| 21681190 23552 13350 920 1ствующих лиц в опере, первых и вторых ролей и сольных номеров в балете
СОЛИТЕР (франц solitaire, от лат sohtarius - одинокий), крупный бриллиант, вправленный в перстень, брошь и т п отдельно, без других камней
СОЛИТЁРЫ, отряд ленточных червей, то же, что цепни
СОЛИФЛЮКЦИЯ (от лат solum - почва, земля и fluctio - истечение), вязко пластическое течение увлажненных тонкодисперсных грунтов на склонах, развивающееся в процессе их промер зания и протаивания Скорости течения обычно измеряются неск см в год иногда, при быстрых, катастрофич сплывах, доходят до сотен м/ч Причина развития С - снижение устойчивости грунтов на склонах при сильном увлажнении талыми и дождевыми водами и уменьшении их прочности в результате промерзания - протаивания С распространена гл обр в области развития многолет немерзлых горных пород и локально - в области сезонного промерзания Наиболее активна на склонах средней крутиз ны (8-15°) при наличии слоя дисперс ных отложений мощностью не менее 10- 2,0 м Медленная С развивается преим выше границы леса и создает на склонах специфич формы микрорельефа - потоки и террасы, имеющие в плане язы кообразную (параболическую) форму P ны классич развития С - Полярный и Приполярный, Урал, Чукотский п ов Шпицберген, Аляска и др
Лит Капли на T H Криогенные склоновые процессы M 1965 Жигар е в Л А Причины и механизм развития солифлюкции, M , 1967 T H Каплина
СОЛИХАЛЛ (Sohhull) город в Велико британии, в Англии в графстве Зап Мидленд (юго воет пригород г Бирмин гем) 108,2 тыс жит (1973) Машиностроение , в т ч автостроение, металлургия, легкая пром-сть
СОЛKA в меховом производстве обработка полуфабриката в водном растворе поваренной соли для воестановления гигроскопичности, пластпчности и мягкости шкуры, частично утра ченных в предыдущих процессах обра ботки (протравлении, отбеливании и крашении)
СОЛЛЕНТУНА (Sollentuna), город в Швеции, в составе Большого Стокгольма 41,2 тыс жит (1974)
СОЛЛЕРТИНСКИЙ Иван Иванович [20 11(3 12) 1902, Витебск -11 2 1944, Новосибирск], советский историк музыки, театра и литературы С 1906 жил в Петербурге В 1924 окончил Ленингр ун т (по романо германской секции ф та обществ наук), одновременно занимался в Ин те истории иск в, где прошен также курс аспирантуры по театроведению (1929) Выступал как лектор и критик публицист по различным вопросам иск ва, эстетики, психологии, с 1929 работал в Ленингр филармонии (в 1940-44 художеств руководитель)и с 1936-в Ленингр консерватории (с 1939 проф ) Автор ста тей по зап европ муз классике, хореографин, театр иск ву, лит ре, а также по сов и совр зарубежной музыке Обращался к проблемам классич муз наследства (зап европ и русского), уделял внимание вопросам симфонизма, оперной и балетной драматургии, откликался на события сов муз культуры Активно участвовал в становлении сов оперы и
балета Сыграл важную роль в муз жизни Ленинграда 20-30 х гг.
