Земне життя зобов'язане своїм походженням небесному світилу. Воно гріє і висвітлює все, що знаходиться на поверхні нашої планети. Недарма поклоніння Сонцю і уявлення його як великого небесного бога знайшло свій відбиток у культах первісних народів, які населяли Землю.
Минуло століття, тисячоліття, але важливість його в житті людини тільки зросла. Усі ми – діти Сонця.
Що являє собою Сонце?
Зірка з Галактики Чумацький Шлях геометричною формою, Що представляє величезний, розпечений, газоподібний шар, постійно випромінює потоки енергії. Єдине джерело світла та тепла у нашій зоряно-планетарній системі. Зараз Сонце перебуває у віці жовтого карлика, згідно із загальноприйнятою класифікацією типів світил всесвіту.
Характеристики Сонця
Сонце має такі параметри:
- Вік -4,57 мільярда років;
- Відстань до Землі: 149 600 000 км
- Маса: 332 982 мас Землі (1,9891·10³⁰ кг);
- Середня щільність – 1,41 г/см³ (вона збільшується у 100 разів від периферії до центру);
- Орбітальна швидкість Сонця дорівнює 217 км/с;
- Швидкість обертання 1,997 км/с
- Радіус: 695–696 тис. км;
- Температура: від 5778 К на поверхні до 15 700 000 К в ядрі;
- Температура корони: ~1500000 К;
- Сонце стабільне у своїй яскравості, воно знаходиться у 15% найяскравіших зірок нашої Галактики. Випромінює менше ультрафіолетових променів, але має більшу масу в порівнянні з аналогічними зірками.
З чого складається Сонце?
По своєму хімічним складомнаше світило нічим не відрізняється від інших зірок і містить: 74,5% - водню (від маси), 24,6% - гелію, менше 1% - інших речовин (азот, кисень, вуглець, нікель, залізо, кремній, хром, магній та інші речовини). Усередині ядра йдуть безперервні ядерні реакції, що перетворюють водень на гелій. Абсолютна більшість маси Сонячної системи – 99,87% належить Сонцю.
Корона становить зовнішню атмосферу Сонця, переходячи у зовнішніх частинах своїх у міжпланетне середовище. Зовні вона виглядає як срібло виснажене сяйво навколо Сонця. У ній багато деталей – промені, пір'я, опахала, арки тощо. У роки максимуму сонячних плям корона оточує все Сонце досить симетричним чином і має загалом «розпатланий» вигляд (рис. 27). У роки мінімуму плям вона стиснута біля полюсів і витягнута вздовж екватора (мал. 28). Таким чином, певною мірою корона є продуктом сонячної активності.
Сонячна корона там, де вона стикається з хромосферою, незрівнянно яскравіша, ніж, скажімо, на відстані 10-12 від сонячного краю, і далі її яскравість продовжує зменшуватися з висотою, але дуже повільно, тому вона простежується на хороших фотографіях до відстаней від краю Сонце досягає декількох сонячних радіусів.
(Клацніть для перегляду скана)
Межа тут кладе яскравість фону неба, що досягає високого рівня навіть під час тривалих затемнень. Фотографії, отримані під час затемнень з високих гір і висотних літаків, показують простягання корони на десяток і більше градусів від Сонця, де корона непомітно зливається з явищем зодіакального світла (див. Розділ IX, § 39). Інтегральний блиск корони становить лише одну мільйонну блиску Сонця (від до ). Навіть найяскравіші її частини раніше були недоступні спостереженням поза затемненнями.
Рис. 29. Тонка структура внутрішньої корони. Фотографію отримано поза затемненням з коронографом Ліо у світлі зеленої корональної лінії
У спектральному відношенні сонячна корона містить три складові: L, К і F, L - емісійна компонента, що складається з двох-трьох десятків яскравих ліній, що сягають висоти близько 9. Ці лінії видно на тлі К-складової - безперервного спектру. На висоті близько 3 від краю Сонця до К-спектру починає домішуватися в невеликій кількості F-складова, тобто фраунгоферовспектр, що якісно нічим не відрізняється від спектра сонячної фотосфери. F-спектр дуже добре помітний вже на висоті 10 де закінчується L-спектр, і цю висоту вважають кордоном внутрішньої корони (рис. 29). Вище лежить зовнішня корона, спектр якої на висоті 20 і більше складається з F-компоненти. Інтегральний блиск F-компоненти становить близько блиску Сонця.
