Большая Советская Энциклопедия (СО)

Солнечная цапля; токующий самец.

Солнечные часы

Со'лнечные часы',прибор, служащий для определения времени по Солнцу. С. ч. состоят из стержня или пластинки, отбрасывающих тень, и циферблата, на который тень падает, указывая истинное солнечное время. В зависимости от расположения плоскости циферблата различают экваториальные, горизонтальные и вертикальные С. ч. Во всех типах С. ч. стержень или край отбрасывающей тень пластинки ориентированы параллельно оси мира и пересекают циферблат в его центре; деление циферблата, соответствующее полдню, находится в плоскости меридиана, проходящего через этот центр. В экваториальных С. ч. плоскость циферблата параллельна плоскости небесного экватора. Циферблат разделён на равноотстоящие деления из расчёта 360° = 24 ч. В горизонтальных С. ч. циферблат горизонтален (рис. 1); деления на него наносятся в соответствии с формулой:

  tg х =tg t •sin j,

  где х -угол при центре циферблата между данным делением и полуденной линией (т. е. делением, соответствующим полдню), t -часовой угол Солнца (истинное солнечное время), j - географическая широта места. Деления, соответствующие 6 и 18 ч, всегда перпендикулярны к полуденной линии. Вертикальные С. ч. располагают обычно на стенах различных строений (рис. 2), вследствие чего плоскость циферблата может оказаться в любом азимуте. В таких С. ч. деления симметричны относительно полуденного деления лишь при ориентировке циферблата перпендикулярно к меридиану. В этом случае формула для расчёта делений имеет вид:

  tg х = tg t •cosj.

  Существуют конструкции переносных С. ч.

  Положение тени на циферблате указывает истинное солнечное время; для перевода его в среднее солнечное время к нему нужно прибавить , а для получения поясного времени учесть также дополнительную поправку, зависящую от номера часового пояса данного места и его географической долготы. Точность определения времени по С. ч. обычно не превосходит нескольких минут.

Рис. 2. Вертикальные солнечные часы.

Рис. 1. Горизонтальные солнечные часы.

Солнечный

Со'лнечный,посёлок городского типа в Комсомольском районе Хабаровского края РСФСР. Расположен на р. Силинка (бассейн Амура), в 38 кмк С.-З. от г. Комсомольска-на-Амуре. Горно-обогатительный комбинат (оловянная руда).

Солнечный берег

Со'лнечный бе'рег(Слънчев бряг), приморский климатический курорт в Болгарии, на берегу Чёрного моря, к С. от . Лето очень тёплое (средняя температура июля 23,3 °С), зима очень мягкая (средняя температура января 2,4 °С); осадков 430 ммв год. Лечебные средства: климатотерапия, морские купания (с середины июня до октября). Мелкопесчаный пляж (ширина 300-400 м, протяжённость свыше 5 км). Виноградолечение. Лечение заболеваний органов дыхания нетуберкулёзного характера, функциональных расстройств нервной системы и т.п. Пансионаты, отели, дачи и др.

Солнечный ветер

Со'лнечный ве'тер,представляет собой постоянное радиальное истечение плазмы в межпланетное пространство. Образование С. в. связано с потоком энергии, поступающим в корону из более глубоких слоев Солнца. По-видимому, переносят энергию магнитогидродинамические и слабые ударные волны (см. , ). Для поддержания С. в. существенно, чтобы энергия, переносимая волнами и теплопроводностью, передавалась и верхним слоям короны. Постоянный нагрев короны, имеющей температуру 1,5-2 млн. градусов, не уравновешивается потерей энергии за счёт излучения, т.к. плотность короны мала. Избыточную энергию уносят частицы С. в.

