Космос и Человечество
Физика Солнца
Какова же эта жизнь? Протекает ли она спокойно и стабильно или же полна неожиданностей? Постоянная эта звезда или переменная? Оказывается, и то, и другое. Если судить по световому и тепловому излучению, то нет сомнений, что Солнце — звезда постоянная. Изменение светимости не превышает 2%. Количество тепловой энергии, излучаемой в единицу времени Солнцем, тоже отличается удивительным постоянством. Вот уже несколько десятков лет измеряется полное количество излучения, приходящего за 1 мин на площадку 1 см2, перпендикулярную солнечным лучам и помещенную за пределами земной атмосферы (при среднем расстоянии от Земли до Солнца).
Это количество излучения так и называется — солнечная постоянная и составляет 1353 Вт/м2. За все эти годы ее значение колебалось лишь в пределах ошибок измерений не более чем на 1%. Конечно, сами измерения производятся на Земле, а значения, которые могли бы получиться на верхней границе атмосферы, вычисляются путем введения поправок на поглощение и рассеяние радиации в земной атмосфере. Состояние атмосферы постоянно меняется, меняются и поправки. А вот солнечная постоянная так и остается постоянной.
Полный поток энергии, излучаемой Солнцем, составляет 3,86-1020 Дж/с. Земля ежегодно получает 751-1010 кВт-ч солнечной энергии. Много это или мало? Энергия, вырабатываемая всеми электростанциями мира, и отдаленно не приближается к этим цифрам. И то, что тепловое излучение Солнца постоянно,— большая удача для человечества. Увеличение солнечной постоянной хотя бы на 10% превратило бы нашу планету в пустыню, а такое же уменьшение заставило бы ее покрыться толстым слоем вечного льда.
Ну, а если о Солнце судить по ультрафиолетовому, рентгеновскому, гамма-излучению или по мощности радиоизлучения? Вот тогда приходится делать четкий вывод о том, что Солнце — звезда переменная. Интенсивность корпускулярного излучения Солнца, то есть плотность и скорость частиц солнечного ветра, тоже колеблется.
Физики говорят: «Меняется солнечная активность». Но где лежит граница между солнечной активностью и тем, что исследователи Солнца привыкли называть «спокойным» Солнцем? И является ли эта граница стабильной? Известный советский исследователь Солнца Юрий Иванович Витинский дает такое определение солнечной активности: «Обычно солнечной активностью называют целый комплекс различных явлений, происходящих в атмосфере Солнца, которые охватывают сравнительно большие области поперечником не менее нескольких тысяч километров и отличаются весьма значительными изменениями физических характеристик соответствующих слоев солнечной атмосферы».
Что же это за явления? Фотосфера, хромосфера и корона — основные, неизменно окружающие Солнце оболочки, составляющие его атмосферу. Эти оболочки и являются местом развития тех процессов, которые в совокупности именуются солнечной активностью.
Раньше всего были замечены такие проявления солнечной активности, как солнечные пятна. Упоминания о них встречаются в древних китайских летописях уже в 300 г. до нашей эры, в которых говорится о «стаях птиц», появляющихся на диске светила. В русской Нико-новой летописи 1371 г. есть такая запись: «Того же лета бысть знамение в Солнце, места черны по Солнцу, аки гвозди. »
Только в 1610 г., когда великий Галилео Галилей направил на Солнце изобретенную им подзорную трубу, стало ясно, что пятна на нем — не тень, отбрасываемая какими-то телами^ например планетами, а реальные образования. Галилей впервые заметил, что пятно, возникнув на восточном краю солнечного диска, постоянно перемещается слева направо к западному краю. Некоторые пятна, исчезнув из виду, снова появляются с другого края через 27 земных суток. Такие наблюдения, кстати, и являются доказательством того, что светило вращается вокруг собственной оси с периодом 27 суток.
Научные спорь» о том, что собой представляют солнечные пятна, продолжались многие десятилетия. Были сделаны предположения, что это тень планет — ближайших спутников Солнца. Галилей опроверг эти предположения, полагая, что пятна — это облака, плавающие в атмосфере Солнца. Считалось, что эти облака образуются после извержения солнечных вулканов; пятна принимали за вершины гор, поднявшихся над твердым солнечным ядром. Допускалось, что пятна — это отверстия в облаках, сквозь которые виднеется центральное ядро Солнца. Многие считали, что в атмосфере Солнца развиваются гигантские вихри, а пятна — просто видимые вершины этих внутрисолнечных вихрей.
