределах небольшой области, вытянутой параллельно экватору, - группа пятен. Отдельные пятна преимущественно появляются на западном и восточном краях области, где сильнее других развиваются дна пятна - ведущее (западное) и хвостовое (восточное). Магнитные поля обоих главных пятен и примыкающих к ним мелких всегда обладают противоположной полярностью, почему такую группу пятен называют биполярной. Через 3-4 дня после появления больших пятен вокруг них возникает менее темная полутень, имеющая характерную радиальную структуру. С течением времени площадь, занимаемая группой пятен, постепенно возрастает, достигая наибольшей величины примерно на десятый день. После этого пятна начинают постепенно уменьшаться и исчезать, сначала наиболее мелкие из них, затем хвостовое (предварительно распавшись на несколько пятен), наконец, ведущее. В целом весь этот процесс длится около двух месяцев, однако многие группы солнечных пятен не успевают пройти всех описанных стадий и исчезают раньше. Центральная часть пятна только кажется черной из-за большой яркости фотосферы. На самом деле, в центре пятна яркость меньше только раз в 10, а яркость полутени составляет примерно 3/4 от яркости фотосферы. На основании закона Стефана Больцмана это означает, что температура в пятне на 2-2,5 тысячи градусов меньше, чем в фотосфере. Понижение температуры в пятне объясняется влиянием магнитного поля на конвекцию. Магнитное поле, особенно если оно сильное, тормозит движения вещества, происходящие поперек силовых линий. Поэтому в конвективной зоне под пятном ослабляется циркуляция газов, которая переносит из глубины наружу существенную часть энергии. В результате температура пятна оказывается меньше, чем в невозмущенной фотосфере. Флоккулы. Хромосфера над пятнами и факелами увеличивает свою яркость (возмущенная хромосфера), причем контраст между возмущенной и невозмущенной хромосферой растет с высотой. На рис. 137 приведены почти одновременно полученные спектрогелиограммы Солнца в линиях Нa водорода, К ионизованного кальция и La водорода, относящиеся соответственно к слоям хромосферы, расположенным на высотах 2-3 тыс. км, 5-6 тыс. км и 8-10 тыс. км. Яркие пятна, заметные на этих спектрогелиограммах и совпадающие по своим очертаниям с положением фотосферных факелов, называются флоккулами. Увеличение яркости флоккула по сравнению с окружающей невозмущенной хромосферой не дает оснований для определения его температуры, так как в разреженной и весьма прозрачной для непрерывного спектра хромосфере связь между температурой и излучением не подчиняется закону Планка. Повышенную яркость флоккула в центральных частях сильных линий можно объяснить увеличением плотности вещества в хромосфере в 3-5 раз при почти неизменном значении температуры или лишь слабом ее увеличении. Хромосферные вспышки. В хромосфере, чаще всего в небольшой области между развивающимися пятнами, особенно вблизи границы раздела полярности сильных магнитных полей, наблюдаются самые мощные и быстро развивающиеся проявления солнечной активности, называемые хромосферными вспышками (рис. 146). В начале вспышки яркость одного из светлых узелков флоккула внезапно подрастает. Часто менее, чем за минуту сильное излучение распространяется вдоль длинного жгута или заливает целую область протяженностью в десятки тысяч километров. В видимой области спектра усиление свечения происходит главным образом в спектральных линиях водорода, ионизованного кальция и других металлов. Уровень непрерывного спектра также возрастает, иногда настолько сильно, что вспышка становится заметной в белом свете на фоне фотосферы. Одновременно с видимым излучением сильно возрастает интенсивность ультрафиолетовых и рентгеновских лучей, а также мощность солнечного радиоизлучения.