  По существу С. в. - это непрерывно расширяющаяся солнечная корона. Давление нагретого газа вызывает её стационарное гидродинамическое истечение с постепенно нарастающей скоростью. В основании короны (~ 10 тыс. кмот поверхности Солнца) частицы имеют радиальную скорость порядка сотен м/ сек. на расстоянии несколько радиусов от Солнца она достигает звуковой скорости в плазме 100-150 км/ сек, а на расстоянии 1 а. е. (у орбиты Земли) скорость протонов плазмы составляет 300-750 км/ сек. Вблизи орбиты Земли температура плазмы С. в., определяемая по тепловой составляющей скоростей частиц (по разности скоростей частиц и средней скорости потока), в периоды спокойного Солнца составляет ~ 10 ⁴К, в активные периоды доходит до 4Ч10 ⁵К. С. в. содержит те же частицы, что и солнечная корона, т. е. главным образом протоны и электроны, присутствуют также ядра гелия (от 2 до 20%). В зависимости от состояния солнечной активности поток протонов вблизи орбиты Земли меняется от 5Ч10 ⁷до 5Ч10 ⁸протонов/( см ²Ч сек), а их пространственная концентрация - от нескольких частиц до нескольких десятков частиц в 1 см ³. При помощи межпланетных космических станций установлено, что вплоть до орбиты Юпитера плотность потока частиц С. в. изменяется по закону r ^–2, где r- расстояние от Солнца. Энергия, которую уносят в межпланетное пространство частицы С. в. в 1 сек, оценивается в 10 ²⁷-10 ²⁹ эрг(энергия электромагнитного излучения Солнца ~4Ч10 ³³ эрг/ сек). Солнце теряет с С. в. в течение года массу, равную ~2Ч10 ^–14массы Солнца. С. в. уносит с собой петли силовых линий солнечного магнитного поля (т.к. силовые линии как бы «вморожены» в истекающую плазму солнечной короны; см. ). Сочетание вращения Солнца с радиальным движением частиц. С. в. придаёт силовым линиям форму спиралей. На уровне орбиты Земли напряжённость магнитного поля С. в. меняется в пределах от 2,5Ч10 ^–6до 4Ч10 ^–4 э. Крупномасштабная структура этого поля в плоскости эклиптики имеет вид секторов, в которых поле направлено от Солнца или к нему (рис. 1). В период невысокой активности Солнца (1963-64) наблюдались 4 сектора, сохранявшиеся в течение 1,5 лет. При росте активности структура поля стала более динамичной, увеличилось и число секторов.

  Магнитное поле, уносимое С. в., частично «выметает» галактические из околосолнечного пространства, что приводит к изменению их интенсивности на Земле. Изучение вариаций космических лучей позволяет исследовать С. в. на больших расстояниях от Земли и, что особенно важно, вне плоскости эклиптики. О многих свойствах С. в. вдали от Солнца можно будет, по-видимому, узнать также из исследования взаимодействия плазмы С. в. с плазмой комет - своеобразных космических зондов. Размер полости, занятой С. в., точно не известен (аппаратурой космических станций С. в. прослежен пока до орбиты Юпитера). У границ этой полости динамическое давление С. в. должно уравновешиваться давлением межзвёздного газа, галактического магнитного поля и галактических космических лучей. Столкновение сверхзвукового потока солнечной плазмы с геомагнитным полем порождает стационарную ударную волну перед земной магнитосферой (рис. 2). С. в. как бы обтекает магнитосферу, ограничивая её протяжённость в пространстве (см. ). Потоком частиц С. в. геомагнитное поле сжато с солнечной стороны (здесь граница магнитосферы проходит на расстоянии ~10 R _Е- земных радиусов) и вытянуто в антисолнечном направлении на десятки R _Е(т. н. «хвост» магнитосферы). В слое между фронтом волны и магнитосферой квазирегулярного межпланетного магнитного поля уже нет, частицы движутся по сложным траекториям и часть из них может быть захвачена в . Изменения интенсивности С. в. являются основной причиной возмущений геомагнитного поля (см. ), , , нагрева верхней атмосферы Земли, а также ряда биофизических и биохимических явлений (см. ). Солнце не выделяется чем-либо особенным в мире звёзд, поэтому естественно считать, что истечение вещества, подобное С. в., существует и у др. звёзд. Такой «звёздный ветер», более мощный, чем у Солнца, был открыт, например, у горячих звёзд с температурой поверхности ~30-50 тыс. К. Термин «С. в.» был предложен американским физиком Е. Паркером (1958), разработавшим основы гидродинамической теории С. в.