Шло время, совершенствовалась техника астрономических наблюдений и измерений. И теперь мы знаем, что кажущиеся с расстояния 150 млн. км очень маленькими солнечные пятна на самом деле — колоссальные воронки в фотосфере. В среднем диаметр рядового солнечного пятна 10—15 тыс. км, что вполне сравнимо с размерами нашей планеты, а иногда даже появляются гиганты диаметром 200 тыс. км и более. Например, площадь пятна, наблюдавшегося в апреле 1947 г., составляла в максимуме его развития около 16 млрд. км2. Вот такие-то пятна и видны, «аки гвозди», без всякого телескопа.
При внимательном рассмотрении фотосферы в мощный телескоп на краях солнечного диска почти всегда видны светлые неправильной формы пятнышки (это помимо гранул, о которых мы уже говорили). Человеческое воображение всегда стремится отождествить незнакомый объект с чем-то уже виденным, известным. Вот и эти солнечные образования сравнивают с яркими облачками, прожилками, яркими точками, узелками и т. п. В науке их называют факелами. Они усеивают всю фотосферу, в центре же солнечного диска, который для земного наблюдателя имеет наибольшую яркость, факелы не просматриваются. В отличие от гранул, факелы относительно устойчивы и существуют, почти не меняясь, недели и даже месяцы.
Факелы расположены в верхнем слое фотосферы и, видимо, горячее ее на 200—300 К. Каждый фотосфер-ный факел непрерывно переходит в расположенный над ним, то есть в хромосфере, хромосферный факел, или, как его называют специалисты, флоккул. В области флоккул температура на всех уровнях выше, чем в обычных, «невозмущенных», условиях.
В отдельных линиях спектра (например, в той его части, которая соответствует излучению водорода или кальция) флоккулы излучают гораздо больше энергии, чем остальная хромосфера. Поэтому на фотоснимках, сделанных через специальный фильтр, пропускающий только соответствующее (водородное или кальциевое) излучение, флоккулы выйдут как яркие площадки на темном фоне остальной части диска.
Почему вдруг мы заговорили о факелах и флоккулах? Потому что солнечные пятна, как правило, возникают там, где до этого наблюдались интенсивные факелы. Вначале солнечное пятно — это крошечная пора, маленькая черненькая точка чуть больше темных промежутков между гранулами. Затем гранулы как бы расступаются, несколько пор сливается в одну и рождается пятно. Обычно оно не одиноко: где-то рядом появляются другие — рождается группа пятен, которые меняют свою форму, перемещаются. Особенно заметны эти быстрые движения в группе «новорожденных» пятен.
Время жизни таких темных образований самое различное: одни исчезают через несколько часов, другие же Живут десятки суток. Замечено, что среднее время жизни группы пятен — полторы-две недели. Измерения показали, что основание каждого пятна расположено где-то под фотосферой (по-видимому, не очень глубоко) и каждое пятно имеет свое продолжение в хромосфере. Структура каждого достаточно большого пятна такова: в центре находится ядро, наиболее темная часть пятна, а само ядро окружено более светлой частью — полутенью.
Солнечные пятна кажутся темными лишь по контрасту с соседствующей с ними яркой фотосферой. В действительности их температура очень высока — около 4500 К. Это примерно на 1500 К меньше, чем средняя температура фотосферы. Если бы рядовое солнечное пятно поместить на ночное небо, то оно сияло бы в 100 раз ярче полной Луны.
Многолетние наблюдения дали обширную информацию о солнечных пятнах. Если поначалу считали, что появление пятен — полностью дело случая, то теперь мы знаем, что в поведении солнечных пятен имеются свои закономерности. Причины этих закономерностей, или, как говорят физики, механизм явления, далеко не ясны, но сами закономерности известны.
Во-первых, существуют области, где пятна появляются чаще всего, но их совсем не бывает у полюсов Солнца и на экваторе. Зато в симметрично расположенных относительно экватора широтных поясах от 5 до 35—40° северной и южной широты пятна очень «любят» появляться. Астрономы присвоили этим областям гордое название «королевские зоны».