Лит Памяти И И Соллертинского Воспоминания статьи, материалы, исследования Л - M 1974
СОЛЛОГУБ Владимир Александрович [8(20)8 1813, Петербург,-5(17)6 1882, Гамбург] граф, русский писатель Окончил Дерптский (Тартуский) ун т (1834) В 1837 дебютировал в "Современнике", с 1839 печатался в "Отечественных записках" В "светских" повестях ("Лев", "Медведь", "Большой свет" и др ) с легкой иронией изобразил пустоту и суетность великосветского общества Рассказы "Собачка" и "Воспитанница" написаны в гоголевском направлении В повести "Тарантас" (1845) в форме путевых очерков даны острые зарисовки быта уезд ной Руси После 1845 С отошел от передовой лит ры Писал преим водевили ("Беда от нежного сердца" и др ), прочно вошедшие в репертуар рус театров Оставил воспоминания об А С Пушкине, H В Гогоче, M Ю Лермонтове
Соч т 1 - 5 СПБ 1855-56 Вое поминания M - Л 1931 Водевили [Вступ CT M Белкиной], M 1937 Тарантас M , 1955 Повести и рассказы [Вступ CT E И Кийко] M - Л 1962
Лит Белинский В Г, Тарантас Путевые впечатления Поли собр соч т 9, M 1955 Добролюбовы А Сочине ния графа В А Соллогуба Собр соч ,г 1, M - Л 1961
СОЛНЕЧНАЯ АКТИВНОСТЬ, совокупность явлений, наблюдаемых на Солн це и связанных с образованием солнечных пятен, факелов, флоккуюв волокон, протуберанцев, возникновением солнечных вспышек возмущений в солнечнои короне увеличением ультрафиоте тового, рентгеновского и корпускутяр ного излучения и др Активные образования наблюдаются обычно на ограниченном участке поверхности Солнца - вт н активной области Сочнца, к рая существует от неск дней до неск месяцев При зарождении активной обтасти появтяются флоккулы увеличивается яркость в линиях поглощения водорода и ионизованного кальция) а спустя нек рое время (обычно неск дней) возникают меткие пятна Постепенно количество пятен и их величина возрастают, растет интенсив ность и др проявлений С а Избыток изтучения в линиях водорода и кальция, характеризующий активную область, сильно увеличивается во время солнеч ных вспышек Солнечные вспышки возникают вблизи развивающихся или рас падающихся групп пятен и проявляются как внезапное появление эмиссии в сильных линиях поглощения (линии водорода H5, Hg линии H и К ионизованного кальция и др ) и увеличение интенсивности ультрафиотетового и рентгеновского из лучения и корпускулярного потока Повышается также уровень излучения в радиодиапазоне Слабые вспышки наблюдаются ч больших группах пятен почти ежедневно, мощные же вспышки - явление довольно редкое Продол жительность вспышек - от неск минут до неск часов Напряженность магнитного поля в пятнах достигает неск тысяч э Интенсивность явлений С а характеризуют условными индексами - относит числом солнечных пятен (Вольфа числа), площадью пятен, площадью и яркостью факелов, флоккулов, волокон и протуберанцев Cp годовая величина таких индексов изменяется периодически Так, числа Вольфа изменяются со ср. периодом OK 11 лет (период колеблется от 7,5 до 16 лет) Величина максимума 11-летнего цикла изменяется с периодом ок 80 лет
Активные области занимают на диске Солнца два пояса, расположенных параллельно экватору по обе стороны от него Удаление этих поясов от экватора изменяется также периодически В начале 11 летнего цикла активные области наиболее удалены от солнечного экватора, а затем постепенно к нему прибчижаются (к концу цикла средняя гелиографич широта составляет ±8°) С а оказывает существ влияние на земные явления (см Солнечно земные связи) См также Солнце
Лит Солнечная система под ред Дж Койпера пер с англ т 1 M 1957 3 и P и н Г Солнечная атмосфера, пер с англ M , 1969 Э А Барановский
СОЛНЕЧНАЯ БАТАРЕЯ, батарея солнечных элементов, полупроводниковый фотоэлектрический гене ратор, непосредственно преобразующий энергию солнечной радиации в электри ческую Действие солнечных элементов (СЭ) основано на использовании явпения внутр фотоэффекта (см Фотоэле мент) Первые СЭ с практически при емлемым кпд преобразования (~6%) бы ли разработаны Г Пирсоном, К Футлером и Д Чапиным (США) в 1953-54 Большой вклад в развитие теории и практики СЭ внесли В С Вавилов, А П Ландсман, H С Лидоренко, В К Субашиев (СССР), M Вольф, Дж Лоферский, M Принс П Рапопорт (США)
Энергетич характеристики С б определяются полупроводниковым материа лом конструктивными (структурными) особенностями СЭ количеством элементов в батарее Распространенные материа лы для СЭ - Si GaAs, реже используются CdS, CdTe Наиболее высокий кпд получен в СЭ из Si со структурой, имеющей электронно дырочный перевод (15% при освещении в земных условиях), и в СЭ на основе GaAs с полупроводни ковым гетероперехода ч (18°0 )
Конструктивно С б обычно выполняют в виде плоской панели из СЭ, защищенных прозрачными покрытиями Число СЭ в батарее может достигать неск сотен тыс , площадь панели - десятков м1, ток С б - сотен а, напряжение - десятков в, генерируемая мощность - неск десятков кет (в космич условиях) Достоинства С б - их простота, надежность и долговечность, малая масса и миниатюрность СЭ генерирование энергии без загрязнения окружающей среды, оси недостаток, ограничивающий развитие солнечной фотоэнергетики - их пока еще (сер 70 х гг ) высокая стоимость
Гл применение С б нашли в космонавтике, где они занимают доминирующее положение среди др источников автономного энергопитания С б снабжают электроэнергией аппаратуру спут никое и системы жизнеобеспечения космич кораблей и станций, а также заря жают электрохимич аккумуляторы используемые на теневых участках орбиты В земных условиях С б используют для питания устройств автоматики, переносных радиостанций и радиоприемников, для катодной антикоррозионной защиты нефте и газопроводов В СССР США и Японии работают маяки и навигац указатели с энергоснабжением от С б и автоматически подзаряжаемых ими буферных аккумуляторов См также Источники тока и рис. при статьях "Венера", "Марс", "Союз".
