МОНТАЖ (франц. montage - подъём установка, сборка, от monter - поднимать), сборка и установка сооружений конструкций, технологического оборудования агрегатов, машин (см. Сборка машин, аппаратов, приборов и др. устройств и готовых частей и элементов.
МОНТАЖ в строительстве - основной производственный процесс, выполняемый при возведении зданий и сооружений или и реконструкции, в результате которого устанавливают в проектное положение строительные конструкции, инженерное технологическое оборудование и др. МОНТАЖ технологического оборудования включает также присоединение его к источникам энергоснабжения системам очистки и удаления отходов оснащение приборами, средствами автоматизации и контроля.
СТРОИТЕЛЬНО-МОНТАЖНЫЕ ОРГАНИЗАЦИИ в СССР, организационно обособленные производственно-хозяйственные единицы, основным видом деятельности которых является строительство новых, реконструкция, капитальный ремонт и расширение действующих объектов (предприятий, их отдельных очередей, пусковых комплексов, зданий, сооружений), а также монтаж оборудовани я. К государственным СТРОИТЕЛЬНО-МОНТАЖНЫМ ОРГАНИЗАЦИЯМ относятся строительные и монтажные тресты (тресты-площадки, тресты гор. типа, территориальные, союзные специализированные тресты); домостроительные, заводостроительные и сельские строительные комбинаты; строительные, (монтажные) управления и приравненные к ним организации (напр., передвижные механизированные колонны, строительно-монтажные поезда и др.).
ПРОЕКТИРОВАНИЕ (от лат. projectus, буквально - брошенный вперёд), процесс создания проекта - прототипа, прообраза предполагаемого или возможного объекта, состояния. Различают этапы и стадии ПРОЕКТИРОВАНИЯ, характеризующиеся определённой спецификой. Предметная область ПРОЕКТИРОВАНИЯ постоянно расширяется. Наряду с традиционными видами ПРОЕКТИРОВАНИЯ (архитектурно-строительным, машиностроительным, технологическим и др.) начали складываться самостоятельные направления ПРОЕКТИРОВАНИЯ человеко-машинных систем (решающих, познающих, эвристических, прогнозирующих, планирующих, управляющих и т. п.) (см. Система "человек и машина"), трудовых процессов, организаций, экологическое, социальное, инженерно-психологич., генетическое ПРОЕКТИРОВАНИЕ и др. Наряду с дифференциацией ПРОЕКТИРОВАНИЯ идёт процесс его интеграции на основе выявления общих закономерностей и методов проектной деятельности.
ПРОМСТРОЙПРОЕКТ, проектный институт в ведении Госстроя СССР. Находится в Москве. Организован в 1933. В составе института архитектурно-строительные и конструкторские отделы; ПРОМСТРОЙПРОЕКТ возглавляет объединение "Союзхимстройниипроект" с проектными институтами в Киеве, Ростове-на-Дону, Тольятти, Алма-Ате. Разрабатывает проекты (архитектурно-строительные и сан.-технич. части) производственных зданий и сооружений крупнейших промышленных предприятий автомобильной, машиностроит., металлургич., химич. и др. отраслей пром-сти; схемы генеральных планов пром. узлов и упорядочения существующих пром. районов; мероприятия по повышению уровня индустриализации строительтсва за счёт унификации и типизации зданий, сооружений и конструкций и внедрения эффективных строит. материалов; нормативные документы и методич. указания по проектированию пром. зданий и сооружений. Периодически публикует реферативную информацию "Строительное проектирование промышленных предприятий". Награждён орденом Трудового Красного Знамени (1958)
| скорость протонов плазмы составляет 300-750 км/сек. Вблизи орбиты Земли темп-pa плазмы С. в., определяемая по тепловой составляющей скоростей частиц (по разности скоростей частиц и средней скорости потока), в периоды спокойного Солнца составляет ~ 104K, в активные периоды доходит до 4 *105 K. С. в. содержит те же частицы, что и солнечная корона, т. е. гл. обр. протоны и электроны, присутствуют также ядра гелия (от 2 до 20%). В зависимости от состояния солнечной активности поток протонов вблизи орбиты Земли меняется от 5· 10' до 5· 10" протонов/(сл2·сек), а их пространственная концентрация - от неск. частиц до неск. десятков частиц в 1 см3. При помощи межпланетных кос-мич. станций установлено, что вплоть до орбиты Юпитера плотность потока частиц С. в. изменяется по закону r-2, где r - расстояние от Солнца. Энергия, к-рую уносят в межпланетное пространство частицы С. в. в 1 сек, оценивается в 1027 -1029 эрг (энергия электромагнитного излучения Солнца ~4 *10 33 эрг/сек). Солнце теряет с С. в. в течение года массу, равную ~2*10-14 массы 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. Магнитная гидродинамика). 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 2,5*10-6 до 4 *10-4 э. Крупномасштабная структура этого поля в плоскости эклиптики имеет вид секторов, в к-рых 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.
Рис. 1. Секторная структура межпланетного магнитного поля, выявленная американским спутником "IMP-1".
Магнитное поле, уносимое С. в., частично "выметает" галактич. космические лучи из околосолнечного пространства, что приводит к изменению их интенсивности на Земле. Изучение вариаций космич. 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 космич. зондов. Размер полости, занятой С. в., точно не известен (аппаратурой космич. станций С. в. прослежен пока до орбиты Юпитера). У границ этой полости динамич. давление С. в. должно уравновешиваться давлением межзвёздного газа, галактич. магнитного поля и галактич. космич. лучей. Столкновение сверхзвукового потока солнечной плазмы с геомагнитным полем порождает стационарную ударную волну перед земной магнитосферой (рис. 2).
Рис. 2. Локализация геомагнитного поля солнечным ветром: / - силовые линии магнитного поля Солнца; 2 - ударная волна; 3 - магнитосфера Земли; 4 - граница магнитосферы; 5 - орбита Земли; 6 - траектория частицы.
С. в. как бы обтекает магнитосферу, ограничивая её протяжённость в пространстве (см. Земля). Потоком частиц С. в. геомагнитное поле сжато с солнечной стороны (здесь граница магнитосферы проходит на расстоянии ~ 10 RQ-земных радиусов) и вытянуто в антисолнечном направлении на десятки R© (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 радиационные пояса Земли. Изменения интенсивности С. в. являются осн. причиной возмущений геомагнитного поля (см. Вариации 'магнитные), магнитных бурь, полярных сияний, нагрева верхней атмосферы Земли, а также ряда биофизич. и биохимич. явлений (см. Солнечно-земные связи). 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, напр., у горячих звёзд с темп-рой поверхности ~30-50 тыс. К. Термин "С. в." был предложен амер. физиком E. Паркером (1958), разработавшим основы гидродинамич. теории С. в.
Лит.: Паркер E., Динамические процессы в межпланетной среде, пер. с англ., M., 1965; Солнечный ветер, пер. с англ., M., 1968; Хундхаузен А., Расширение короны и солнечный ветер, пер. с англ., M., 1976. M. А.Лившиц, С.Б.Пикелънер.
СОЛНЕЧНЫЙ ВОДОНАГРЕВАТЕЛЬ, гелиоустановка, предназначенная для нагрева воды (до 50-60 0C) 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. "Горячий ящик"), внутри к-рого 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 нек-рым углом к горизонту. В ряде случаев С. в. оснащают простейшими приспособлениями для изменения угла наклона в зависимости от времени года. Выпускаются серийно во мн. странах.