Світло внутрішньої корони помітно поляризоване. Після висоти над краєм 10 поляризація, досягнувши значення близько 45%, швидко падає.
Можна вважати, що поляризована К-компонента, а F-компонента – ні. Поляризація така, що електричний вектор поляризованої складової світла перпендикулярний до радіуса-вектора (в картинній площині), що виходить із центру Сонця.
Тривалість спостережень сонячної корони під час затемнення вздовж усієї смуги повної фази зазвичай становить 2-3 години. За цей час у короні виявляються лише незначні рухи. Але якщо корону систематично спостерігати поза затемненнями на коронографі Ліо, неважко помітити зміни в короні від дня до іншого. Повторення форми ізофот L-корони у світлі тієї чи іншої лінії, а також підвищення її випромінювання, що стійко повторюється, приблизно через два тижні (ізофоти, що були на одному краю, переносяться на інший край Сондця) і через чотири тижні (ізофоти повторюються на даному краю) дозволило встановити з повною впевненістю факт обертання корони і знайти період її обертання - він збігся з періодом обертання Сонця, що виводиться по сонячних плямах і смолоскипах. Корональні утворення, плями та смолоскипи нерозривно пов'язані між собою.
Затемнення відносяться до найбільш видовищних астрономічних явищ. Проте, жодні технічні засоби не можуть повною мірою передати відчуття, що виникають при цьому у спостерігача. І все-таки через недосконалість людського ока йому видно далеко не все відразу. Деталі цієї чудової картини, що вислизають від погляду, здатна виявити і відобразити тільки спеціальна техніка фотографування та обробки сигналів. Розмаїття затемнень далеко ще не вичерпується явищами у системі Сонце-Земля-Луна. Щодо близько розташовані космічні тіла регулярно відкидають одне на одного тіні (потрібно лише, щоб неподалік було якесь потужне джерело світлового випромінювання). Спостерігаючи за цим космічним театром тіней, астрономи отримують безліч цікавих відомостей про будову Всесвіту. Фото В'ячеслав Хондирєв
На болгарському курорті Шабла 11 серпня 1999 був звичайнісінький літній день. Синє небо, золотий пісок, тепле лагідне море. Але на пляжі ніхто не заходив у воду – публіка готувалася до спостережень. Саме тут стокілометрова пляма місячної тіні мала перетнути берег Чорного моря, а тривалість повної фази, згідно з розрахунками, досягала 3 хвилин 20 секунд. Чудова погода цілком відповідала багаторічним даним, але всі з тривогою поглядали на хмару, що висіла над горами.
Насправді затемнення вже йшло, просто його приватні фази мало кого цікавили. Інша річ – повна фаза, до початку якої залишалося ще півгодини. Нова цифрова дзеркалка, спеціально куплена для цього випадку, стояла в повній готовності. Все продумано до дрібниць, кожен рух відрепетировано десятки разів. Погода зіпсуватися вже не встигне, і все ж таки занепокоєння чомусь наростало. Може, річ у тому, що світла помітно поменшало і різко похолодало? Але так і має бути із наближенням повної фази. Втім, птахам цього не зрозуміти — усі здатні літати пернаті піднялися в повітря і з вигуками виписували круги над нашими головами. З моря завіяв вітер. З кожною хвилиною він міцнів, і важка фотокамера починала тремтіти на штативі, який ще недавно здавався таким надійним.