Во время вспышек наблюдаются самые коротковолновые (т.е. наиболее жесткие рентгеновские спектральные линии и даже в некоторых случаях гамма-лучи. Увеличение (всплеск) всех этих видов излучения происходит за несколько минут. После достижения максимума уровень излучения постепенно ослабевает в течение нескольких десятков минут. Помимо увеличения яркости во время вспышек наблюдаются мощные движения газов, а также выбросы облаков плазмы в виде отдельных конденсаций и брызг. Все перечисленные явления объясняются выделением большого количества энергии в результате неустойчивости плазмы, находящейся в области очень неоднородого магнитного поля. В результате сложного процесса взаимодействия магнитного ноля и плазмы значительная часть энергии магнитного поля переходит в тепло, нагревая газ до температуры в десятки миллионов градусов, а также идет на ускорение облаков плазмы и элементарных частиц. Весь процесс имеет характер взрыва, сопровождающегося сильным сжатием вещества в некотором объеме хромосферы. Общее количество энергии, выделяющейся в виде оптического, ультрафиолетового, рентгеновского и радиоизлучения, а также идущей на ускорение плазмы и отдельных частиц достигает 1028-1032 эрг. Ускорение частиц (корпускул) - электронов и протонов - во вспышках происходит соответственно до энергий в десятки килоэлектронвольт и в несколько мегаэлектронвольт. Частицы с такими энергиями являются космическими лучами, хотя и во много раз менее энергичными, чем космические лучи, приходящие к нам из далеких областей Галактики и которые мы рассмотрим в § 169. Поэтому их называют мягкими космическими лучами. Помимо них во время вспышек образуются частицы, обладающие и меньшими скоростями. Образуемые ими облака и корпускулярные потоки распространяются со скоростями 500-1000 км/сек. Корпускулярное излучение вспышек объясняет особо мощное их рентгеновское и радиоизлучение, отличающееся от упоминавшегося выше теплового излучения очень горячего газа и называемое нетепловым. Во-первых, наблюдаемое через несколько минут после начала вспышки усиление рентгеновских лучей с длинами волн в несколько ангстремов возникает из-за торможения быстрых электронов космических лучей в магнитных полях активной области и в результате столкновений с частицами вещества хромосферы. Во-вторых, вскоре после вспышек наблюдается очень сильное (иногда в миллионы раз) увеличение мощности солнечного радиоизлучения на некоторой частоте, постепенно уменьшающейся со временем. Причиной этого всплеска радиоизлучения являются происходящие с теми же частотами колебания плазмы, вызванные прохождением через нее космических лучей. Частоты этих колебаний уменьшаются по мере проникновения потока корпускул, порожденных вспышкой, в более верхние слои хромосферы и короны. Из всех активных образований на Солнце вспышки выделяются своей особой способностью воздействовать на геофизические явления, о чем будет сказано в § 131. Протуберанцы. Активными образованиями, наблюдаемыми в короне, являются протуберанцы - более плотные и холодные облака, светящиеся примерно в тех же спектральных линиях, что и хромосфера. Они бывают весьма различных форм и размеров. Чаще всего это длинные, очень плоские образования, расположенные почти перпендикулярно к поверхности Солнца. Поэтому в проекции на солнечный диск (на спектрогелиограммах) протуберанцы выглядят в виде изогнутых волокон (они видны на рис. 137, в). Протуберанцы - наиболее грандиозные образования в солнечной атмосфере, их длина достигает сотен тысяч километров, хотя ширина не превышает 6000-10 000 км. Нижние их части сливаются с хромосферой, а верхние простираются на десятки тысяч километров в корону. Однако встречаются протуберанцы и значительно больших размеров (рис. 147).