  Лит.:Паркер Е., Динамические процессы в межпланетной среде, пер. с англ., М., 1965; Солнечный ветер, пер. с англ., М., 1968; Хундхаузен А., Расширение короны и солнечный ветер, пер. с англ., М., 1976.

  М. А. Лившиц, С. Б. Пикельнер.

Рис. 2. Локализация геомагнитного поля солнечным ветром: 1 - силовые линии магнитного поля Солнца; 2 - ударная волна; 3 - магнитосфера Земли; 4 - граница магнитосферы; 5 - орбита Земли; 6 - траектория частицы.

Рис. 1. Секторная структура межпланетного магнитного поля, выявленная американским спутником «IMP-1».

Солнечный водонагреватель

Со'лнечный водонагрева'тель, , предназначенная для нагрева воды (до 50-60 °С) в банях, прачечных и т.п. Чаще всего С. в. строят по схеме без концентрации солнечной энергии. Такой С. в. состоит из термоизолированного и застеклённого сверху ящика (см. ), внутри которого устанавливают плоский или трубчатый котёл с нагреваемой водой. Солнечные лучи проходят сквозь стекло и, попадая на зачернённую поверхность котла, нагревают воду. По мере использования горячей воды котёл пополняется холодной. Различают С. в. с естественной и принудительной (с помощью насосов) циркуляцией воды. Обычно С. в. делают неподвижными, ориентируют на Юг и наклоняют под некоторым углом к горизонту. В ряде случаев С. в. оснащают простейшими приспособлениями для изменения угла наклона в зависимости от времени года. Выпускаются серийно во многих странах.

Солнечный датчик

Со'лнечный да'тчик,прибор, обычно оптико-электронного типа, определяющий углы отклонения одной из осей какого-либо прибора или летательного аппарата от направления на Солнце. Применяется при ориентировании астрономических приборов, при решении навигационных задач а авиации и космонавтике, служит позиционным датчиком в некоторых системах ориентации. Конструкция С. д. определяется конкретными требованиями к его точности, надёжности, быстродействию, величине сферы обзора и т.д.

Солнечный календарь

Со'лнечный календа'рь, , в основе которого лежит тропический год.

Солнечный магнетизм

Со'лнечный магнети'зм,совокупность явлений, связанных с существованием на Солнце магнитного поля. Различают магнитные поля солнечных пятен, активных областей вне пятен и т. н. общее магнитное поле Солнца. Впервые магнитное поле на Солнце было открыто американским астрономом Дж. Хейлом в 1908 по расщеплению линий поглощения (см. ) в спектрах пятен. Для измерения сильного магнитного поля обычно применяется анализатор круговой поляризации, позволяющий наблюдать зеемановские компоненты линии раздельно. При слабом магнитном поле наиболее точны измерения с помощью . С. м., возможно, является причиной нагрева верхней солнечной атмосферы, ускорения частиц и их выхода в межпланетное пространство, играет определяющую роль во многих явлениях солнечной активности, таких, как солнечные вспышки и др. Слабые магнитные поля связаны с участками повышенной яркости, где происходит нагрев газа. Однако локальное усиление магнитного поля выше 1400 э приводит к охлаждению газа и образованию солнечных пятен. Пятнам присущи наиболее сильные магнитные поля (до 5000 э), подчиняющиеся определённым законам изменения полярности с циклом солнечной активности (продолжительность «магнитного» цикла составляет два 11-летних цикла солнечной активности, т. е. около 22 лет). Взаимодействие магнитных полей в группах пятен, по-видимому, вызывает солнечные вспышки. Вне активных областей наблюдаются слабые, т. н. фоновые магнитные поля; вместе с активными областями они определяют в основном структуру солнечной короны и межпланетной среды.