Во-вторых, еще в 1775 г. была высказана мысль, что существует определенная периодичность солнечных пятен. Эта гипотеза многим тогда показалась дерзкой и необоснованной. Потребовались десятилетия тщательных регистрации пятен, измерений занимаемой ими площади, чтобы с математической точностью установить, что максимальное число солнечных пятен наблюдается на солнечном диске примерно один раз в 11 лет. Через 5—6 лет после этого число и площадь пятен уменьшаются до минимума. В иные дни и недели в такие периоды Солнце абсолютно безупречно — ни пятнышка!
Знаменитый 11-летний цикл солнечной активности был открыт в середине прошлого века. Официальное его открытие связывают с именами немецкого астронома-любителя Генриха Швабе и сотрудника Цюрихской астрономической обсерватории Рудольфа Вольфа. Вот уже более 100 лет наука находит все новые подтверждения реальности и огромной значимости этого ритма в солнечной деятельности для жизни на нашей планете. Если уж быть точным, то надо сказать, что 11 лет — это средняя цифра, на самом деле промежуток времени между годами максимума солнечной активности колеблется от 7 до 17 лет.
Рудольф Вольф стал основателем Службы Солнца. Цюрихская обсерватория вот уже 130 лет собирает поступающие из десятков солнечных обсерваторий в разных точках нашей планеты данные наблюдений за пятнами и по ним рассчитывает ежедневный индекс солнечной активности — так называемое число Вольфа. Числом Вольфа называется число видимых в данный момент на Солнце пятен, сложенное с удесятеренным числом групп этих пятен.
Вот теперь, пожалуй, нам не обойтись без простой формулы. Обозначим число Вольфа буквой W, число пятен буквой f, а число групп буквой g. Тогда W = f + 10g. Допустим, что сегодня, взглянув на Солнце, мы увидели две группы пятен: в одной два пятна, а в другой — три. Тогда число Вольфа на сегодня будет 25.
Регулярные данные о Солнце поступают начиная примерно с 1755 г. Вот и условились считать цикл, начавшийся в 1755 г., первым. Ясно, что сейчас начался уже 22-й цикл. Числа Вольфа можно подсчитать для каждого месяца года (в среднем, конечно). Если попытаться представить себе, как изменяется среднегодовое число Вольфа от одного максимума до другого, то можно получить кривую, изображенную на рисунке. Это и есть графическое изображение закона Швабе — Вольфа о периодических вариациях числа солнечных пятен.
Интересно, что после каждого минимума солнечной активности, когда начинается новое очередное увеличение чисел Вольфа, пятна появляются у верхней границы «королевских зон», сравнительно далеко по обе стороны от солнечного экватора. Затем с каждым годом они «сползают» все ближе к экватору, И в конце очередного цикла они наблюдаются только вблизи экватора. Этот закон, открытый астрономом Шпёрером и носящий его имя, тоже лучше представить в графической форме. Возьмем горизонтальную прямую, которая будет означать солнечный экватор. Вверх и вниз от нее по вертикальной оси откладываются широты от 40 до —40°, то есть в пределах «королевских зон». Будем наносить на график точки, отмечающие места (широты) появления пятен. Для каждого пятна свои точки. Ничего, что частично эти точки будут перекрываться. В итоге получится любопытная картина — будто на нитку нанизаны бабочки. Надо сказать, что среднюю продолжительность 11-летнего цикла можно определить гораздо точнее по изменению широты солнечных пятен, чем по вариациям числа Вольфа. Поэтому закон Шпёрера наряду с законом Швабе — Вольфа относится к основным законам солнечной цикличности.
Источник
Физика Солнца
А. Г. Масевич, кандидат физико-математических наук
Значение, которое Солнце имеет для жизни на Земле, известно давно. Поэтому неудивительно, что в древности люди, не зная, что представляет собой Солнце, обожествляли его, строили в честь его храмы, молились ему. По мере развития наших знаний Солнце начали тщательно изучать. Наука доказала, что нет сверхъестественных сил в природе, что законы природы едины как на Земле, так и в окружающем нас мире, что Солнце — обыкновенная рядовая звезда. В то же время наука раскрыла огромное значение Солнца для человека. Выяснилось, что изменения на поверхности Солнца влияют на ряд явлений, происходящих в верхних слоях земной атмосферы, на прохождение радиоволн, появление полярных сияний, магнитных бурь и т. д. Зависимости эти теперь тщательно изучаются и имеют большое народнохозяйственное значение, так как позволяют изучать природу верхних слоев земной атмосферы, предсказывать нарушения радиосвязи, давать прогнозы магнитных и других явлений, необходимые для дальних перелетов.