СОЛНЕЧНЫЙ ДАТЧИК, прибор, обычно оптико-электронного типа, определяющий углы отклонения одной из осей к.-л. прибора или летат. аппарата от направления на Солнце. Применяется при ориентировании астрономнч. приборов, при решении навигац. задач в авиации и космонавтике, служит позиционным датчиком в нек-рых системах ориентации. Конструкция С. д. определяется конкретными требованиями к его точности, надёжности, быстродействию, величине сферы обзора и т. д.
СОЛНЕЧНЫЙ КАЛЕНДАРЬ, календарь, в основе к-рого лежит тропич. год.
СОЛНЕЧНЫЙ МАГНЕТИЗМ, 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 амер. астрономом Дж. Хейлом в 1908 по расщеплению линий поглощения (см. Зеемана эффект) в спектрах пятен. Для измерения сильного магнитного поля обычно применяется анализатор круговой поляризации, позволяющий наблюдать зесмановские компоненты линии раздельно. При слабом магнитном поле наиболее точны измерения с помощью магнитографа солнечного. 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. ок. 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 гелиоцснтрич. широтах более 55° измеряется т. н. общее магнитное поле, сходное с полем диполя. Для него характерны временные колебания, и в отд. 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. Сов. астроном А. Б. Северный изучил тонкую структуру и статистич. характер общего магнитного поля, к-рое сконцентрировано в отд. 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 ок. 27-28 дней и амплитудой ок. 1 э. Оно имеет обычно 2 или 4 сектора чередующихся полярностей, совпадающих с секторной структурой межпланетного магнитного поля. Природа С. м. до конца ешё не исследована.
Лит.: Северный А. Б., Магнитные поля Солнца н звезд, "Успехи физических наук", 1966, т. 88, в. 1; Solar magnetic fields, ed. R. Howard, Dordrecht, 1971. В. Л. Котов.
СОЛНЕЧНЫЙ ОКУЛЯР, окуляр телескопа, предназначенного для визуальных наблюдений Солнца. Служит для ослабления яркости изображения Солнца с наименьшей потерей разрешающей способности телескопа (при диафрагмированин для этой цели объектива пли зеркала, дающего изображение, разрешающая сила телескопа уменьшается).
Солнечный окуляр; а - общин вид; б - схема.
Для ослабления света в С. о. применяются нейтральные фильтры, фотометрии, клинья, поляризац. устройства и др. Наиболее часто употребляется окуляр, в к-ром свет, отражаясь от плоского зеркала (или ктина) M (см. рис.), проходит через двухкомпонентную призму (призма П - 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 ОПРЕСНИТЕЛЬ, устройство для опреснения воды, в к-ром источником энергии служит солнечное излучение. Распространение получили гл. обр. С. о. типа "горячий ящик", к-рые отличаются простой конструкцией, требуют сравнительно неботынпх капитальных вложений и не нуждаются в квалифицированном уходе. Такой опреснитель (рис.) выполнен в виде тсплонзолпрованного и зачернённого изнутри сосуда, дно к-рого заливается соленой водой, подлежащей опреснению. Верх, часть С. о. покрыта светопрозрачным материалом (стеклом, полимерной плёнкой, оргстсклом). Солнечные лучи, проходя через прозрачный материал, нагревают воду, вызывая её испарение. Водяные пары, соприкасаясь с прозрачным покрытием, имеющим темп-ру, близкую к темп-ре окружающего воздуха, конденсируются на её внутр. поверхности, и пресная вода стекает в сборник.
Схема солнечного опреснителя типа "горячий ящик": 1 - сосуд с солёной водой; 2 - паровоздушная смесь; 3 - прозрачная крышка; 4 - конденсат; 5 - теплопзолирующая стенка ящика; стрелками обозначены солнечные лучи.
С. о. обычно ориентируют на Юг. Угол наклона светопроницаемой поверхности С. о. выбирается оптимальным с учётом высоты Солнца над горизонтом и обеспечения стекания конденсата. Производительность С. о. типа "горячий ящик" определяется, в основном интенсивностью солнечной радиации и степенью герметизации установки и составляет 3-5 л 1м2*сут.
С. о. нашли применение в местностях, где ощущается дефицит пресной воды при достаточных запасах солёной (напр., морской). В мировой практике имеется опыт успешного использования С. о. надувной конструкции экипажами самолётов и мор. судов, терпящих бедствие в открытом море.
Лит.: Б р д л и к П. M., Испытание и расчёт солнечных опреснительных установок, в сб.: Использование солнечной энергии, сб. 1, M., 1957; Б а и р а м о в Р., Сравнительные испытания солнечных опреснителей парникового типа, "Изв. АН Туркм. CCP. Сер. физико-технических, химических и геологических наук", 1964, № 1; Современные методы опреснения воды, Аш., 1967.
П. M. Брдлик.
СОЛНЕЧНЫЙ ПАРУС, один из возможных движителей космического летательного аппарата (КЛА); представляет собой устанавливаемую на КЛА и развёртываемую в полёте непрозрачную плёнку (напр., металлизированная полимерная) большой площади, способную сообщить КЛА значит, скорость за достаточно большое время благодаря действию на неё солнечного излучения (см. Давление света). 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 практич. применение в межпланетных полётах.
СОЛНЕЧНЫЙ РАКЕТНЫЙ ДВИГАТЕЛЬ,реактивный двигатель, использующий для нагрева рабочего тела (напр., водорода) солнечную энергию. Находится в стадии экспериментальной разработки (1976).
СОЛНЕЧНЫЙ ТЕЛЕСКОП,телескоп для наблюдений Солнца. С. т. с объективами небольших диаметров и небольших фокусных расстояний обычно имеют параллактич. монтировку. К таким С. т. относятся коронографы, предназначенные для наблюдения солнечной короны вне затмений, фотосферные телескопы и хромосферные телескопы, снабжённые обычно интерференционно-поляризационными фильтрами, позволяющими наблюдать Солнце в свете водородной линии H1,. Крупные С. т. снабжаются системой движущихся плоских зеркал (целостатом) для направления солнечного света в неподвижный телескоп, а также различными приборами для исследования Солнца - фотографич. камерами, фотоэлектрическими приёмниками света, спектрографами, магнитографами солнечными и др. В зависимости от направления оптической оси различают горизонтальные и башенные С. т. (см. рис.). Строятся С. т. также и с наклонной осью.
Башенный солнечный телескоп Крымской астрофизической обсерватории АН СССР.
Лит.: Солнечная система, под ред. Дж. Койпера, пер. с англ., т. 1, M., 1957.
СОЛНЕЧНЫЙ ТЕРМОЭЛЕКТРОГЕHEPATOP,солнечная энергетическая установка для прямого преобразования солнечной энергии в электрическую, включающая систему концентрации энергии солнечной радиации, термоэлектрический генератор, систему слежения за видимым движением Солнца и опорную механич. часть. Кпд С. т. зависит гл. обр. от уровня рабочих темп-р горячих и холодных спаев и свойств полупроводниковых материалов термоэлементов. Увеличение плотности теплового потока, проходящего через каждый термоэлемент, осуществляют гелиоконцентраторами либо посредством лучевоспринимающих теплопроводных пластин, имеющих площадь, большую, чем поперечное сечение термоэлемента в направлении излучения. Соответственно различают С. т. с оптич. концентрацией и панельные, с применением селективных покрытий. С. т. перспективны для применения в качестве источников энергопитания автономных потребителей малой мощности (до неск. сотен вт), например установок для подъёма грунтовых вод в с. х-ве, устройств навигации и связи, космич. аппаратов, работающих в полях интенсивной космич. радиации, и т. д.