Лит.: Преобразование тепла и химической энергии в электроэнергию в ракетных системах, пер. с англ., M., 1963; Успехи СССР в исследовании космического пространства, M., 1968; Васильев A. M., Л а н д с-ман А. П., Полупроводниковые фотопреобразователи, M., 1971.
M. M. Колтун.
СОЛНЕЧНАЯ КОРОНА, внешняя, наиболее протяжённая оболочка Солнца (илл. см. при ст. Затмения, т. 9, вклейка к стр. 384-385). Во время полных солнечных затмений С. к. прослеживается до расстояний в неск. диаметров Солнца. В коротковолновой части спектра ([$\lambda$]<200А) и в радиоизлучении на метровых волнах всё излучение Солнца исходит из С. к.
Лит.: Шкловский И. С.. Физика солнечной короны, 2 изд., M., 1962.
СОЛНЕЧНАЯ КУХНЯ, бытовая гелиоустановка, предназначенная для приготовления пищи. Осн. элемент С. к.- гелиоконцентратор (чаще всего в виде отражателя параболоидной формы), фокусирующий солнечные лучи на поверхности приёмника излучения (кастрюли, кипятильника и т. п.). Как правило, гелиоконцентраторы для С. к. имеют невысокую точность фокусирования, т. к. большая плотность энергии на поверхности приёмника делала бы С. к. неудобной в обращении; обычно концентрация солнечной энергии (относит, увеличение плотности лучистого потока) не превосходит 250. Вращение гелиоконцентратора вслед за видимым движением Солнца осуществляется вручную. Кпд С. к. достигает 55-60%. В СССР осуществляется переход от стадии экспериментальных разработок С. к. к их серийному производству.
СОЛНЕЧНАЯ ПЕЧЬ, гелиоустановка, предназначенная для плавки и термообработки материалов. С. п. состоит из короткофокусного гелиоконцентратора, приёмного устройства (собственно печи) и автоматич. системы слежения за движением Солнца, к-рая непрерывно поворачивает гелиоконцентратор т. о., чтобы его ось была постоянно направлена на Солнце. Приёмное устройство расположено в фокусе гелиоконцентратора и представляет собой камеру со светопроницаемым окном, внутри к-рой можно создавать вакуум, атмосферу инертного газа и т. д. Часто камерой служит тигель из материала, подлежащего термообработке или плавке. Рабочая темп-pa может достигать 3600 0С. Нередко С. п. оснащают ориентатором - плоским зеркалом, направляющим солнечные лучи на гелиоконцентратор; ориентатор поворачивается вслед за Солнцем, а гелиоконцентратор остаётся неподвижным. С. п. ввиду их высокой стоимости применяют лишь в случаях, когда необходимо создать особые ("стерильные") условия плавления и термообработки, исключающие внесение примесей в обрабатываемый материал. Крупнейшая (на 1975) С. п. действует в Фон-Ромё-Одейо (Франция); диаметр зеркала её гелиоконцентратора 54 м, мощность ~ 1 Мвт.
Лит. см. при ст. Гелиоустановка.