Солнце — ближайшая к нам звезда. С точки зрения наших земных масштабов, близость Солнца весьма относительна, так как расстояние от Земли до Солнца составляет 150 миллионов километров. Но расстояние до следующей наиболее близкой звезды—альфы Центавра — в двести семьдесят тысяч раз больше, а другие звезды находятся еще значительно дальше. По сравнению с ними Солнце намного ближе к нам, а потому изучать его легче.
Основным способом познания природы небесных тел является спектральный анализ — изучение лучей света, приходящих с их поверхности. Разложение луча света в спектр и тщательное исследование структуры этого спектра позволяют делать важные выводы относительно химического состава, температуры, наличия магнитных или электрических полей в наружных слоях Солнца и звезд. Расстояние при этом не играет особой роли. Необходимо лишь, чтобы звезда давала достаточно света для ее фотографирования. Однако близость Солнца, без сомнения, представляет огромное преимущество для исследователей.
В телескопы мы видим поверхность Солнца, можем изучать ее в разных лучах света и в отдельных деталях, можем проследить за изменениями. Во время солнечных затмений становятся доступными исследованию наружные оболочки Солнца, выступы на его краях и солнечная корона. Все это, наряду со спектральными исследованиями, помогает глубже познать физическую природу нашего дневного светила, изучить его строение, температуру, состояние, в котором находится солнечное вещество, внутренние движения, вращение и т.д. В отношении звезд мы далеко не располагаем подобными преимуществами. Даже в самые мощные телескопы нельзя разглядеть непосредственно поверхность звезд, не говоря уже об отдельных деталях на этой поверхности. Но так как Солнце является типичной рядовой звездой, то выявленные для него закономерности с достаточным основанием могут быть перенесены на большинство сходных с ним звезд. Изучение же большой совокупности звезд, в свою очередь, позволяет делать выводы о направлении их развития, решать вопросы происхождения и эволюции звезд — важнейшие вопросы современной астрономии.
Таким образом, изучение Солнца играет громадную роль как для практических целей на Земле, так и для наиболее важных вопросов познания окружающего нас мира.
Физика Солнца изучает атмосферу и внутреннее строение Солнца (в том числе вопросы об источниках солнечной энергии и развитии Солнца).
Изучение солнечной атмосферы, как уже указывалось, доступно непосредственным наблюдениям. Разглядывая поверхность Солнца в телескоп, мы проникаем взглядом сквозь разреженные и прозрачные внешние оболочки Солнца на несколько сотен километров в глубь солнечной атмосферы, до тех пор тюка атмосфера эта не станет достаточно непрозрачной. Эту видимую нами поверхность Солнца называют фотосферой («сферой света»). Глубже мы практически «не видим» — непрозрачность солнечного вещества не позволяет доходить до нашего глаза излучению более глубоких слоев. Условно фотосферу называют «поверхностью» Солнца — условно потому, что на самом деле над ней находится еще ряд оболочек Солнца. Когда мы изучаем спектр фотосферы, мы на самом деле изучаем ряд налагающихся друг на друга спектров разных внешних слоёв Солнца. Этот сложный спектр соответствует спектру источника света, температура которого составляет около 6000°. Температуру эту и принимают за температуру солнечной фотосферы, а для краткости часто говорят, что температура поверхности Солнца составляет 6000°. При 6000° все вещества, даже самые тугоплавкие, испаряются, превращаются в раскаленные газы. Солнце — это огромный раскаленный газовый шар.
Фотосфера, как это видно в телескоп, имеет зернистое строение: на относительно темном фоне выступают более яркие пятна — гранулы. На фотографии эти светлые пятнышки выглядит крупинками, а в действительности, как показал еще в 1905 году русский ученый А. Ганский, размеры гранул составляют 700—1000 км. Гранулы — отдельные газовые образования в фотосфере — находятся в беспрерывном движении, что легко заметить, если наблюдать за поверхностью Солнца в течение некоторого времени.