Лит.: Поздняков Б. С., Коптело в E. А., Термоэлектрическая энергетика, M., 1974. ТО. H. Малевский.
СОЛНЕЧНЫЙ УДАР, остро развивающееся болезненное состояние человека и животных; обусловлено нарушением мозговых функций в результате непосредств. действия солнечных лучей на голову. У человека возникающие при С. у. функциональные и структурные изменения в подкорково-стволоиых отделах мозга (регулирующих дыхание, кровообращение, температурный баланс, уровень бодрствования - сна и т. д.) проявляются головной болью, рвотой, вялостью, повышением темп-ры тела (иногда выше 40 0C), нарушениями пульса, дыхания, судорогами, возбуждением и др. симптомами; в тяжёлых случаях развивается кома. Первая помощь: перенести больного в тень; охлаждение холодными компрессами, влажными обёртываниями и т. п.; в тяжёлых случаях - искусств, дыхание. См. также Тепловой удар.
СОЛНЦЕ, центральное тело Солнечной системы, представляет собой раскалённый плазменный шар; С.- ближайшая к Земле звезда. Масса С. 1,990 ·1010кг (в 332958 раз больше массы Земли). В С. сосредоточено 99,866% массы Солнечной системы. Солнечный параллакс (угол, под к-рым 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" м (январь) до 1,5210 *10" м (июль), составляя в среднем 1,4960 *1011м (астрономическая единица). Средний угловой диаметр С. составляет 1919",26 (9,305*10-3 рад), чему соответствует линейный диаметр С. 1,392*109 м (в 109 раз больше диаметра экватора Земли). Средняя плотность С. 1,41 ·103 кг/л3. Ускорение силы тяжести на поверхности С. составляет 273,98 л/сек2. Параболич. скорость на поверхности С. (вторая космическая скорость) 6,18·105м/сек. Эффективная темп-pa поверхности С., определяемая, согласно Стефана - Больцмана закону излучения, по полному излучению С. (см. Солнечная радиация), равна 5770 К.
История телескопических наблюдений С. начинается с наблюдений, выполненных Г. Галилеем в 1611; были открыты солнечные пятна, определён период обращения С. вокруг своей оси. В 1843 нем. астроном Г. Швабе обнаружил цикличность солнечной активности. Развитие методов спектр, анализа позволило изучить физ. условия на С. В 1814 Й. Фраунгофер обнаружил тёмные линии поглощения в спектре С.- это положило начало изучению хим. состава С. С 1836 регулярно ведутся наблюдения затмений С., что привело к обнаружению короны и хромосферы С., а также солнечных протуберанцев. В 1913 амер. астроном Дж. Хейл наблюдал зеемановское расщепление фраунгоферовых линий спектра солнечных пятен и этим доказал существование на С. магнитных полей. К 1942 швед, астроном Б. Эдлен и др. отождествили неск. линий спектра солнечной короны с линиями высокоионнзованных элементов, доказав этим высокую температуру в солнечной короне. В 1931 Б. Лио изобрёл солнечный коронограф, позволивший наблюдать корону и хромосферу вне затмений. В нач. 40-х гг. 20 в. было открыто радиоизлучение Солнца. Существенным толчком для развития физики С. во 2-й пол. 20 в. послужило развитие магнитной гидродинамики и физики плазмы. После начала космич. эры изучение ультрафиолетового и рентгеновского излучения С. ведётся методами внеатмосферной астрономии с помощью ракет, автоматич. орбитальных обсерваторий на спутниках Земли, космич. лабораторий с людьми на борту. В СССР исследования С. ведутся на Крымской и Пулковской обсерваториях, в астрономич. учреждениях Москвы, Киева, Ташкента, Алма-Аты. Абастумани, Иркутска и др. Исследованиями С. занимается большинство зарубежных астрофизич. обсерваторий (см. Астрономические обсерватории и институты).
Вращение С. вокруг оси происходит в том же направлении, что и вращение Земли, в плоскости, наклонённой на 7° 15' к плоскости орбиты Земли (эклиптике). Скорость вращения определяется по видимому движению различных деталей в атмосфере С. и по сдвигу спектральных пиний 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 гелиографич. координат, отсчитываемых от солнечного экватора (гелиографич. широта) и от центрального меридиана видимого диска С. или от нек-рого 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 гелиографич. 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 [$\omega$] для сидерического вращения изменяется с гелио-графической ши-ротой [$\varphi$] по закону: [$\omega$] = 14°, 44-3° sin2[$\varphi$] в сутки. Линейная скорость вращения на экваторе С.- ок. 2000 м/ сек.
С. как звезда является типичным желтым карликом и располагается в средней части гл. последовательности звёзд на Герцшпрунга - Ресселла диаграмме. Видимая фотовизуальная звёздная величина С. равна - 26,74, абс. визуальная звёздная величина Mv равна + 4,83. Показатель цвета С. составляет для случая синей (В) и визуальной (V) областей спектра Mн - Mv = 0,65. Спектральный класс С. G2V. Скорость движения относительно совокупности ближайших звёзд 19,7*103м!сек. С. расположено внутри одной из спиральных ветвей нашей Галактики на расстоянии ок. 10 кис от её центра. Период обращения С. вокруг центра Галактики ок. 200 млн. лет. Возраст С.- ок. 5 *109 лет.
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 хим. составе дают возможность построить модель внутр. строения С. Полагают, что содержание водорода в С. по массе ок. 70%, гелия ок. 27%, содержание всех остальных элементов ок. 2,5%. На основании этих предположений вычислено, что температура в центре С. составляет 10-15 ·106К, плотность ок. 1,5 *105 кг/л3, давление 3,4 *1O16н/м2(ок. 3*1011 атмосфер). Считается, что источником энергии, пополняющим потери на излучение и поддерживающим высокую темп-ру С., являются ядерные реакции, происходящие в недрах С. Среднее количество энергии, вырабатываемое внутри С., составляет 1,92 эрг на г в сек. Выделение энергии определяется ядерными реакциями, при к-рых 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 к-рых 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 внутр. слоев С. в основном происходит путём поглощения электромагнитного излучения, приходящего снизу, и последующего переизлучения. В результате понижения темп-ры при удалении от центра С. постепенно увеличивается длина волны излучения, переносящего большую часть энергии в верх, слои (см. Вина закон излучения). Перенос энергии движением горячего вещества из внутр. слоев, а охлаждённого внутрь (конвекция) играет существенную роль в сравнительно более высоких слоях, образующих конвективную зону С., к-рая начинается на глубине порядка 0,2 солнечных радиуса и имеет толщину ок. 108м. Скорость конвективных движений растёт с удалением от центра С. и во внеш. части конвективной зоны достигает (2-2,5)*103 м!сек. В ещё более высоких слоях (в атмосфере С.) перенос энергии опять осуществляется излучением. В верх, слоях атмосферы С. (в хромосфере и короне) часть энергии доставляется механич. и магнитогидродинамич. волнами, к-рые 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 кинетич. темп-pa этих слоев достаточно велика. Наконец, в верх, части солнечной короны большую часть энергии уносят потоки вещества, движущиеся от С., т. н. солнечный ветер. Темп-pa 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 энергетич. потерь слоя.