Робити нічого — за кілька хвилин до розрахункового моменту, ризикуючи все зіпсувати, я спустився з піщаного пагорба до його підніжжя, де кущі гасили вітер. Декілька рухів, і буквально в останній момент техніка знову налаштована. Але що за шум? Брехають і виють собаки, бліють вівці. Здається, всі тварини, які здатні видавати звуки, роблять це як востаннє! Світло тьмяніє з кожною секундою. Птахів у потемнілому небі вже не видно. Все разом стихає. Ниткоподібний сонячний серпик висвітлює морський берег не яскравіше, ніж повний Місяць. Раптом і він гасне. Хто стежив за ним в останні секунди без темного фільтра, у перші миті, напевно, нічого не бачить.Моє метушливе хвилювання змінилося справжнім шоком: затемнення, про яке я мріяв все життя, вже почалося, летять дорогоцінні секунди, а я навіть не можу підвести голову і насолодитися рідкісним видовищем — фотографування насамперед! По кожному натисканню кнопки камера автоматично робить серію з дев'яти знімків (у режимі «брекетинг»). Ще одну. Ще і ще. Поки камера клацає затвором, все ж таки наважуюсь відірватися і поглянути на корону в бінокль. Від чорного Місяця на всі боки розбрелося безліч довгих променів, утворюючи перлинну корону з жовтувато-кремовим відтінком, а біля самого краю диска спалахують яскраво-рожеві протуберанці. Один із них незвичайно далеко відлетів від краю Місяця. Розходячись у сторони, промені корони поступово бліднуть і зливаються з темно-синім тлом неба. Ефект присутності такий, ніби не на піску стою, а лечу у небі. А час наче зник.
Раптом по очах вдарило яскраве світло — це виплив із Місяця краєчок Сонця. Як швидко все скінчилося! Протуберанці та промені корони видно ще кілька секунд, і зйомка продовжується до останнього. Програму виконано! Через кілька хвилин знову розгорається день. Птахи одразу забули переляк від позачергової ночі. Але моя пам'ять вже багато років зберігає відчуття абсолютної краси та величі космосу, почуття причетності до його таємниць.
Як уперше виміряли швидкість світлаЗатемнення відбуваються не тільки в системі Сонце-Земля-Місяць. Наприклад, чотири найбільші супутники Юпітера, відкриті ще Галілео Галілеєм у 1610 році, зіграли важливу роль у розвитку мореплавання. У ту епоху, коли ще не було точних морських хронометрів, по них можна було далеко від рідних берегів дізнаватися грінвічський час, необхідний визначення довготи судна. Затьмарення супутників у системі Юпітера відбуваються майже щоночі, коли то один, то інший супутник входить у тінь, яку Юпітер відкидає, або ховається від нашого погляду за диском самої планети. Знаючи з морського альманаху попередньо обчислені моменти цих явищ і порівнюючи їх із місцевим часом, одержуваним з елементарних астрономічних спостережень, можна визначити свою довготу. У 1676 році датський астроном Оле Крістенсен Ремер зауважив, що затемнення супутників Юпітера трохи відхиляються від передрахованих моментів. Юпітеріанський годинник то йшов уперед на вісім з невеликим хвилин, то потім, через півроку, на стільки ж відставав. Ремер зіставив ці коливання зі становищем Юпітера щодо Землі і дійшов висновку, що вся справа у затримці поширення світла: коли Земля ближче до Юпітера, затемнення його супутників спостерігаються раніше, коли далі пізніше. Різниця, що становила 16,6 хвилин, відповідала часу, за який світло проходив діаметр земної орбіти. Так Ромер уперше виміряв швидкість світла.
Зустрічі у небесних вузлах
За дивним збігом видимі розміри Місяця та Сонця майже однакові. Завдяки цьому в рідкісні хвилини повних сонячних затемнень можна побачити протуберанці і сонячну корону — зовнішні плазмові структури сонячної атмосфери, що постійно «відлітають» у відкритий космос. Не будь у Землі такого великого супутника, до певного часу ніхто б і не здогадався про їхнє існування.
Видимі шляхи по небу Сонця і Місяця перетинаються у двох точках - вузлах, через які Сонце проходить приблизно раз на півроку. Саме в цей час і стають можливі затемнення. Коли Місяць зустрічається із Сонцем в одному з вузлів, настає сонячне затемнення: вершина конуса місячної тіні, упираючись у поверхню Землі, утворює овальну тіньову пляму, яка з великою швидкістю зміщується по земній поверхні. Тільки люди, які в нього потрапили, побачать місячний диск, що повністю перекриває сонячний. Для спостерігача смуги повної фази затемнення буде приватним. Причому вдалині його можна навіть не помітити, адже коли закрито менше 80—90% сонячного диска, зменшення освітленості майже невідчутне для ока.
