НОВОСТИ    БИБЛИОТЕКА    ССЫЛКИ    КАРТА САЙТА    О САЙТЕ







предыдущая главасодержаниеследующая глава

Введение

Ближайшая к нам звезда - Солнце - центр нашей планетной системы и источник почти всех видов энергии на Земле.

Каково оно и что на нем можно увидеть? Солнце - это раскаленный газовый шар диаметром 1 миллион 392 тысячи километров, состоящий на 80% из водорода. В центральных частях Солнца протекают ядерные реакции. За счет выделяющейся при этом энергии Солнце светит уже более 5 миллиардов лет и будет светить еще в несколько раз дольше. Газ на Солнце находится в особом состоянии - в виде плазмы, когда электроны не связаны с ядрами атомов. Температура внутри Солнца около 15 миллионов Кельвинов, а на видимой нам поверхности - около 6000 Кельвинов.

По современным представлениям в центральной зоне Солнца энергия переносится к наружным его частям путем лучеиспускания. Во внешней зоне, протяженностью около одной трети радиуса, энергия переносится наружу за счет перемещения отдельных масс вещества. Эта часть Солнца называется конвективной зоной. Самая внешняя часть Солнца, его атмосфера, состоит из фотосферы, хромосферы и короны.

Поскольку Солнце находится от нас на расстоянии 150 миллионов километров, мы видим его диск (диаметр 1 390 000 км) под углом 1920" (секунд дуги) или 32' (минуты дуги). Отсюда легко получить, сколько километров в центральной части диска Солнца составляет 1":

1 390 000: 1920 = 724,5 км.

Стоит запомнить хотя бы приближенные значения нескольких величин:

Диаметр Солнца (км)D= 1,4*106 км

Диаметр Солнца (секунды дуги) D = 2000"

В центре диска Солнца 1" соответствует ∼700 км

Всю информацию о физическом состоянии вещества на Солнце мы получаем из его излучения. Разложив солнечный свет в спектр, ученые обнаружили, что он состоит из яркого непрерывного спектра, в котором цвета переходят от фиолетового к красному (как в радуге). На этом ярком фоне видны темные линии поглощения. Каждая такая линия принадлежит спектру какого-либо химического элемента.

Когда мы смотрим на Солнце невооруженным глазом, мы видим нижний слой его атмосферы - фотосферу. Толщина этого слоя всего около 300 км, но почти все видимое излучение Солнца исходит именно из него. О том, что происходит в более глубоких слоях Солнца, мы можем судить только по откликам этих явлений в фотосфере и более высоких слоях атмосферы - хромосфере и короне.

Если наблюдать Солнце в телескоп, то видно, что поверхность Солнца покрыта яркими зернами, разделенными более темными промежутками. Эти зерна называются гранулами, а все явление - грануляцией. Яркость поверхности Солнца неодинакова: в центре Солнца она максимальна, а к краям постепенно снижается. Это явление называется потемнением Солнца к краю.

На более темном фоне краевых зон Солнца часто видны светлые образования. При внимательном рассмотрении можно заметить, что они состоят из отдельных светлых волокон и точек. Это факелы. Температура их на 100-300 выше температуры окружающей фотосферы. Факелы существуют в любых частях Солнца, но из-за небольшой разницы в яркости в центре они не видны.

Самые заметные образования в фотосфере - это солнечные пятна. Они значительно темнее фотосферы. Более крупные пятна состоят из тени и окружающей ее более светлой полутени. Возникает пятно сначала в виде маленькой темной точки поры. Таких пор на Солнце появляется очень много. В начале их трудно отличить от темного промежутка между гранулами. Большинство пор, прожив несколько часов, исчезает, но некоторые быстро растут, у них возникает полутень, и пора превращается в пятно. Часто пятна объединены в группы солнечных пятен. Пониженная яркость пятен объясняется их низкой температурой (на 2-3 тысячи Кельвинов ниже температуры фотосферы). Но самое замечательное свойство пятен - это их магнитное поле. Можно сказать, что пятна это выход в фотосферу из более глубоких слоев трубок магнитного поля - полюсов магнита. Напряженность магнитного поля в пятнах 2-3 тысячи эрстед.

Итак, наблюдая Солнце в телескоп без дополнительных приборов и фильтров, или, как говорят астрономы, в белом свете, мы можем увидеть три типа солнечных образований в фотосфере: грануляцию, факелы и солнечные пятна.

Слабое представление о том, как они выглядят, дают рис. I, а, II, а (Солнце в белом свете) и III, левый (пятна, грануляция и факелы вблизи края диска). (Часть рисунков в книге выделена в отдельную тетрадь с нумерацией римскими числами).