Полное излучение С. определяется по освещённости, создаваемой им на поверхности Земли,- ок. 100 тыс. лк, когда С. находится в зените. Вне атмосферы на среднем расстоянии Земли от С. освещённость равна 127 тыс. лк. Сила света С. составляет 2,84*1027св. Количество энергии, приходящее в 1 мин на площадку в 1 см2, поставленную перпендикулярно солнечным лучам за пределами атмосферы на среднем расстоянии Земли от С., называют солнечной постоянной. Мощность общего излучения С.- 3,83 81026 em, из к-рых на Землю попадает ок. 2 *1017вт, средняя яркость поверхности С. (при наблюдении вне атмосферы Земли) - 1,98 *109нт, яркость центра диска С.- 2,48 *109нт. Яркость диска С. уменьшается от центра к краю, причём это уменьшение зависит от длины волны, так что яркость на краю диска С., напр, для света с длиной войны 3600 А, составляет ок. 0,2 яркости его центра, а для
Рис. 1. Фотография Солнца в белом свете. Чёрная линия указывает направление суточного движения
Солнца. Видны тёмные солнечные пятна н яркие факелы.
5000 А - ок. 0,3 яркости центра диска С. На самом краю диска С. яркость падает в 100 раз на протяжении менее одной секунды дуги, поэтому граница диска С. выглядит очень резкой (рис. 1).
Спектральный состав света, излучаемого С., т. е. распределение энергии в спектре С. (после учёта влияния поглощения в земной атмосфере и влияния фраунгоферовых линий), в общих чертах соответствует распределению энергии в излучении абс. чёрного тела с темп-рой ок. 6000 К. Однако в отд. участках спектра имеются заметные отклонения. Максимум энергии в спектре С. соответствует длине волны 4600 А. Спектр С.- это непрерывный спектр, на к-рый наложено более 20 тыс. линий поглощения (фраунгоферовых линий). Более 60% из них отождествлено со спектр, линиями известных хим. элементов путём сравнения длин волн и относительной интенсивности линии поглощения в солнечном спектре с лабораторными спектрами. Изучение фраунгоферовых линий даёт сведения не только о хим. составе атмосферы С., но и о физ. условиях в тех слоях, в к-рых образуются те или иные линии поглощения. Преобладающим элементом на· С. является водород. Количество атомов гелия в 4-5 раз меньше, чем водорода. Число атомов всех других элементов вместе взятых, по крайней мере, в 1000 раз меньше числа атомов водорода. Среди них наиболее обильны кислород, углерод, азот, магний, кремний, сера, железо и др. В спектре С. можно отождествить также линии, принадлежащие нек-рым молекулам и свободным радикалам: ОН, NH, CH, СО и др.
Магнитные поля на С. измеряются гл. обр. по зеемановскому расщеплению линий поглощения в спектре С. (см. Зеемана эффект). Различают неск. типов магнитных полей на С. (см. Солнечный магнетизм). Общее магнитное поле С. невелико и достигает напряжённости в 1 э той или иной полярности и меняется со временем. Это поле тесно связано с межпланетным магнитным полем и его секторной структурой. Магнитные поля, связанные с солнечной активностью, могут достигать в солнечных пятнах напряжённости в неск. тысяч э. Структура магнитных полей в активных областях очень запутана, чередуются магнитные полюсы различной полярности. Встречаются также локальные магнитные области с напряжённостью поля в сотни э вне солнечных пятен. Магнитные поля проникают и в хромосферу, и в солнечную корону. Большую роль на С. играют магнитогазодинамич. и плазменные процессы. При темп-ре 5000- 10000 К газ достаточно ионизован, проводимость его велика и благодаря огромным масштабам солнечных явлений значение электромеханич. и магнитомеханич. взаимодействий весьма велико (см. Космическая магнитогидродинамика).
Атмосферу С. образуют внешние, доступные наблюдениям слои. Почти всё излучение С. исходит из ниж. части его атмосферы, наз. фотосферой. На основании уравнений лучистого переноса энергии, лучистого и локального термодинамич. равновесия и наблюдаемого потока излучения можно теоретически построить модель распределения темп-ры и плотности с глубиной в фотосфере. Толщина фотосферы ок. 300 км, её средняя плотность 3 ·10-4 кг/л3. Темп-pa в фотосфере падает по мере перехода к более внеш. слоям, среднее её значение порядка 6000 К, на границе фотосферы ок. 4200 К. Давление меняется от 2 *104 до 102н/м2. Существование конвекции в подфотосферной зоне С. проявляется в неравномерной яркости фотосферы, видимой её зернистости - т. н. грануляционной структуре.
Рис. 2. Фотография грануляции и солнечного пятна; получена с помощью стратосферного телескопа (СССР).
Гранулы представляют собой яркие пятнышки более или менее круглой формы, видимые на изображении С., полученном в белом свете (рис. 2). Размер гранул 150-1000 км, время жизни 5- 10 мин, отд. гранулы удаётся наблюдать в течение 20 мин. Иногда гранулы образуют скопления размером до 30 000 км. Гранулы ярче межгранульных промежутков на 20-30% , что соответствует разнице в темп-ре в среднем на 300 К. В отличие от др. образований, на поверхности С. грануляция одинакова на всех гелиографич. широтах и не зависит от солнечной активности. Скорости хаотических движений (турбулентные скорости) в фотосфере составляют по различным определениям 1-3 км/сек. В фотосфере обнаружены квазипериодичсские колебат. движения в радиальном направлении. Они происходят на площадках размерами 2-3 тыс. км, с периодом ок. 5 мин и амплитудой скорости порядка 500 м/сек. После нескольких периодов колебания в данном месте затухают, затем могут возникнуть снова. Наблюдения показали также существование ячеек, в к-рых движение происходит в горизонтальном направлении от центра ячейки к её границам. Скорости таких движений около 500 м/сек. Размеры ячеек - супергранул - 30-40 тыс. км. По положению супергранулы совпадают с ячейками хромосферной сетки. На границах супергранул магнитное поле усилено. Предполагают, что супергранулы отражают существование на глубине нескольких тыс. км под поверхностью конвективных ячеек такого же размера. Первоначально предполагалось, что фотосфера даёт только непрерывное излучение, а линии поглощения образуются в расположенном над ней обращающем слое. Позже было установлено, что в фотосфере образуются и спектральные линии, и непрерывный спектр. Однако для упрощения математич. выкладок при расчёте спектр, линий понятие обращающего слоя иногда применяется.