  На гелиоцентрических широтах более 55° измеряется т. н. общее магнитное поле, сходное с полем диполя. Для него характерны временные колебания, и в отдельные годы распределение общего магнитного поля по широте сильно отличается от дипольного. Установлено, что в эпохи максимума солнечной активности происходит изменение знака магнитного поля на полюсах. Советский астроном А. Б. изучил тонкую структуру и статистический характер общего магнитного поля, которое сконцентрировано в отдельных структурных элементах, имеющих разные размеры и магнитное поле обеих полярностей с напряжённостью примерно до 20 э; напряжённость усреднённого общего магнитного поля составляет 1-5 э.

  Суммарное магнитное поле всего Солнца как звезды изменяется с периодом около 27-28 дней и амплитудой около 1 э. Оно имеет обычно 2 или 4 сектора чередующихся полярностей, совпадающих с секторной структурой межпланетного магнитного поля. Природа С. м. до конца ещё не исследована.

  Лит.:Северный А. Б., Магнитные поля Солнца и звезд, «Успехи физических наук», 1966, т. 88, в. 1; Solar magnetic fields, ed. R. Howard, Dordrecht, 1971.

  В. А. Котов.

Солнечный окуляр

Со'лнечный окуля'р,окуляр телескопа, предназначенного для визуальных наблюдений Солнца. Служит для ослабления яркости изображения Солнца с наименьшей потерей разрешающей способности телескопа (при диафрагмировании для этой цели объектива или зеркала, дающего изображение, разрешающая сила телескопа уменьшается). Для ослабления света в С. о. применяются нейтральные фильтры, фотометрические клинья, поляризационные устройства и др. Наиболее часто употребляется окуляр, в котором свет, отражаясь от плоского зеркала (или клина) М(см. рис. ), проходит через двухкомпонентную призму (призма Н1 - стеклянная, кроновая, П2 - жидкостная, с вазелиновым маслом); т.к. показатели преломления веществ обеих призм очень близки по величине, от контактной грани отражается лишь незначительная часть света. После этого свет попадает в обычный окуляр О.

Солнечный окуляр: а - общий вид; б - схема.

Солнечный опреснитель

Со'лнечный опресни'тель,устройство для , в котором источником энергии служит солнечное излучение. Распространение получили главным образом С. о. типа , которые отличаются простой конструкцией, требуют сравнительно небольших капитальных вложений и не нуждаются в квалифицированном уходе. Такой опреснитель ( рис. ) выполнен в виде теплоизолированного и зачерненного изнутри сосуда, дно которого заливается солёной водой, подлежащей опреснению. Верхняя часть С. о. покрыта светопрозрачным материалом (стеклом, полимерной плёнкой, оргстеклом). Солнечные лучи, проходя через прозрачный материал, нагревают воду, вызывая её испарение. Водяные пары, соприкасаясь с прозрачным покрытием, имеющим температуру, близкую к температуре окружающего воздуха, конденсируются на её внутренней поверхности, и пресная вода стекает в сборник. С. о. обычно ориентируют на Юг. Угол наклона светопроницаемой поверхности С. о. выбирается оптимальным с учётом высоты Солнца над горизонтом и обеспечения отекания конденсата. Производительность С. о. типа «горячий ящик» определяется в основном интенсивностью солнечной радиации и степенью герметизации установки и составляет 3-5 л/ м ² сут.

 С. о. нашли применение в местностях, где ощущается дефицит пресной воды при достаточных запасах солёной (например, морской). В мировой практике имеется опыт успешного использования С. о. надувной конструкции экипажами самолётов и морских судов, терпящих бедствие в открытом море.

  Лит.:Брдлик П. М., Испытание и расчёт солнечных опреснительных установок, в сборнике: Использование солнечной энергии, сб. 1, М., 1957; Байрамов Р., Сравнительные испытания солнечных опреснителей парникового типа, «Изв. АН Туркм. ССР. Сер. физико-технических, химических и геологических наук», 1964, № 1; Современные методы опреснения воды, Аш., 1967.

  П. М. Брдлик.