Появляющиеся периодически на поверхности Солнца пятна являются своего рода вихревыми воронками в фотосфере, указывающими на существование в ней бурных движений. Детальное исследование спектра пятен позволило выявить скорости, с которыми происходят эти движения. Центром вихря является так называемое ядро пятна — самая темная его область. Вихрь как бы затягивает в ядро окружающее вещество. Пятна являются, таким образом, местными возмущениями, производящими перегруппировку различных слоев в атмосфере Солнца. Их можно сравнить с циклонами в земной атмосфере. Размеры пятен весьма различны и достигают даже 100—200 тысяч километров. Так как температура пятна составляет около 4500°, оно кажется темным на фоне фотосферы (6000°). Отдельные места фотосферы, наоборот, светятся особенно ярко — это так называемые факелы. Очень интересным обстоятельством явилось открытие сильного магнитного поля солнечных пятен. Поле это превышает магнитное поле у полюсов Земли в несколько тысяч раз. Было открыто общее магнитное поле Солнца, оказавшееся, однако, более слабым, чем магнитное поле солнечных пятен. Над фотосферой, которая сама состоит из разреженного газа, располагается еще более разреженная атмосфера Солнца, состоящая из нескольких слоев. Непосредственно к фотосфере прилегает самый плотный и вместе с тем самый тонкий слой атмосферы — так называемый обращающий слой. Над ним расположена хромосфера, получившая свое название благодаря красноватому цвету, обусловленному большой яркостью в ее спектре красней линии водорода. Над хромосферой находится солнечная корона — самая верхняя, очень разреженная часть солнечной атмосферы. Во время полных солнечных затмений имеется возможность рассмотреть атмосферу Солнца в деталях — она видна как бы в поперечном разрезе. Как показал А. Ганский, солнечная крона меняет свою форму и строение в зависимости от числа солнечных пятен. Когда на Солнце много пятен, корона бывает ярче и равномерно окружает Солнце со всех сторон. В годы, когда пятен мало, корона вытягивается вдоль солнечного экватора наподобие крыльев. Исследованиями советского ученого, профессора Е. Я. Бугославской установлено, что корона имеет лучистое строение. Отдельные лучи короны различны в зависимости оттого, находятся они над пятнами или над невозмущенными областями.
С помощью специальных инструментов сейчас удается наблюдать корону и вне затмений. Подобные наблюдения успешно производятся на Горной станции Пулковской обсерватории советским ученым М. Н. Гневышевым.
Изучение спектра короны показало, что она состоит из двух частей — внутренней и внешней короны, спектры которых различны. Во внутренней короне благодаря особым физическим условиям солнечный свет рассеивается электронами, оторванными от атомов. Внешняя корона физически не связана с Солнцем. Причиной ее свечения являются пылевые частицы, заполняющие межпланетное пространство. Частицы эти особым образом рассеивают солнечный свет, падающий на низ, и создают, таким образом, видимость внешней части короны Солнца.
В атмосфере Солнца происходит непрерывная циркуляция раскаленных газов, существуют потоки, захватывающие различные ее уровни и напоминающие движения в нашей земной атмосфере. Скорость вращения отдельных слоев атмосферы Солнца неодинакова — верхние ее слои вращаются быстрее. Равновесие в солнечной атмосфере и непрерывная циркуляция в ней постоянно нарушаются, что ведет к возникновению протуберанцев — колоссальных фонтанов светящегося газа, поднимающихся иногда на высоту в сотни тысяч километров над поверхностью Солнца. Протуберанцы, как правило, — очень непостоянные образования. Они бывают двух типов; спокойные и эруптивные (взрывные). В то время как первые, постепенно меняясь, наблюдаются иногда даже в течение месяца, вторые, быстро меняя свои очертания, исчезают уже через несколько часов после появления. Движутся протуберанцы с громадными скоростями, достигающими 500 км в секунду.
Еще сравнительно недавно протуберанцы наблюдались только во время полных солнечных затмений. За последнее время астрономы, тщательно закрывая в телескопе изображение Солнца темным диском, применяя особую высоко качественную оптику и специальные светофильтры, получили возможность наблюдать протуберанцы в любое время. В крупнейшей астрофизической обсерватории СССР в Крыму профессор А. Б. Северный и его сотрудники производят систематическую кинематографическую съемку протуберанцев. На кинопленке запечатлеваются непрерывные изменения протуберанцев с течением времени. Тщательное изучение этой кинодокументации позволяет открывать новые особенности и закономерности процессов, происходящих на Солнце. Физическая природа солнечных оболочек, в особенности солнечной короны, объяснена в основном работами наших советских астрономов — профессора И. С. Шкловского и др.