P. P. Апариси.
СОЛНЕЧНАЯ ПОСТОЯННАЯ, количество лучистой энергии Солнца, поступающей за 1 мин на 1 см2площади, перпендикулярной к солнечным лучам и находящейся вне земной атмосферы на среднем расстоянии Земли от Солнца.
Для изучения процессов теплообмена в земной атмосфере, а также для исследования процессов, происходящих на Солнце, очень важно знание точного значения С. п. Первая попытка определения С. п. была сделана франц. учёным К. M. Пуйе в 1837, значит, вклад в первоначальные исследования С. п. был внесён рус. учёными P. H. Савельевым и А. П. Ганским. До сер. 20 в. С. п. определялась по результатам измерений солнечного излучения у поверхности Земли при разных высотах Солнца над горизонтом, что позволяет учитывать поглощение и рассеяние солнечного света земной атмосферой. В 60-х гг. 20 в., когда появилась технич. возможность выноса приборов за пределы земной атмосферы с помощью геофизич. ракет и искусств, спутников Земли, были начаты непосредственные определения С. п. На основе анализа результатов большого количества работ, проведённых в СССР, США и др. странах, было выведено значение С. п.: 1,95 кал/(см2 · мин), или 136 мвт/см2, точность к-рого - ок. 1%. С. п., по-видимому, слегка изменяется со временем. Но только многолетние тщательные измерения позволят выяснить, как происходят эти изменения.
Лит.: Кондратьев К. Я., Актинометрия, Л., 1965; Макарова E. А., Х аритонов А. В., Распределение энергии в спектре Солнца и солнечная постоянная, M., 1972. M. Дж. Гусейнов.
СОЛНЕЧНАЯ РАДИАЦИЯ, излучение Солнца электромагнитной и корпускулярной природы. С. р.- осн. источник энергии для большинства процессов, происходящих на Земле. Корпускулярная С. р. состоит в основном из протонов, обладающих около Земли скоростями 300-1500 км/сек. Концентрация их около Земли составляет 5-80 ионов/см3, но возрастает при повышении солнечной активности и после больших вспышек доходит до 103 ионов/см3.
Кривая зависимости излучаемой энергии I[$\lambda$]от длины волны [$\lambda$] для центра солнечного диска [единица интенсивности 10 13 эрг/(см2-сек-стер)].
При солнечных вспышках образуются частицы (гл. обр. протоны) больших энергий: от 5 ·107 до 2 ·1010эв. Они составляют солнечную компоненту космических лучей и частично объясняют вариации космич. лучей, приходящих на Землю. Осн. часть электромагнитного излучения Солнца лежит в видимой части спектра (рис.). Количество лучистой энергии Солнца, поступающей за 1 мин на площадку в 1 см2, поставленную вне земной атмосферы перпендикулярно к солнечным лучам на среднем расстоянии Земли от Солнца, наз. солнечной постоянной', она равна 1,95 кал/(см2 *мин), что соответствует потоку в 1,36 -106эрг/(см2 *сек).