Схема солнечного опреснителя типа «горячий ящик»: 1 - сосуд с солёной водой; 2 - паровоздушная смесь; 3 - прозрачная крышка; 4 - конденсат; 5 - теплоизолирующая стенка ящика; стрелками обозначены солнечные лучи.

Солнечный парус

Со'лнечный па'рус,один из возможных движителей космического летательного аппарата (КЛА); представляет собой устанавливаемую на КЛА и развёртываемую в полёте непрозрачную плёнку (например, металлизированная полимерная) большой площади, способную сообщить КЛА значительную скорость за достаточно большое время благодаря действию на неё солнечного излучения (см. ). Ограничением в применении С. п. является то, что КЛА с С. п. может двигаться только в одном направлении (от Солнца), а сила солнечного давления мала и убывает пропорционально квадрату расстояния от Солнца. Может найти практическое применение в межпланетных полётах.

Солнечный ракетный двигатель

Со'лнечный раке'тный дви'гатель, , использующий для нагрева (например, водорода) солнечную энергию. Находится в стадии экспериментальной разработки (1976).

Солнечный телескоп

Со'лнечный телеско'п, для наблюдений Солнца. С. т. с объективами небольших диаметров и небольших фокусных расстояний обычно имеют параллактическую монтировку. К таким С. т. относятся , предназначенные для наблюдения солнечной короны вне затмений, и , снабженные обычно интерференционно-поляризационными фильтрами, позволяющими наблюдать Солнце в свете водородной линии Н _a. Крупные С. т. снабжаются системой движущихся плоских зеркал ( ) для направления солнечного света в неподвижный телескоп, а также различными приборами для исследования Солнца - фотографическими камерами, фотоэлектрическими приёмниками света, , и др. В зависимости от направления оптической оси различают горизонтальные и башенные С. т. (см. рис.). Строятся С. т. также и с наклонной осью.

  Лит.:Солнечная система, под ред. Дж. Койпера, пер. с англ., т. 1, М., 1957.

Башенный солнечный телескоп Крымской астрофизической обсерватории АН СССР.

Солнечный термоэлектрогенератор

Со'лнечный термоэлектрогенера'тор, для прямого преобразования солнечной энергии в электрическую, включающая систему концентрации энергии солнечной радиации, , систему слежения за видимым движением Солнца и опорную механическую часть. Кпд С. т. зависит главным образом от уровня рабочих температур горячих и холодных спаев и свойств полупроводниковых материалов . Увеличение плотности теплового потока, проходящего через каждый термоэлемент, осуществляют либо посредством лучевоспринимающих теплопроводных пластин, имеющих площадь, большую, чем поперечное сечение термоэлемента в направлении излучения. Соответственно различают С. т. с оптической концентрацией и панельные, с применением . С. т. перспективны для применения в качестве источников энергопитания автономных потребителей малой мощности (до нескольких сотен вт), например установок для подъёма грунтовых вод в сельском хозяйстве, устройств навигации и связи, космических аппаратов, работающих в полях интенсивной космической радиации, и т.д.

  Лит.:Поздняков Б. С., Коптелов Е. А., Термоэлектрическая энергетика, М., 1974.

  Ю. Н. Малевский.

Солнечный удар

Со'лнечный уда'р,остро развивающееся болезненное состояние человека и животных; обусловлено нарушением мозговых функций в результате непосредственного действия солнечных лучей на голову. У человека возникающие при С. у. функциональные и структурные изменения в подкорково-стволовых отделах мозга (регулирующих дыхание, кровообращение, температурный баланс, уровень бодрствования - сна и т.д.) проявляются головной болью, рвотой, вялостью, повышением температуры тела (иногда выше 40 °С), нарушениями пульса, дыхания, судорогами, возбуждением и др. симптомами; в тяжёлых случаях развивается . Первая помощь: перенести больного в тень; охлаждение холодными компрессами, влажными обёртываниями и т.п.; в тяжёлых случаях - искусственное дыхание. См. также .