Солнечные пятна и факелы. Часто в фотосфере наблюдаются солнечные пятна и факелы (рис. 1 и 2). Солнечные пятна - это тёмные образования, состоящие, как правило, из более тёмного ядра (тени) и окружающей его полутени. Диаметры пятен достигают 200 000 км. Иногда пятно бывает окружено светлой каёмкой. Совсем маленькие пятна наз. порами. Время жизни пятен - от нескольких ч до нескольких мес. В спектре пятен наблюдается ещё больше линий и полос поглощения, чем в спектре фотосферы, он напоминает спектр звезды спектр, класса КО. Смещения линий в спектре пятен из-за эффекта Доплера указывают на движение вещества в пятнах - вытекание на более низких уровнях и втекание на более высоких, скорости движения достигают 3 ·10 3м/сек (эффект Эвершеда). Из сравнений интенсивностей линий и непрерывного стектра пятен и фотосферы следует, ч о пятна холоднее фотосферы на 1- 2 тыс. градусов (4500 К и ниже). Вследствие этого на фоне фотосферы пятна кажутся тёмными, яркость ядра составляет 0,2-0,5 яркости фотосферы, яркость полутени ок. 80% фотосферной. Все солнечные пятна обладают сильным магнитным полем, достигающим для крупных пятен напряженности 5000 э. Обычно пятна образуют группы, к-рые по своему магнитному полю могут быть униполярными, биполярными и мультиполярными, т. е. содержащими много пятен различной полярности, часто объединённых общей полутенью. Группы пятен всегда окружены факелами и флоккулами, протуберанцами, вблизи них иногда происходят солнечные вспышки, и в солнечной короне над ними наблюдаются образования в виде лучей шлемов, опахал - всё это вместе образует активную область на С. Среднегодовое число наблюдаемых пятен и активных областей, а также средняя площадь, занимаемая ими, меняется с периодом ок. 11 лет. Это - средняя величина, продолжительность же отд. циклов солнечной активности колеблется от 7,5 до 16 лет (см. Солнечная активность). Наибольшее число пятен, одновременно видимых на поверхности С., меняется для различных циклов более чем в два раза. В основном пятна встречаются в т. н. королевских зонах, простирающихся от 5 до 30° гелиографич. широты по обе стороны солнечного экватора. В начале цикла солнечной активности широта места расположения пятен выше, в конце цикла - ниже, а на более высоких широтах появляются пятна нового цикла. Чаще наблюдаются биполярные группы пятен, состоящие из двух крупных пятен - головного и последующего, имеющих противоположную магнитную полярность, и неск. более мелких. Головные пятна имеют одну и ту же полярность в течение всего цикла солнечной активности, эти полярности противоположны в сев. и юж. полусферах С. По-видимому, пятна представляют собой углубления в фотосфере, а плотность вещества в них меньше плотности вещества в фотосфере на том же уровне. В активных областях С. наблюдаются факелы - яркие фотосферные образования, видимые в белом свете преим. вблизи края диска С. Обычно факелы появляются раньше пятен и существуют нек-рое время после их исчезновения. Площадь факельных площадок в неск. раз превышает площадь соответствующей группы пятен.
Рис. 3. Изображения Солнца в свете отдельных спектральных линий, образующихся на разной высоте в хромосфере: а - снимок в лучах водородной линии На; б - снимок в лучах ионизованного кальция.
Количество факелов на диске С. зависит от фазы цикла солнечной активности. Максимальный контраст (18%) факелы имеют вблизи края диска С., но не на самом краю. В центре диска С. факелы практически не видны, контраст их очень мал. Факелы имеют сложную волокнистую структуру, контраст их зависит от длины волны, на к-рой проводятся наблюдения. Темп-pa факелов на неск. сот градусов превышает темп-ру фотосферы, общее излучение с 1 см2 превышает фотосферное на 3-5%. По-видимому, факелы неск. возвышаются над фотосферой. Средняя продолжительность их существования - 15 сут, но может достигать почти 3 мес.
Хромосфера. Выше фотосферы расположен слой атмосферы С., наз. хромосферой. Без спец. телескопов с узкополоснымн светофильтрами хромосфера видна только во время полных солнечных затмений как розовое кольцо, окружающее темный диск, в те минуты, когда Луна полностью закрывает фотосферу. Тогда можно наблюдать н спектр хромосферы, т. н. спектр вспышки. На краю диска С. хромосфера представляется наблюдателю как неровная полоска, из к-рой выступают отд. зубчики - хромосферные спикулы. Диаметр спикул 200-2000 км, высота порядка 10 000 км, скорость подъёма плазмы в сгшкулах до 30 км/сек. Одновременно на С. существует до 250 тыс. спикул. При наблюдении в монохроматич. сиете (нлпр., в свете линии ионизованного кальция 3934 А) на диске С. видна яркая хромосферная сетка, состоящая из отд. узелков - мелких диаметром 1000 км и крупных диаметром от 2000 до 8000 км. Крупные узелки представляют собой скопления мелких. Размеры ячеек сетки 30-40 тыс. км. Полагают, что спикулы образуются на границах ячеек хромосферной сетки. При наблюдении в свете красной водородной линии 6563 А окото солнечных пятен в хромосфере видна характерная вихревая структура (рис. 3). Плотность в хромосфере падает с увеличением расстояния от центра С. Число атомов в 1 см3изменяется от 1015 вблизи фотосферы до 10" в верх, части хромосферы. Спектр хромосферы состоит из сотен эмиссионных спектр, линий водорода, гелия, металлов. Наиболее сильные из них - красная линия водорода На (6563 А) и линии H и К ионизованного кальция с длиной волны 3968 А и 3934 А. Протяжённость хромосферы неодинакова при наблюдении в разных спектр, линиях; в самых сильных хромосферных линиях её можно проследить до 14 000 км над фотосферой. Исследование спектров хро-
мосферы привело к выводу, что в слое, где происходит переход от фотосферы к хромосфере, темп-pa переходит через минимум и по мере увеличения высоты над основанием хромосферы становится равной 8-10 тыс. К, а на высоте в неск. тыс. км достигает 15-20 тыс. К. Установлено, что в хромосфере имеет место хаотическое (турбулентное) движение газовых масс со скоростями до 15 *10 3м/сек. В хромосфере факелы в активных областях видны в монохроматич. свете сильных хромосферных линий как светлые образования, наз. обычно флоккулами. В линии Hа, хорошо видны тёмные образования, наз. волокнами. На краю диска С. волокна выступают за диск и наблюдаются на фоне неба как яркие протуберанцы. Наиболее часто волокна и протуберанцы встречаются в четырёх расположенных симметрично относительно солнечного экватора зонах: полярных зонах севернее + 40° и южнее -40° гелиографич. широты и низкоширотных зонах около ± 30° в начале цикла солнечной активности и 17° в конце цикла. Волокна и протуберанцы низкоширотных зон показывают хорошо выраженный 11-летний цикл, их максимум совпадает с максимумом пятен. У высокоширотных протуберанцев зависимость от фаз цикла солнечной активности выражена меньше, максимум наступает через 2 года после максимума пятен. Волокна, являющиеся спокойными протуберанцами, могут достигать длины солнечного радиуса и существовать в течение нескольких оборотов С. Средняя высота протуберанцев над поверхностью С. составляет 30-50 тыс. км, средняя длина - 200 тыс. км, ширина - 5 тыс. км. Согласно исследованиям А. Б. Северного, все протуберанцы по характеру движений можно разбить на 3 группы: электромагнитные, в к-рых движения происходят по упорядоченным искривлённым траекториям - силовым линиям магнитного поля; хаотические, в к-рых преобладают неупорядоченные, турбулентные движения (скорости порядка 10 км/сек); эруптивные, в которых вещество первоначально спокойного протуберанца с хаотическими движениями внезапно выбрасывается с возрастающей скоростью (достигающей 700 км/сек) прочь от С. Темп-pa в протуберанцах (волокнах) 5-10 тыс. К, плотность близка к ср. плотности хромосферы. Волокна, представляющие собой активные, быстро меняющиеся протуберанцы, обычно сильно изменяются за неск. ч или даже мин. Форма и характер движений в протуберанцах тесно связаны с магнитным полем в хромосфере и солнечной короне.
