В 1979 г. в США были опубликованы данные о детальном изучении процессов на Солнце и солнечной активности американскими космонавтами с 14 мая 1973 г. по 8 февраля 1974 г. на космическом корабле Скайлеб. Эти исследования проводились с помощью различных телескопов в интервале длин волн от 2 до 7000 А в период минимума солнечной активности. Специальное оборудование позволило изучать процессы в солнечной короне, хромосфере, фотосфере и в переходном слое между хромосферой и короной.
Согласно современным представлениям, температура поверхности фотосферы достигает порядка 6050 К, повышаясь к центру Солнца до 15 млн. К. Температура в хромосфере, толщина которой порядка 2 тыс. км, сначала несколько падает в нижнем слое до 4300 К, а затем растет. В переходном слое толщиной несколько сот километров температура резко растет, достигая в короне нескольких миллионов градусов. Во время вспышек солнечной активности высота хромосферы может подниматься на 1516 тыс. км в сторону короны.
Проведенные наблюдения показали, что даже в период минимума солнечных пятен в 11-летнем цикле было зарегистрировано очень много проявлений солнечной активности, особенно в конце мая-июне, в августе-сентябре, ноябре-декабре 1973 г. и январе 1974 г. В атмосфере Солнца (в хромосфере и короне) были зарегистрированы активные зоны, размеры которых сопоставимы с площадью поверхности Земли. Температура в этих зонах на несколько миллионов градусов выше, чем в окружающих районах.
Очень сильно менялось магнитное поле. Достаточно, например, сравнить: магнитное поле Земли у полюса составляет 0,7 Гс, а вблизи экватора 0,3 Гс, в среднем для Солнца от 1 Гс в зоне полюсов до 2025 и даже 200 Гс в хромосфере. Магнитное поле солнечных пятен, по размерам соизмеримых с Землей, 3 тыс. Гс. Со Скайлеба были зарегистрированы исключительно интенсивные процессы на Солнце
во всех участках исследуемого спектра.
Масса главная характеристика планеты. Массой и размерами прежде всего определяется гравитационное поле. Именно оно характеризует способность планеты удерживать газовую оболочку и в некоторой мере влиять на газовый состав атмосферы. Чем больше масса планеты, тем легче ей удерживать газовую оболочку. Чем меньше масса планеты, тем труднее удержать атмосферу, особенно легкие газы. Так, например, Земля и Луна находятся примерно на одном расстоянии от Солнца, но на Луне нет атмосферы, а на Земле есть.
На гравитационное поле также воздействует угловая скорость вращения Земли, которая создает центробежные силы и несколько уменьшает гравитационное поле. Эта поправка зависит от широты. На полюсе она равна нулю, у экватора достигает максимума порядка 0,35%. В связи с этим ускорение силы тяжести равно 9,83 см/с2 у полюсов и 9,78 см/с2 у экватора.
Если бы Земля имела большую массу, то ее атмосфера (при той же массе) была бы более тонкая и более плотная, что существенно отразилось бы на характере протекающих процессов и климате.
Угловая скорость вращения Земли оказывает решающее влияние на циркуляцию атмосферы и океана. Благодаря неравномерному нагреву экваториальных и полярных районов происходит расширение и поднятие атмосферы в низких широтах. За счет этого создается перепад давления и возникает меридиональная циркуляция, направленная к полюсам. Как только начинается движение, отклоняющая сила вращения Земли отклоняет поток вправо в северном и влево в южном полушариях. В результате устанавливается преобладающая зональная циркуляция атмосферы, направленная с запада на восток. Этим в основном и определяется зональность климата, скорость распределения длинных и ультрадлинных волн, формирование струйных течений с инерционно-сдвиговыми (разрывными) волнами, пассатная циркуляция, циркуляция Мирового океана и др.
Расчеты показывают, что в далеком прошлом скорость вращения Земли была больше, а зональность климата ярче выражена, чем сейчас. Зафиксированы и более короткопериодные изменения скорости вращения Земли с периодами в несколько месяцев. Одни ученые объясняют это влиянием циркуляции атмосферы, другие относят за счет внешних сил.
Рост скорости вращения Земли должен увеличивать зональность климата, т. е. контрасты температуры между высокими и низкими широтами. Однако при этом усиливается интенсивность и волновых процессов, которые способствуют выравниванию междуширотных контрастов. Эффект выравнивания междуширотных контрастов на Земле, где имеются океаны, и, например, на Марсе, где подстилающая поверхность практически однородна, не одинаков. В результате зональность циркуляции на Марсе выражена более четко, чем на Земле.
Наличие континентов и океанов на Земле, обладающих различными тепловыми свойствами, приводит к резким различиям климата вдоль одной и той же широтной зоны, чего не было бы при отсутствии океанов.
Если осреднить температуры для каждой широты и месяца, а затем построить карты, на которых нанесены изоаномалы температуры воздуха, т. е. отклонения средней температуры данного месяца в данной точке от средней температуры этого месяца на соответствующей широте, картина получается весьма пестрая. Такой метод анализа впервые был предложен и проведен академиком В. В. Шулейкиным. Так, для января в районе Северной Атлантики будет зафиксирована изоаномала 24°, а в районе Верхоянска 20° С. Над Тихим океаном проходит изоаномала 12°, а над Северной Америкой 14° С. Это означает, что средние температуры января на одной и той же широте в Северной Атлантике и Верхоянске различаются на 44° С. Такие контрасты определяют существенно различный климат морских акваторий и континентов, пограничных зон и др. Они накладывают отпечаток и на общую циркуляцию атмосферы, в частности определяют муссонную. В результате если бы на Марсе, например, увеличение скорости вращения за счет каких-то внешних причин привело бы к увеличению интенсивности зональной циркуляции, ослаблению междуширотного обмена и четко выраженной междуширотной контрастности климата, то на Земле при наличии океанов картина была бы совершенно иная. Увеличение зональности привело