Предполагают, что при максимуме солнечной активности излучение Солнца несколько увеличивается, однако, если это возрастание и существует, то оно не превышает долей процента. Радиоизлучение Солнца проходит сквозь атмосферу Земли неполностью, т. к. атмосфера Земли в радиодиапазоне прозрачна лишь для волн длиной от неск. мм до неск. м. Радиоизлучение Солнца довольно слабо, оно измеряется в единицах Ф= 10~22 ватт/(м2 · сек · гц) и меняется от единиц до десятков и сотен тысяч Ф при переходе от метрового диапазона (частоты порядка 108 гц) к миллиметровому диапазону (частоты порядка 10 " гц). Однако для земного наблюдателя Солнце, из-за его относительно небольшого расстояния от Земли, является самым мощным источником космич. радиоизлучения. Солнечное радиоизлучение состоит из теплового радиоизлучения внешних слоев атмосферы спокойного Солнца, медленно меняющейся компоненты (связанной с пятнами и факелами) и спорадич. радиоизлучения, связанного с солнечной активностью. Спорадич. радиоизлучение часто поляризовано, включает в себя шумовые бури и всплески радиоизлучения, оно интенсивней теплового и довольно быстро изменяется. Существует пять типов всплесков радиоизлучения, к-рые различаются как по ча-стОтному составу, так и по характеру зависимости изменений интенсивности от времени. Большинство всплесков сопровождают солнечные вспышки. Коротковолновое излучение Солнца полностью поглощается земной атмосферой; сведения о нём получены с помощью аппаратуры, установленной на геофизич. ракетах, искусств, спутниках Земли и космич. зондах. Непрерывный спекто Солнца резко ослабевает ок. 2085 А, в области 1550 А исчезают фраунгоферовы линии и, хотя непрерывный спектр можно проследить до 1000 А, далее 1500 А спектр состоит в основном из линий излучения (линий водорода, ионизованного гелия, многократно ионизованных атомов углерода, кислорода, магния и др.). Всего в ультрафиолетовой части спектра имеется более 200 линий излучения; наиболее сильна резонансная линия водорода (L0) с длиной волны 1216 А. У орбиты Земли поток коротковолнового излучения от всего солнечного диска составляет 3-6 эрг/ (см2 *сек). Рентгеновское излучение Солнца (длины волн от 100 до 1 А) состоит из сплошного излучения и излучения в отд. линиях. Интенсивность его сильно меняется с солнечной активностью [от 0,13 эрг/(см2 *сек) до 1 эрг/(см2 *сек) у орбиты Земли] и в годы максимума солнечной активности спектр рентгеновского излучения становится более жёстким. Во время солнечных вспышек рентгеновское излучение Солнца усиливается в десятки раз. Возрастает и его жёсткость. Хотя ультрафиолетовое и рентгеновское излучения Солнца несут сравнительно немного энергии - менее 15 эрг/(см2 *сек) вблизи орбиты Земли, это излучение очень сильно влияет на состояние верхних слоев земной атмосферы. Обнаружено также солнечное гамма-излучение, но оно изучено ещё недостаточно.
Лит.: Космическая астрофизика, пер. с англ., M., 1962; Ультрафиолетовое излучение Солнца и межпланетная среда. Сб. ст., пер. с англ., M., 1962; Ш к л о вс кий И. С., Физика солнечной короны,
2 изд., М., 1962; Солнечные корпускулярные потоки и их взаимодействие с магнитным полем Земли. Сб. ст., пер. с англ., M., 1962; Макарова E. A., X а р и т о н о в А. В., Распределение энергии в спектре Солнца и солнечная постоянная, M., 1972. См. также лит при ст. Солнце. Э E. Дубов.
СОЛНЕЧНАЯ СИСТЕМА, система небесных тел (Солнце, планеты, спутники планет, кометы, метеорные тела, космическая пыль), двигающихся в области преобладающего гравитационного влияния Солнца. Наблюдаемые размеры С. с. определяются орбитой Плутона (ок. 40 а. е.). Однако сфера, в пределах к-рой возможно устойчивое движение небесных тел вокруг Солнца, простирается почти до ближайших звезд (230000 а. е.). Информацию о далекой внеш. области С. с. получают при наблюдениях приближающихся к Солнцу долгопериодич. комет и при изучении космич. пыли, заполняющей всю С. с. Общая структура С. с. была раскрыта H. Коперником (сер. 16 в.), к-рый обосновал представление о движении Земли и др. планет вокруг Солнца. Гелиоцентрич. система Коперника впервые дала возможность определить относительные расстояния планет от Солнца, а следовательно, и от Земли. И. Кеплер открыл (нач. 17 в.) законы движения планет, а И. Ньютон сформулировал (кон. 17 в.) закон всемирного тяготения. Эти законы легли в основу небесной механики, исследующей движение тел С. с. Изучение физич. характеристик космич. тел, входящих в С. с., стало возможным только после изобретения Г. Галилеем телескопа: в 1609 Галилей впервые направил изготовленный им маленький телескоп на Луну, Венеру, Юпитер и Сатурн и сделал ряд поразительных для его эпохи открытий (см. Астрономия). Наблюдая солнечные пятна, Галилей обнаружил вращение Солнца вокруг своей оси.
По физич. характеристикам большие планеты разделяются на внутренние (Меркурий, Венера, Земля, Марс) и внешние планеты-гиганты (Юпитер, Сатурн, Уран, Нептун). Физические характеристики Плутона качественно отличны от характеристик планет-гигантов, и потому он не может быть отнесён к их числу.