Солнце

Со'лнце,центральное тело , представляет собой раскалённый плазменный шар; С. - ближайшая к Земле . Масса С. 1,990 10 ³⁰ кг(в 332 958 раз больше массы Земли). В С. сосредоточено 99,866% массы Солнечной системы. Солнечный параллакс (угол, под которым из центра С. виден экваториальный радиус Земли, находящейся на среднем расстоянии от С., равен 8",794 (4,263•10 ^–5 рад). Расстояние от Земли до С. меняется от 1,4710•10 ¹¹ м(январь) до 1,5210•10 ¹¹ м(июль), составляя в среднем 1,4960•10 ¹¹ м( ). Средний угловой диаметр С. составляет 1919",26 (9,305•10–3 рад), чему соответствует линейный диаметр С. 1,392•10 ⁹ м(в 109 раз больше диаметра экватора Земли). Средняя плотность С. 1,41•10 ³ кг/ м ³. Ускорение силы тяжести на поверхности С. составляет 273,98 м/ сек ². Параболическая скорость на поверхности С. (вторая ) 6,18•10 ⁵ м/ сек. Эффективная температура поверхности С., определяемая, согласно , по полному излучению С. (см. ), равна 5770 К.

  История телескопических наблюдений С. начинается с наблюдений, выполненных Г. в 1611; были открыты , определён период обращения С. вокруг своей оси. В 1843 немецкий астроном Г. Швабе обнаружил цикличность солнечной активности. Развитие методов спектрального анализа позволило изучить физические условия на С. В 1814 Й. обнаружил тёмные линии поглощения в спектре С. - это положило начало изучению химического состава С. С 1836 регулярно ведутся наблюдения затмений С., что привело к обнаружению короны и хромосферы С., а также солнечных протуберанцев. В 1913 американский астроном Дж. Хейл наблюдал зеемановское расщепление фраунгоферовых линий спектра солнечных пятен и этим доказал существование на С. магнитных полей. К 1942 шведский астроном Б. Эдлен и др. отождествили несколько линий спектра солнечной короны с линиями высокоионизованных элементов, доказав этим высокую температуру в солнечной короне. В 1931 Б. изобрёл солнечный , позволивший наблюдать корону и хромосферу вне затмений. В начале 40-х гг. 20 в. было открыто . Существенным толчком для развития физики С. во 2-й половины 20 в. послужило развитие магнитной гидродинамики и физики плазмы. После начала космической эры изучение ультрафиолетового и рентгеновского излучения С. ведётся методами с помощью ракет, автоматических орбитальных обсерваторий на спутниках Земли, космических лабораторий с людьми на борту. В СССР исследования С. ведутся на Крымской и Пулковской обсерваториях, в астрономических учреждениях Москвы, Киева, Ташкента, Алма-Аты. Абастумани, Иркутска и др. Исследованиями С. занимается большинство зарубежных астрофизических обсерваторий (см. ).

 Вращение С. вокруг оси происходит в том же направлении, что и вращение Земли, в плоскости, наклоненной на 7°15' к плоскости орбиты Земли (эклиптике). Скорость вращения определяется по видимому движению различных деталей в атмосфере С. и по сдвигу спектральных линий в спектре края диска С. вследствие эффекта Доплера. Таким образом было обнаружено, что период вращения С. неодинаков на разных широтах. Положение различных деталей на поверхности С. определяется с помощью гелиографических координат, отсчитываемых от солнечного экватора (гелиографическая широта) и от центрального меридиана видимого диска С. или от некоторого меридиана, выбранного в качестве начального (т. н. меридиана Каррингтона). При этом считают, что С. вращается как твёрдое тело. Положение начального меридиана приводится в Астрономических ежегодниках на каждый день. Там же приводятся сведения о положении оси С. на небесной сфере. Один оборот относительно Земли точки с гелиографической широтой 17° совершают за 27,275 сут(синодический период). Время оборота на той же широте С. относительно звёзд (сидерический период) - 25,38 сут. Угловая скорость вращения w для сидерического вращения изменяется с гелиографической широтой j по закону: w = 14°, 44-3° sin ²j в сутки. Линейная скорость вращения на экваторе С. - около 2000 м/ сек.