Через протуберанцы постоянно происходит обмен вещества хромосферы и короны. Об этом свидетельствуют часто наблюдаемые движения как самих протуберанцев, так и отдельных их частей, происходящие со скоростями в десятки и сотни километров в секунду. Возникновение, развитие и движение протуберанцев тесно связано с эволюцией групп солнечных пятен. На первых стадиях развития активной области пятен образуются короткоживущие и быстро меняющиеся протуберанцы вблизи пятен. На более поздних стадиях возникают устойчивые спокойные протуберанцы, существующие без заметных изменений в течение нескольких недель, и даже месяцев, после чего внезапно может наступить стадия активизации протуберанца, проявляющаяся в возникновении сильных движений, выбросов вещества в корону и появлении быстро движущихся эруптивных протуберанцев. Активные области в короне. Внешний вид солнечной короны тесно связан с проявлением активности в более низких слоях атмосферы. Над пятнами наблюдаются характерные образования в виде изогнутых лучей, напоминающие кусты, а также уплотнения коронального вещества в виде округлых облаков - корональные конденсации. Над факелами видны целые системы прямолинейных, слегка волнистых лучей. Протуберанцы обычно бывают окружены дугами и шлемами из уплотненного вещества короны. Все эти образования над пятнами, факелами и протуберанцами часто переходят в длинные лучи, простирающиеся на расстояния во много радиусов Солнца. Понятие о центре солнечной активности. Все рассмотренные активные образования в солнечной атмосфере тесно связаны между собой. Возникновение факелов и флоккулов всегда предшествует появлению пятен. Вспышки возникают во время наиболее быстрого роста группы пятен или в результате происходящих в них сильных изменений. В это же время возникают протуберанцы, которые часто продолжают долгое время существовать после распада активной области. Совокупность всех проявлений солнечной активности, связанных с данным участком атмосферы и развивающихся в течение определенного времени, называется центром солнечной активности. Структура короны также определяется расположением и движением в ней силовых линий магнитного поля, выходящих из центров активности и проникающих иногда на большие расстояния. Движущееся магнитное поле увлекает с собой ионизованное вещество (плазму), которое и образует уплотнения, наблюдаемые в виде характерной структуры. Так, например, корональные лучи вызваны движением через корону корпускулярных потоков, в частности, образующихся во время вспышки.
§ 128. Цикл солнечной активности
Количество пятен и других связанных с ними проявлений солнечной активности периодически меняется. Эпоха, когда количество центров активности наибольшее, называется максимумом солнечной активности, а когда их совсем или почти совсем нет, - минимумом. В качестве меры степени солнечной активности пользуются условными числами Вольфа, пропорциональными сумме общего числа пятен (f ) и удесятеренного числа их групп (g):
W = k (f + 10g).(9.17)
Коэффициент пропорциональности k зависит от мощности применяемого инструмента. Обычно числа Вольфа усредняют (например, по месяцам или годам) и строят график зависимости солнечной активности от времени. На рис. 148 изображена типичная кривая солнечной активности, из которой видно, что максимумы и минимумы чередуются в среднем через каждые 11 лет, хотя промежутки времени между отдельными последовательными максимумами могут колебаться в пределах от 7 до 17 лет.
В эпоху минимума в течение некоторого времени пятен на Солнце, как правило, совсем нет. Затем они начинают появляться далеко от экватора, примерно на широтах ±35°. В дальнейшем зона пятнообразования постепенно спускается к экватору (закон Шперера). Однако в областях, удаленных от экватора меньше чем на 8°, пятна бывают очень редко. Важной особенностью цикла солнечной активности является закон изменения магнитной полярности пятен. В течение каждого 11-летнего цикла все ведущие пятна биполярных групп имеют некоторую полярность в северном полушарии и противоположную в южном. То же самое справедливо для хвостовых пятен, у которых полярность всегда противоположна полярности ведущего пятна. В следующем цикле полярность ведущих и хвостовых пятен меняется на противоположную. Одновременно с этим меняется полярность и общего магнитного поля Солнца, полюсы которого находятся вблизи полюсов вращения. Одиннадцатилетней цикличностью обладают и многие другие характеристики: доля площади Солнца, занятая факелами и флоккулами, частота вспышек, количество протуберанцев, а также форма короны и мощность солнечного ветра. В эпоху минимума солнечных пятен корона имеет вытянутую форму, которую придают ей длинные лучи, искривленные в направлении вдоль экватора. У полюсов наблюдаются характерные короткие лучи - полярные щеточки. Во время максимума пятен форма короны округлая благодаря большому количеству прямых радиальных лучей. Причина цикла солнечной активности - одна из наиболее увлекательных загадок Солнца. Скорее всего, она связана с некоторым колебательным процессом, происходящим в подфотосферных слоях, в котором принимает активное участие магнитное поле. Согласно одним гипотезам слабое магнитное поле Солнца, постоянно наблюдаемое в фотосфере, периодически усиливается в результате конвективных движений, запутывающих силовые линии магнитного поля. Согласно другим гипотезам считается, что поле усиливается из-за неодинаковой скорости вращения на разных гелиографических широтах, в результате чего меридиональные силовые линии вытягиваются параллельно экватору и, обвиваясь вокруг Солнца, приводят к образованию трубок силовых линий магнитного поля. Области с усиленным магнитным полем расширяются вследствие магнитного давления, становятся легче окружающего газа и, всплывая, порождают различные явления солнечной активности.