Обширная программа наблюдений, выполненная в 1963 амер. астрономом К. Томбо для поиска планет, находящихся за пределами орбиты Плутона, не дала положительных результатов. В табл. приведены оскулирующие элементы орбит (см Орбиты небесных тел) больших планет (по Остервинтеру и Когену, США, 1972). Орбиты больших планет мало наклонены друг к другу и к фундаментальной плоскости С. с. (т. н. Лапласа неизменяемой плоскости).
Ок. 90% естеств. спутников планет группируется вокруг внеш. планет, причем Юпитер и Сатурн сами представляют системы, подобные С. с. в миниатюре. Нек-рые спутники имеют весьма большие размеры; так, спутник Юпитера Ганпмед по размерам превосходит планету Меркурий. Сатурн, кроме десяти спутников, обладает системой колец, состоящих из большого количества мелких тел, движение к-рых соответствует законам Кеплера; по сути дела эти тела представляют собой также спутники Сатурна. Радиус внеш. кольца составляет 2,3 радиуса Сатурна, т. е. кольца расположены внутри Роша предела.
Схематический план Солнечной системы.
К 1976 вычислены точные орбиты свыше 2 тыс. малых планет; их орбиты расположены главным образом между орбитами Марса и Юпитера. Орбиты малых планет по форме и положению могут существенно отличаться от орбит больших планет; в частности, их наклоны к плоскости эклиптики достигают 52°, а эксцентриситеты 0,83. Вследствие больших эксцентриситетов нек-рые планеты приближаются к Солнцу ближе Меркурия и удаляются от него на расстояние орбиты Сатурна. Общее число малых планет, доступных совр. телескопам, оценивается в 40 000.
Сравнительные размеры Солнца н планет
Движение (и вращение вокруг осей) планет и их спутников, рассматриваемое с Сев. полюса мира, происходит против часовой стрелки (прямое движение). Исключение представляют вращение Венеры и Урана и обратное движение нек-рых спутников вокруг планет. Расстояния между орбитами больших планет описываются эмпирическим Тициуса - Боде правилом.
Кометы по внеш. виду, размерам и характеристикам своих орбит резко отличаются от др. тел С. с. Периоды обращения комет могут достигать неск. млн. лет, причем в афелии такие кометы приближаются к границам С. с., испытывая гравитац. возмущения от ближайших звёзд. Орбиты комет имеют любые наклоны от 0° до 180°. Общее количество комет оценивается сотнями млрд.
Метеорные тела (см. Метеоры) и космическая пыль заполняют все пространство С. с. На движение космич. пыли влияет не только притяжение Солнца и планет, но и солнечная радиация, а на движение электрически заряженных частиц- также и магнитные поля Солнца и планет. Внутри орбиты Земли плотность космич. пыли возрастает, и она образует облако, окружающее Солнце, видимое с Земли как зодиакальный свет.
Вопрос об устойчивости С. с. тесно связан с наличием вековых членов (см. Возмущения небесных тел) в больших полуосях, эксцентриситетах и наклонах планетных орбит. Однако классич. методы небесной механики не учитывают малые диссипативные факторы (напр., непрерывную потерю Солнцем его массы), к-рые могут играть существ, роль в эволюции Солнечной системы в больших интервалах времени. С. с. участвует во вращении Галактики, двигаясь по приблизительно круговой орбите со скоростью ок. 250 км/сек. Период обращения С. с. вокруг центра Галактики определяется в ок. 200 млн. лет. Вопрос о происхождении С. с. является одним из важнейших вопросов совр. естествознания (см. Космогония). Решение этого вопроса осложняется тем, что С. с. известна нам в единств, экземпляре. Предположения о существовании тёмных спутников планетных размеров у ближайших звезд весьма вероятны, но пока не получили окончат, подтверждения. Возраст С. с. оценивается в 5 млрд. лет.
Космич. эра открыла перед астрономией совершенно новые перспективы в изучении С. с. Сов. и амер. космические зонды интенсивно исследуют внутр. планеты С. с. Сов. космич. зонды совершили мягкую посадку на Луну, Венеру, Марс. П |