Ширина смуги повної фази залежить від відстані до Місяця, яка через еліптичність її орбіти змінюється від 363 до 405 тисяч кілометрів. При максимальній відстані конус місячної тіні трохи не дотягується до Землі. В цьому випадку видимі розміри Місяця виявляються трохи меншими за Сонце і замість повного затемнення відбувається кільцеподібне: навіть у максимальній фазі навколо Місяця залишається яскравий обідок сонячної фотосфери, що заважає побачити корону. Астрономів, зрозуміло, насамперед цікавлять повні затемнення, у яких небо темніє настільки, що можна спостерігати променисту корону.
Місячні затемнення (з погляду гіпотетичного спостерігача на Місяці вони будуть, зрозуміло, сонячними) відбуваються під час повні, коли наш природний супутник проходить вузол, протилежний тому, де знаходиться Сонце, і потрапляє в конус тіні, що відкидається Землею. Всередині тіні немає прямих сонячних променів, але світло, що переломилося в земній атмосфері, все ж таки потрапляє на поверхню Місяця. Зазвичай він забарвлює її в червоний (а іноді буро-зелений) колір через те, що в повітрі довгохвильове (червоне) випромінювання поглинається менше, ніж короткохвильове (синє). Можна уявити собі, який жах наводив на первісну людину червоний диск Місяця, що раптово затьмарився зловісно! Що вже казати про сонячні затемнення, коли з неба раптом починало зникати денне світило — головне божество для багатьох народів?
Не дивно, що пошук закономірностей у порядку затемнень став одним із перших складних астрономічних завдань. Ассирійські клинописні таблички, що належать до 1400-900 років до н. е., містять дані про систематичні спостереження затемнень в епоху вавилонських царів, а також згадка про чудовий період 65851/3 діб (сарос), протягом якого повторюється послідовність місячних і сонячних затемнень. Греки пішли ще далі - за формою тіні, що наповзає на Місяць, вони зробили висновок про кулястість Землі і про те, що Сонце набагато перевершує її за розмірами.
Як визначають маси інших зірок
Олександр Сергєєв
Шість сотень «вихідників»
З віддаленням від Сонця зовнішня корона поступово тьмяніє. Там, де на фотознімках вона зливається з фоном неба, її яскравість у мільйон разів менша від яскравості протуберанців і навколишньої внутрішньої корони. На перший погляд неможливо сфотографувати корону на всьому її протязі від краю сонячного диска до злиття з фоном неба, адже добре відомо, що динамічний діапазон фотографічних матриць та емульсій у тисячі разів менший. Але знімки, якими ілюстровано цю статтю, доводять протилежне. Завдання має вирішення! Тільки йти до результату потрібно не безперервно, а в обхід: замість одного «ідеального» кадру потрібно зробити серію знімків з різною експозицією. Різні знімки виявлятимуть області корони, що знаходяться на різних відстанях від Сонця.
Такі знімки спочатку обробляються окремо, а потім поєднуються один з одним по деталях променів корони (по Місяцю знімки поєднувати не можна, адже вона швидко рухається щодо Сонця). Цифрова обробка фотографій не така проста, як здається. Однак наш досвід показує, що звести докупи можна будь-які знімки одного затемнення. Ширококутні з довгофокусними, з малою та великою експозицією, професійні та аматорські. У цих знімках частки праці двадцяти п'яти спостерігачів, які фотографували затемнення 2006 року в Туреччині, на Кавказі та в Астрахані.
Шість сотень вихідних знімків, зазнавши безліч перетворень, перетворилися лише на кілька окремих зображень, зате яких! Тепер на них є всі найдрібніші деталі корони та протуберанців, хромосфера Сонця та зірки до дев'ятої величини. Такі зірки навіть уночі видно лише у добрий бінокль. Промені корони "проробилися" до рекордних 13 радіусів сонячного диска. І ще колір! Все, що видно на підсумкових зображеннях, має реальне забарвлення, яке збігається з візуальними відчуттями. І досягнуто це не штучним підфарбовуванням у «Фотошопі», а за допомогою суворих математичних процедур у програмі обробки. Розмір кожного знімка наближається до гігабайта - можна зробити відбитки шириною до півтора метра без жодної втрати деталізації.