ЛИТЕРАТУРАЛИТЕРАТУРА
Книги по общим вопросам. Струве О., Линдс Б., Пилланс Э., Элементарная астрономия; Наука, 1964. Дагаев М.М., Лабораторный практикум по курсу общей астрономии, Высшая школа, 1972. Воронцов-Вельяминов Б.А., Сборник задач и практических упражнений по астрономии, изд. 6-е, Наука, 1974. Миннарт М., Практическая астрономия, Мир, 1971. Астрономический календарь. Постоянная часть, изд. 6-е, Наука, 1973. Астрономический календарь. Переменная часть, издается ежегодно.
К главам I и III. Куликов К.А., Курс сферической астрономии, изд. 2-е, Наука, 1969.
К главе II. Рябов Ю.А., Движения небесных тел, изд. 2-е, Физматгиз, 1962
К главе III. Демин В.Г., Судьба Солнечной системы, Наука, 1975.
К главе VIII. Каплан С.Л., Элементарная радиоастрономия, Наука, 1966. Мельников О.А., Слюсарев Г.Г., Марков А.В., Купревич Н.Ф., Современный телескоп, Наука, 1968. Михельсон Н.Н., Оптические телескопы. Теория и конструкция, Наука, 1976.
К главе IX. Пикельнер С.Б., Солнце, Физматгиз, 1961.
К главе X. Гуди Р. и Уокер Дж., Атмосферы, Мир, 1975. Мартынов Д.Я., Планеты, решенные и нерешенные проблемы, Наука, 1970. Вуд Дж., Метеориты и происхождение Солнечной системы, Мир, 1971. Куликов К.А., Сидоренков Н.С., Планета Земля, Наука, 1972. Жарков В.Н., Внутреннее строение Земли, Луны и планет, Знание, 1973. Куликов К.А., Гуревич В.Б., Новый облик старой Луны, Наука, 1974.
К главе XI. Каплан С.А., Физика звезд, изд. 3-е, Наука, 1977.
К главам XII, XIII и XIV. Агекян Т.А, Звезды, галактики, Метагалактика, изд. 2-е, Наука, 1973. Шкловский И.С., Вселенная, жизнь, разум, изд. 4-е, Наука, 1976. Шкловский И.С., Звезды: их рождение, жизнь и смерть, Наука, 1975. Ефремов Ю.Н., В глубины Вселенной, изд. 2-е, Наука, 1977. Гинзбург В.Л., Как устроена Вселенная и как она развивается во времена, Знание, 1968. У икс Т.К., Астрофизика высоких энергий, Мир, 1972. Аллер Л., Атомы, звезды, и туманности, Мир, 1976.
ПРИЛОЖЕНИЯ
4. Перевод единиц СГС в СИ
В астрономической литературе допускается применение системы СГС, в которой основными единицами являются: сантиметр, грамм и секунда. Поэтому ниже приводится таблица для перевода встречающихся в данной книге единиц СГС в общепринятую систему единиц СИ, в которой основными единицами являются: килограмм, метр, секунда, Ампер, Кельвин и свеча. 1 см =10-2 м 1 г = 10-3 кг 1 дин/см2 = 0,1 н/м2 1 эрг =10-7 Дж 1 эрг/сек = 10-7 Вт 1 кал = 4,1868 Дж 1 гс = 10-4 Т 1 э = 103 А/м 1 град = 1 К