Солнечная корона - самая внешняя и наиболее разрежённая часть солнечной атмосферы, простирающаяся на неск. (более 10) солнечных радиусов. До 1931 корону можно было наблюдать только во время полных солнечных затмений в виде серебристо-жемчужного сияния вокруг закрытого Луной диска С. (см.т. 9. вклейка к стр. 384-385). В короне хорошо выделяются детали её структуры: шлемы, опахала, корональ· ные лучи и полярные щёточки. После изобретения коронографа солнечную корону стали наблюдать и вне затмений. Общая форма короны меняется с фазой цикла солнечной активности: в годы минимума корона сильно вытянута вдоль экватора, в годы максимума она почти сферична. В белом свете поверхностная яркость солнечной короны в миллион раз меньше яркости центра диска С. Свечение её образуется в основном в результате рассеяния фотосферного излучения свободными электронами. Практически .все атомы в короне ионизованы. Концентрация ионов и свободных электронов у основания короны составляет 10" частиц в 1 см3. Нагрев короны осуществляется аналогично нагреву хромосферы. Наибольшее выделение энергии происходит в ниж. части короны, но благодаря высокой теплопроводности корона почти изотермична - температура понижается наружу очень медленно. Отток энергии в короне происходит несколькими путями. В ниж. части короны основную роль играет перенос энергии вниз благодаря теплопроводности. К потере энергии приводит уход из короны наиболее быстрых частиц. Во внеш. частях короны большую часть энергии уносит солнечный ветер - поток коронального газа, скорость к-рого растёт с удалением от С. от нескольких км/сек у его поверхности до 450 км/сек на расстоянии Земли. Темп-pa в короне превышает 106 К. В активных областях темп-pa выше - до 10 7 К. Над активными областями могут образовываться т. н. корональные конденсации, в к-рых концентрация частиц возрастает в десятки раз. Часть излучения внутр. короны - это линии излучения многократно ионизованных атомов железа, кальция, магния, углерода, кислорода, серы и др. хим. элементов. Они наблюдаются и в видимой части спектра, и в ультрафиолетовой области. В солнечной короне генерируются радиоизлучение С. в метровом диапазоне и рентгеновское излучение, усиливающиеся во много раз в активных областях. Как показали расчёты, солнечная корона не находится в равновесии с межпланетной средой. Из короны в межпланетное пространство распространяются потоки частиц, образующие солнечный ветер. Между хромосферой и короной имеется сравнительно тонкий переходный слой, в к-ром происходит резкий рост темп-ры до значений, характерных для короны. Условия в нём определяются потоком энергии из короны в результате теплопроводности. Переходный слой является источником большей части ультрафиолетового излучения С. Хромосфера, переходный слой и корона дают всё наблюдаемое радиоизлучение С. В активных областях структура хромосферы, короны и переходного слоя изменяется. Это изменение, однако, ещё недостаточно изучено.
Солнечные вспышки. В активных областях хромосферы наблюдаются внезапные и сравнительно кратковременные увеличения яркости, видимые сразу во многих спектр, линиях. Эти яркие образования существуют от нескольких мин до нескольких ч. Они наз. солнечными вспышками (прежнее назв.- хромосферные вспышки). Вспышки лучше всего видны в свете водородной линии Hа, но наиболее яркие видны иногда и в белом свете. В спектре солнечной вспышки насчитывается неск. сотен эмиссионных линий различных элементов, нейтральных и ионизованных. Темп-pa тех слоев солнечной атмосферы, к-рые дают свечение в хромосферных линиях (1-2) *10 4 К, в более высоких слоях - до 10 7 К. Плотность частиц во вспышке достигает 10 13-1014 в 1 см3. Площадь солнечных вспышек может достигать 1015м2. Обычно солнечные вспышки происходят вблизи быстро развивающихся групп солнечных пятен с магнитным полем сложной конфигурации. Они сопровождаются активизацией волокон и флоккулов, а также выбросами вещества. При вспышке выделяется большое количество энергии (до 1024 - 1025дж). Предполагается, что энергия солнечной вспышки первоначально запасается в магнитном поле, а затем быстро вы вобожда-ется, что приводит к локальному нагреву и ускорению протонов и электронов, вызывающих дальнейший разогрев газа, его свечение в различных участках спектра электромагнитного излучения, образование ударной волны. Солнечные вспышки дают значит, увеличение ультрафиолетового излучения С., сопровождаются всплесками рентгеновского излучения (иногда весьма мощными), всплесками радиоизлучения, выбросом корпускул высоких энергий вплоть до 1010 эв. Иногда наблюдаются всплески рентгеновского излучения и без усиления свечения в хромосфере. Нек-рые солнечные вспышки (они называются протонными) сопровождаются особенно сильными потоками энергичных частиц - космическими лучами солнечного происхождения. Протонные вспышки создают опасность для находящихся в полёте космонавтов, т. к. энергичные частицы, сталкиваясь с атомами оболочки косм и ч. корабля, порождают тормозное, рентгеновское и гамма-излучение, причём иногда в опасных дозах.
Влияние солнечной активности на земные я в л ен и я. С. является в конечном счете источником всех видов энергии, к-рымн пользуется человечество (кроме атомной энергии). Это - энергия ветра, падающей воды, энергия, выделяющаяся при сгорании всех видов горючего. Весьма многообразно влияние солнечной активности на процессы, происходящие в атмосфере, магнитосфере и биосфере Земля (см. Солнечно-земные связи).
Инструменты для исследования С. Наблюдения С. ведутся с помощью рефракторов небольшого или среднего размера н больших зеркальных телескопов, у к-рых большая часть оптики неподвижна, а солнечные лучи направляются внутрь горизонтальной или башенной установки телескопа при помощи одного (сидеростат, гелиостат) или двух (целостат) движущихся зеркал (см. рис. к ст. Башенный телескоп, т. 3, стр. 58). При стр-ве больших солнечных телескопов особое внимание обращается на высокое пространственное разрешение по диску С. Создан спец. тип солнечного телескопа - внезатменный коронограф. Внутри коронографа осуществляется затмение изображения С. искусственной "Луной" - спец. непрозрачным диском, В коронографе во много раз уменьшается количество рассеянного света, поэтому можно наблюдать вне затмения самые внеш. слои атмосферы С. Солнечные телескопы часто снабжаются узкополосными светофильтрами, позволяющими вести наблюдения в свете одной спектр, линии. Созданы также нейтральные светофильтры с переменной прозрачностью по радиусу, позволяющие наблюдать солнечную корону на расстоянии нескольких радиусов С. Обычно крупные солнечные телескопы снабжаются мощными спектрографами с фотографич. или фотоэлектрич. регистрацией спектров. Спектрограф может иметь также магнитограф - прибор для исследования зеемановского расщепления и поляризации спектр, линий и определения величины и направления магнитного поля на С. Необходимость устранить замывающее действие земной атмосферы, а также исследования излучения С. в ультрафиолетовой, инфракрасной и нек-рых др. областях спектра, к-рые поглощаются в атмосфере Земли, привели к созданию орбитальных обсерваторий за пределами атмосферы, позволяющих получать спектры С. и отд. образований на его поверхности вне земной атмосферы.
Лит : Солнце, под ред. Дж. Койпера, пер. с англ., т. 1, M., 1957; Я re p K., Строение и динамика атмосферы Солнца, пер. с англ.. M., 1962; Ал лен К. У., Астрофизические величины, пер. с англ., M., 1960; M устель Э. Р., Звездные атмосферы, M., 1960, Северный А. Б., Физика Солнца, M., 1956; Зирин Г., Солнечная атмосфера, пер с англ., M., 1969; Alien С. W.. Astrophysical quantities, 3 ed., L., 1973. Э. E. Дубов.