 С. как звезда является типичным жёлтым карликом и располагается в средней части главной последовательности звёзд на . Видимая фотовизуальная С. равна - 26,74, абсолютная визуальная звёздная величина M _vравна + 4,83. С. составляет для случая синей (В) и визуальной (V) областей спектра M _B - M _V= 0,65. Спектральный класс С. G2V. Скорость движения относительно совокупности ближайших звёзд 19,7Ч10 ³ м/ сек. С. расположено внутри одной из спиральных ветвей нашей Галактики на расстоянии около 10 кпсот её центра. Период обращения С. вокруг центра Галактики около 200 млн. лет. Возраст С. - около 5Ч10 ⁹лет.

  Внутреннее строение С. определено в предположении, что оно является сферически симметричным телом и находится в равновесии. Уравнение переноса энергии, закон сохранения энергии, уравнение состояния идеального газа, закон Стефана - Больцмана и условия гидростатического, лучистого и конвективного равновесия вместе с определяемыми из наблюдений значениями полной светимости, полной массы и радиуса С. и данными о его химическом составе дают возможность построить модель внутреннего строения С. Полагают, что содержание водорода в С. по массе около 70%, гелия около 27%, содержание всех остальных элементов около 2,5%. На основании этих предположений вычислено, что температура в центре С. составляет 10-15Ч10 ⁶К, плотность около 1,5 •10 ⁵ кг/ м ³, давление 3,4 •10 ¹⁶ н/ м ²(около 3 •10 ¹¹атмосфер). Считается, что источником энергии, пополняющим потери на излучение и поддерживающим высокую температуру С., являются ядерные реакции, происходящие в недрах С. Среднее количество энергии, вырабатываемое внутри С., составляет 1,92 эргна гв сек. Выделение энергии определяется ядерными реакциями, при которых водород превращается в гелий. На С. возможны 2 группы термоядерных реакций такого типа: т. н. протон-протонный (водородный) цикл и углеродный цикл (цикл Бете). Наиболее вероятно, что на С. преобладает протон-протонный цикл, состоящий из 3 реакций, в первой из которых из ядер водорода образуются ядра дейтерия (тяжёлый изотоп водорода, атомная масса 2); во второй из ядер дейтерия образуются ядра изотопа гелия с атомной массой 3 и, наконец, в третьей из них образуются ядра устойчивого изотопа гелия с атомной массой 4.

  Перенос энергии из внутренних слоев С. в основном происходит путём поглощения электромагнитного излучения, приходящего снизу, и последующего переизлучения. В результате понижения температуры при удалении от центра С. постепенно увеличивается длина волны излучения, переносящего большую часть энергии в верхние слои (см. ). Перенос энергии движением горячего вещества из внутренних слоев, а охлажденного внутрь (конвекция) играет существенную роль в сравнительно более высоких слоях, образующих конвективную зону С., которая начинается на глубине порядка 0,2 солнечных радиуса и имеет толщину около 10 ⁸ м. Скорость конвективных движений растет с удалением от центра С. и во внешней части конвективной зоны достигает (2-2,5)Ч10 ³ м/ сек. В ещё более высоких слоях (в атмосфере С.) перенос энергии опять осуществляется излучением. В верхних слоях атмосферы С. (в хромосфере и короне) часть энергии доставляется механическими и магнитогидродинамическими волнами, которые генерируются в конвективной зоне, но поглощаются только в этих слоях. Плотность в верхней атмосфере очень мала, и необходимый отвод энергии за счёт излучения и теплопроводности возможен только, если кинетическая температура этих слоев достаточно велика. Наконец, в верхней части солнечной короны большую часть энергии уносят потоки вещества, движущиеся от С., т. н. . Температура в каждом слое устанавливается на таком уровне, что автоматически осуществляется баланс энергии: количество приносимой энергии за счёт поглощения всех видов излучения, теплопроводностью или движением вещества равно сумме всех энергетических потерь слоя.