В Советском Союзе создана так называемая «служба Солнца», ведущая регулярное наблюдение за явлениями, происходящими на солнечной поверхности. Особенно ценные работы по изучению связи солнечной деятельности с земными явлениями проведены за последние десятилетия нашими учеными в Пулковской обсерватории.
Изучение спектра солнечных лучей позволило определить химический состав солнечной атмосферы. Оказалось, что более чем на 50% (в весовых долях) она состоит из легчайшего газа — водорода. Около 40% в ней составляет другой газ — гелий и менее чем 10% приходится на долю прочих элементов. Среди них в первую очередь следует назвать кислород, углерод, азот, железо, кремний, калий, кальций, серу, а также много других химических элементов, из которых состоят все тела на Земле. Никаких других, «особых», элементов в атмосфере Солнца не оказалось. Это открытие, имеющее огромное научное значение, полностью опровергло выдумки церковников о разделении мира на «земной» и «небесный» и нелепые высказывания философов-идеалистов, объявлявших вопрос о химическом составе небесных тел принципиально непознаваемым.
Состав всего Солнца в целом не должен значительно отличаться от состава его наружных слоев. Изучение пилений, происходящих на поверхности Солнца, позволяет сделать определенные выводы в этом направлении. Одно время считали, что наиболее тяжелые химические элементы оседают в глубь Солнца, а на поверхности остаются лишь легкие вещества. Изучение спектров протуберанцев и хромосферы показало, что в них встречаются даже такие тяжелые элементы, как железо и торий. Несомненно также наличие бурных перемещений газовых масс солнечного вещества (пятна, факелы и т. д.). Все это указывает на большую вероятность непрерывного перемешивания солнечного вещества, а следовательно, и на его однородность.
Наблюдениям доступны пока лишь внешние слои Солнца. Но сопоставление данных, полученных в результате наблюдений, с выводами, вытекающими их общих законов физики и механики, изучение мельчайших частиц вещества, атомных ядер и электронов, позволило построить теорию внутреннего строения Солнца и других звезд, мысленно проникнуть в их недра, выяснить, каковы там условия и какие явления происходят при подобных условиях.
Солнечное вещество — это раскаленный газ, температура и плотность которого возрастают от поверхности вглубь. Газ этот находится в существенно отличных условиях от тех, в которых мы привыкли иметь дело с обычными газами на Земле. Температура в недрах Солнца достигает 20 миллионов градусов, а давление — миллионы миллионов атмосфер. При такой температуре вследствие неминуемо частых столкновений происходит взаимодействие между мельчайшими частицами — атомными ядрами. Взаимодействия эти, приводящие к преобразованию ядер отдельных атомов, так называемые ядерные реакции, сопровождаются выделением атомной энергии. В результате ядерных реакций в недрах Солнца одно вещество — водород — превращается в другое вещество — гелий. При этом освобождается атомная энергия, которая и является источником излучения Солнца. Солнце и большинства звезд ежесекундно излучают громадное количество энергии благодаря тому, что в их недрах (в основном вследствие высокой температуры) освобождается атомная энергия.
Сколько же времени наше Солнце сможет еще излучать так же, как теперь, энергию? На этот вопрос уже нетрудно ответить. Солнце наполовину состоит из водорода. Ядерные реакции, в результате которых водород превращается в гелий, достаточно хорошо изучены в лаборатории, и скорость протекания их в недрах Солнца, при температуре в 20 миллионов градусов, может быть подсчитана. Следовательно, легко можно вычислить, сколько времени еще Солнце сможет неизменно светить за счет имеющегося в нем водорода. Оказывается, что время это измеряется десятками миллиардов лет.
Все этапы развития науки о небесных телах, в частности изучение природы ближайшей к нам звезды — Солнца, являются ярким доказательством могущества человеческого познания, вооруженного материалистической диалектикой, проникающего все дальше к дальше в глубины Вселенной. Можно не сомневаться в том, что самая передовая в мире советская астрономическая наука, все глубже изучая связь между деятельностью Солнца и земными явлениями, сумеет в будущем широко использовать солнечную энергию на пользу человечеству.
Источник