СОЛНЦЕВ (наст. фам. - С о л н ц е в-Эльбе) Николай Адольфович [р. 8.2 (21.2). 1902, ст. Евье, ныне г. Вевис Тракайского р-на Литов. CCP], советский физико-географ, один из основоположников региональной школы сов. ландшафтоведения, доктор геогр. наук (1964). Проф. геогр. ф-та МГУ (с 1965). Осн. экспедиц. исследования в Арктике (о. Колгуев, H. Земля, Карскоем., Кольский п-ов) и в EBроп. части СССР (гл. обр. центр, районы). Исследования морфологич. структуры и динамики ландшафтов и их составных частей - урочищ и др.; рельефообразующей роли снежников; истории физич. географии и ландшафтоведения; проблем физико-гсографич. районирования. Именем С. названа бухта на вост. побережье H. Земли.
Лит Ландшафтоведение, M., 1972; Семидесятилетие Николая Адольфовича Солнцева, "Вестник МГУ. Сер. 5, География", 1972, № 1.
СОЛНЦЕВ Сергей Иванович [1(13).10. 1872, с. Терешок Рославльского р-на Смоленской обл.,- 13.3.1936, Москва], советский экономист, акад. АН УССР и АН СССР (1929). В 1900-04 учился в Пстерб. ун-те на юридич. ф-те. В 1909- 1913 направлен за границу для повышения экономич. образования. В 1913-30 на преподавательской и науч. работе в Петерб., Томском, Новороссийском (в Одессе) ун-тах, в Одесском ин-те нар. х-ва и др. С 1929 в Совете по изучению производительных сил (СОПС). Исследуя заработную плату в капиталистич. обществе как проблему распределения нац. дохода, С. стремился показать антагонизм между рабочим классом и буржуазией и падение доли рабочего класса в нац. доходе. Однако, признавая относительное обнищание рабочего класса, недооценивал его абсолютное обнищание Проблему распределения С. отрывал от проблемы произ-ва.
Соч.; Рабочие бюджеты в связи с теорией обеднения, Смоленск, 1907; Заработная плата, как проблема распределения, СПБ, 1911; Общественные классы, Томск. 1917; Введение в политическую экономию. Предмет и метод, П., 1922 В. В. Орешкин.
СОЛНЦЕВА Юлия Ипполитовна [р. 25.7 (7.8). 1901, Москва], русская советская актриса и кинорежиссер, нар. арт. РСФСР (1964). Окончила Гос. ин-т муз. драмы (1922). Первая роль в кино - Аэлита ("Аэлита", 1924), затем играла Зину ("Папиросница от Моссельпрома", 1924), дочь Опанаса ("Земля", 1930) и др. С 1930 работала с мужем - кинорежиссёром А. П. Довженко (с 1939 - сорежиссёр и режиссёр). Участвовала в создании художеств, картин-"Иван" (1932), "Аэроград" (1935), "Щорс" (1939) и "Мичурин" (1949); документальных фильмов "Освобождение" (1940); "Битва за нашу Советскую Украину" (1943), "Победа на Правобережной Украине" (1945). С. поставила ряд фильмов по сценариям и мотивам др. произв. Довженко: "Поэма о море" (1958), "Повесть пламенных лет" (1961), "Зачарованная Десна" (1963), "Незабываемое" (1967); о творчестве Довженко - "Золотые ворота" (1969). С. воссоздала на экране своеобразие поэтики Довженко, близкой укр. фольклору, его высокий гражданственный пафос, лиризм. Награждена орденом Ленина, 2 др. орденами, а также медалями.
Лит.: "Искусство кино", 1968, № 7, с. 27 33. О. В. Якубович.
СОЛНЦЕВО, город (с 1971) областного подчинения в Московской обл. РСФСР. Ж.-д. станция (Солнечная) на линии Москва - Киев, в 16 км от Москвы. 50,2 тыс. жит. (1975). Асфальтовый и бетонный з-ды, произ-во швейных изделий.
СОЛНЦЕВО, посёлок гор. типа, центр Солнцевского р-на Курской обл. РСФСР. Ж.-д. станция на линии Курск - Белгород, в 55 км к Ю.-В. от Курска. Кирпично-известковый з-д, маслозавод.
СОЛНЦЕЗАЩИТНЫЕ СРЕДСТВА, солнцезащита, совокупность архитектурно-планировочных, конструктивных и технич. средств и мероприятий, используемых для защиты от неблагоприятного действия инсоляции и создания комфортных условий световой и тепловой среды (микроклимата) в зданиях (сооружениях) и на открытых терр. населённых мест. К архитектурно-планировочным С. с. относятся: рациональная ориентация зданий (а также оконных проёмов и фонарей) и уличной сети относительно сторон горизонта, устройство галерей и глубоких лоджий, озеленение и обводнение терр. с наиболее продолжительной и интенсивной инсоляцией, озеленение фасадов зданий, светлая окраска наружных ограждающих конструкций зданий и окраска внутр. поверхностей помещений в "холодные" тона (в юж. районах), покрытие дорог и тротуаров нетеплоёмкими материалами и др. Конструктивные С. с.: солнцезащитные устройства - стационарные (рис. 1) и регулируемые (рис. 2); использование в качестве материалов для заполнения световых проёмов зданий теплоотражающих, теплрпоглощающих и светорассеивающих стёкол и пластмасс; применение в конструкциях наружных стен теплоизоляционных материалов (напр., минеральной ваты, стекловолокна и др.) и возд. прослоек; устройство защитного (водоизолирующего) слоя на плоских покрытиях и др. К технич. С. с. относятся кондиционирование воздуха, радиационное охлаждение и т. п.
Рис. 1. Комбинированные солнцезащитные устройства (вертикальные экраны и горизонтальные козырьки) Технологический институт в Рангуне (Бирма). 1960.
Рис. 2. Вертикальные экраны-жалюзи" Больница в Ташкенте. 1970.
Основные требования, предъявляемые к С. с.: защита от перегрева в жаркое время года и суток и от слепящего действия солнечного света в течение всего года; обеспечение необходимого (нормируемого) уровня освещения и инсоляции помещений; возможность их сквозного проветривания через световые проёмы, а также видимость внеш. пространства из помещений; экономич. целесообразность. Наилучший солнцезащитный эффект достигается при ограничении инсоляции помещений через световые проёмы комплексным применением наружных регулируемых жалюзи и теплоотражающего стекла в наружном переплёте окна. Выбор рациональных видов С. с. производится на основе соответств. измерений и расчётов.
Лит.: У м а н с к и и H. Г., Солнцезащитные устройства в зданиях, M., 1962; Руководство по проектированию солнцезащитных средств, "Труды Научно исследовательского ин-та строительной физики", 1972, в. 5(19); Оболенский H. В., О комплексе критериев оценки солнцезащитных устройств, там же, 1974, п. 7(21). H. В. Оболенский.