Над фотосферой расположена хромосфера. Ее протяженность по высоте около 10 тысяч километров. Яркость хромосферы в белом свете, определяемая в основном излучением непрерывного спектра, в 1000 раз меньше яркости фотосферы. Поэтому в обычных условиях хромосфера не видна ни простым глазом, ни в телескоп. Излучение хромосферы сосредоточено в основном в отдельных спектральных линиях. В некоторых из них хромосфера излучает много больше, чем фотосфера. Поэтому, если свет Солнца пропустить через фильтр с очень узкой спектральной полосой пропускания, г. е. пропускающий свет только одной спектральной линии, мы увидим солнечную хромосферу. В видимой области спектра наиболее удобной линией для таких наблюдений является линия водорода в красной части спектра. Ее обозначают Нааааа. Длина волны линии Нα 6562,8 Å (ангстрема)*.

* (1 Å =10-8 см. )

Вид Солнца через фильтр На существенно отличается от его вида в белом свете. Сравнение рис. I, а (Солнце в белом свете) и рис. I,б (снимок Солнца в линии Hааа, полученный в тот же день) демонстрирует это различие. На уровне хромосферы вся поверхность Солнца занята более крупными, чем гранулы, яркими точками, темными и яркими волоконцами. Эти мелкие детали могут быть частями ячеек более крупной хромосферной сетки. Большинство мелких и часть средних пятен не видны в хромосфере. На их месте и вокруг них видны яркие области - флоккулы, являющиеся продолжением факелов в хромосфере. Часто на диске можно наблюдать протяженные темные образования - волокна. Над краем Солнца бывают видны протуберанцы - фонтаны светящегося вещества самых разных форм, от одиночной петли, вдоль которой движутся отдельные сгустки, до ажурных "деревьев", не меняющихся многие часы. Все перечисленные образования можно видеть на рис. III, IV, V и VIII.

Волокна - это протуберанцы, видимые в проекции на солнечный диск. Они рассеивают часть падающею на них снизу излучения и поэтому видны как темные образования. Когда же такое волокно выходит на край Солнца, то на фоне неба его излучения обычно достаточно, чтобы мы видели его ярким.

Самое интересное, но и достаточно редкое явление, которое можно наблюдать в хромосфере - это солнечные вспышки - мощные взрывы, охватывающие большой объем атмосферы Солнца. Наиболее сильные вспышки затрагивают все слои атмосферы от фотосферы до короны. Влияние их сказывается и на Земле.

В хромосфере вспышка начинается с повышения яркости отдельных деталей флоккула или узелка на границе ячейки хромосферной сетки. Затем яркое свечение заливает соседние области. Иногда вспышка развивается в виде двух почти параллельных ярких лент. Из области вспышки вылетают темные и яркие выбросы, окружающие волокна меняют свою форму или совсем исчезают, иногда восстанавливаясь после вспышки почти на том же месте. Вид одной вспышки в На показан на рис. VI.

Кончая этот краткий обзор явлений в хромосфере повторим: наблюдая хромосферу Солнца в линии Наа мы видим хромосферную сетку, флоккулы, волокна, протуберанцы и вспышки.

Солнечная корона в 1000 раз слабее хромосферы и в 1 000 000 раз слабее фотосферы. Увидеть ее внешние части можно в момент полного солнечного затмения, когда Луна закрывает фотосферу Солнца. В это время видны яркий ободок хромосферы и жемчужная, причудливой формы солнечная корона, простирающаяся на расстояние до 10 радиусов Солнца. Две фотографии короны, полученные при разных затмениях, показаны на рис. VII. Внутренние, более яркие, части короны (до нескольких десятых радиуса Солнца) можно наблюдать с Земли и без затмения. Для этого надо подняться высоко в горы, где яркость неба значительно меньше, чем на уровне моря. Именно рассеянный свет неба не позволяет наблюдать корону на малых высотах. Здесь он в 1000 раз ярче, чем корона. Но даже высоко в горах надо иметь специальный телескоп, который бы позволил создать искусственно солнечное затмение. Необходимое требование к такому телескопу - минимальное рассеяние солнечного света внутри него.

Наблюдения короны вне и во время солнечных затмений, а в последнее время и наблюдения из космоса в разных областях спектра позволили многое узнать о короне. Ее структуры - лучи, дуги, шлемы вытягиваются на громадные расстояния. В нижней короне вспыхивают солнечные вспышки. Мощные выбросы - корональные транзиенты - летят от Солнца. Потоки плазмы постоянно протекают через корону и пронизывают практически всю планетную систему. Это солнечный ветер.

Здесь кратко перечислены те образования, которые можно наблюдать на Солнце. Регистрируя излучение этих образований с помощью различных приборов, можно узнать их температуру, плотность, магнитное поле, скорости движения, характер развития.

Несмотря на большие успехи современной астрофизики. Солнце не раскрыло еще всех своих секретов, так что поле деятельности и для специалистов, и для любителей астрономии поистине неограниченное.

предыдущая главасодержаниеследующая глава







© Злыгостев Алексей Сергеевич, подборка материалов, оцифровка, статьи, оформление, разработка ПО 2001-2019
При копировании материалов проекта обязательно ставить активную ссылку на страницу источник:
http://12apr.su/ 'Библиотека по астрономии и космонавтике'

Рейтинг@Mail.ru Rambler s Top100