СОЛНЦЕЛЕЧЕНИЕ, гелиотерапия (от греч. helios - Солнце и therapeia - лечение), использование лучистой энергии Солнца в лечебно-профилактич. целях; один из видов светолечения. На организм оказывают воздействие как видимые (световые), так и невидимые (инфракрасные и наиболее биологически активные - ультрафиолетовые) солнечные лучи. При С. (проводится в виде т. н. солнечных ванн) возникает загар, активируются обменные процессы, иммунитет и улучшаются кроветворение и питание тканей, общее состояние, аппетит, сон. С. оказывает противорахитическое и закаливающее действие. Для проведения солнечных ванн устраивают спец. площадки - солярии, удалённые или защищённые (зелёными насаждениями) от источников пыли н шума. В зимнее время солнечные ванны принимают на специально оборудованных верандах, покрытых материалами, пропускающими ультрафиолетовые лучи. Чрезмерное воздействие солнечных лучей может привести к ожогам, солнечному удару, сердечнососудистым и нервным расстройствам, обострению хронич. воспалит, процессов. Противопоказания к С.: активные формы туберкулёза легких, новообразования, выраженная сердечная недостаточность, повышенная функция щитовидной железы и нек-рые др. заболевания.
Лит.· Парфенов А. П., Солнечное голодание человека, Л., 1963.
T. M. Каменецкая.
СОЛНЦЕСТОЯНИЕ, момент времени, в к-рый центр Солнца проходит либо через самую сев. точку эклиптики, имеющую склонение +23°27' (точка летнего С.), либо через самую южную её точку, имеющую склонение -23°27' (точка зимнего С.). Вблизи С. склонение Солнца (см. Небесные координаты) изменяется очень медленно, так как в этом месте его движение по эклиптике происходит почти параллельно экватору. Это является причиной того, что полуденная высота Солнца в течение нескольких дней остаётся почти постоянной, с чем и связан термин "С.". Вследствие того, что промежуток времени между двумя послсдоват. прохождениями Солнца через одну и ту же точку С. не совпадает с продолжительностью календарных лет, моменты С. из года в год перемещаются относительно начала календарных суток. Моменты С. наступают в простой год на 5 ч 48 мин 46 сек позднее, чем в предшествующий, а в високосный - на 18 ч 11 мин 14 сек раньше; поэтому моменты С. могут приходиться на две соседние календарные даты. В наст, время (2-я пол. 20 в.) Солнце проходит точку летнего С. 21 или 22 июня (этот момент наз. летним С. и считается началом астрономич. лета в Сев. полушарии), а точку зимнего С.- 21 или 22 декабря (зимнее С., начало астрономич. зимы в Сев. полушарии). Долгота дня в Сев. полушарии вблизи летнего С.- наибольшая, вблизи зимнего С.- наименьшая. В Юж. полушарии в это время наблюдается соответственно самый короткий и самый длинный день.
СОЛО (итал. solo, от лат. solus - один, единственный) в музыке, 1) партия или эпизод многоголосного произведения, обладающие особой мелодич. рельефностью и значимостью и исполняемые одним певцом или инструменталистом (в нек-рых случаях - и несколькими музыкантами). 2) Обозначение, применяемое к инструментальным пьесам, предназначенным для одного исполнителя (без сопровождения или с сопровождением ).
СОЛО (SoIo), река в Индонезии, самая большая на о. Ява. Дл. ок. 540 км, пл. басе. ок. 17 тыс. км2. Берёт начало на склонах вулканов Лаву и Мерапи, течёт преим. в широкой, часто заболоченной долине, в ниж. течении сильно меандрирует, впадает в Яванское м. Полноводна с октября по май, в это время года сильно разливается. Судоходна на 200 км (в низовьях русло спрямлено и канализовано). Долина С. густо населена и возделана. На С.- гг. Суракарта, Чепу, Боджонегоро. На берегу С. у селения Нгандонг в 1931-33 были найдены останки палеоантропов.
СОЛО (SoIo), второе назв. г. Суракарта в Индонезии.
СОЛО-ВЕКСЕЛЬ (от итал. solo - один), вексель, на к-ром имеется только одна подпись лица, обязанного совершить платёж. С.-в. называют также простые векселя в отличие от переводных (см. ст. Вексель).
СОЛОВЕЦКИЕ ОСТРОВА, группа островов в Белом м., при входе в Онежскую губу (Архангельская обл. РСФСР). Пл. 347 км2. В группу входят 6 островов (наиболее значит. - Соловецкий, Анзерский, Большой Муксалма, а также Малый Муксалма); береговая линия сильно изрезана. Сложены гранитами, гнейсами. Рельеф холмистый (вые. до 107 м). Б. ч. островов покрыта сосново-еловыми лесами, частично заболоченными. Имеется много озёр (часть соединена каналами). В 15 в. на Соловецком о. был основан один из крупнейших монастырей России (см. Соловецкий монастырь). С 1974 Соловецкие острова являются государственным историко-архитектурным и природным музеем-заповедником. Туризм.
СОЛОВЕЦКИЙ МОНАСТЫРЬ. Основан в кон. 20-30-х гг. 15 в. монахами Кирилло-Белозерского монастыря Зосимой и Савватием на Соловецком острове в Белом м. В 15-16 вв. С. м. быстро увеличил свои земельные владения, к-рые располагались по берегам Белого м. и впадающих в него рек. С. м. развил промысловую и торг, деятельность, став экономич. и политич. центром Беломорского края. Архимандриты в С. м. назначались непосредственно царём и патриархом. С 1765 С. м. стал ставропигиальным, т. е. непосредственно подчинявшимся Синоду. Ведущую роль в х-ве С. м. играли соляной (в 1660-е гг. - 54 варницы), морской, зверобойный, рыбный, слюдяной, железный, жемчужный и др. промыслы, на к-рых было занято большое количество зависимых от С. м. людей. В монастыре к сер. 17 в. насчитывалось до 350 монахов, 600-700 слуг, ремесленников и крестьян. В 50-60-е гг. 17 в. С. м. являлся одним из оплотов раскола. Соловецкое восстание 1668- 1676 было направлено против церк. реформы Никона и приняло антифеод, характер.
Вместе с острогами Сумским и Кемским С. м. имел большое значение как важная пограничная крепость с десятками орудий и сильным гарнизоном. В 16- 17 вв. С. м. не раз успешно отбивал нападения ливонцев и шведов (в 1571, 1582, 1611). В 1854 С. м. был атакован с моря тремя английскими кораблями. После 9-часового артиллерийского обстрела (6 и 7 июля) корабли ушли в море. С кон. 16 в. до нач. 20 в. С. м. был также местом ссылки противников самодержавия и офиц. православия. Являлся центром христианизации на С.; в его книгохранилище было много рукописных и старопечатных книг. В С. м. составлялся Летописец Соловецкий.
Архит. ансамбль С. м. расположен на берегу бухты Благополучия на Соловецком острове. Терр. С. м. окружена мощными стенами (высота 8-11 м, толщина 4-6 м, с 7 воротами) с 8 башнями (1584-94, мастер Трифон), сложенными в основном из огромных необработанных камней-валунов (до 5 м длиной). В монастыре поставлены по одной оси культовые здания (гл. из них соединены крытыми арочными переходами), окружённые многочисл. хоз. и жилыми постройками, в т. ч.: трапезная (одностолпная палата площадью 500 м2) с Успенским собором (1552-57), Преображенский собор (1556-64; трёхъярусный, с чётко выраженной пирамидальностью осн. объёма и 4 башнеобразными приделами по углам, служившими дозорными вышками), церковь Благовещения (1596-1601), кам. палаты (1615), водяная мельница (нач. 17 в,), колокольня (1777), церковь Николая (1834).
Соловецкий монастырь. Общ |