Як уточнюють орбіти астероїдів
Затменно-змінними зірками називають тісні подвійні системи, у яких дві зірки звертаються навколо загального центру мас отже орбіта повернута до нас руба. Тоді дві зірки регулярно затьмарюють одна одну, а земний спостерігач бачить періодичні зміни їх сумарного блиску. Найвідоміша затемнено-змінна зірка - Алголь (бета Персея). Період звернення у цій системі становить 2 доби 20 годин та 49 хвилин. За цей час на кривій блиску спостерігається два мінімуми. Один глибокий, коли невелика, але гаряча біла зірка Алголь А повністю ховається за тьмяним червоним гігантом Алголя B. У цей час сукупна яскравість подвійної зірки падає майже в 3 рази. Менш помітний спад блиску - на 5-6% - спостерігається, коли Алголь А проходить на фоні Алголя В і трохи послаблює його блиск. Ретельне вивчення кривої блиску дозволяє дізнатися багато важливих відомостей про зіркову систему: розміри та світність кожної з двох зірок, ступінь витягнутості їх орбіти, відхилення форми зірок від кулястої під дією приливних сил і найголовніше – маси зірок. Без цих відомостей було б важко створити та перевірити сучасну теорію будови та еволюції зірок. Зірки можуть затьмарюватися не лише зірками, а й планетами. Коли 8 червня 2004 року планета Венера пройшла диском Сонця, мало кому спало на думку говорити про затемнення, оскільки на блиску Сонця крихітна темна цятка Венери майже не позначилася. Але якби на її місці опинився газовий гігант типу Юпітера, він затулив би приблизно 1% площі сонячного диска і настільки ж знизив би його блиск. Це вже можна зареєструвати сучасними інструментами, і сьогодні вже є випадки таких спостережень. Причому деякі з них виконані аматорами астрономії. Фактично «екзопланетні» затемнення – це єдиний доступний любителям спосіб спостерігати планети в інших зірок.
Олександр Сергєєв
Панорама в місячній тіні
Незвичайна краса сонячного затемнення не вичерпується блискучою короною. Адже є ще заграва каблучка по всьому горизонту, яка створює в момент повної фази унікальне освітлення, начебто захід сонця відбувається відразу з усіх боків світу. Ось тільки мало кому вдається відірвати погляд від корони та подивитися на дивовижні кольори моря та гір. І тут на допомогу приходить панорамна фотозйомка. Декілька з'єднаних разом знімків покажуть все, що вислизнуло від погляду або не врізалося в пам'ять.
Наведений у цій статті панорамний знімок є особливим. Його охоплення по горизонту – 340 градусів (майже повне коло), а по вертикалі – майже до зеніту. Тільки на ньому ми пізніше розглянули перисті хмари, які ледь не зіпсували нам спостереження — вони завжди до зміни погоди. І справді, дощ почався вже за годину після того, як Місяць зійшов з диска Сонця. Інверсійні сліди двох літаків, що бачать на знімку, насправді не обриваються в небі, а просто йдуть у місячну тінь і через це стають невидимими. Справа на панорамі затемнення в самому розпалі, а на лівому краю знімку повна фаза щойно закінчилася.
Правіше і нижче корони розташований Меркурій - він ніколи не йде далеко від Сонця, і побачити його вдається далеко не всім. Ще нижче виблискує Венера, а з іншого боку від Сонця - Марс. Всі планети розташовані вздовж однієї лінії – екліптики – проекції на небо площині, поблизу якої звертаються всі планети. Тільки під час затемнення (і ще з космосу) можна ось так з ребра побачити нашу планетну систему, що оточує Сонце. У центральній частині панорами видно сузір'я Оріона та Возничого. Яскраві зірки Капелла та Рігель білі, а червоний надгігант Бетельгейзе та Марс вийшли помаранчевими (колір видно при збільшенні). Сотням людей, які спостерігали затемнення в березні 2006-го, тепер здається, що все це вони бачили на власні очі. Адже панорамний знімок їм допоміг — він уже виставлений в Інтернеті.
Як потрібно фотографувати?29 березня 2006 року в селищі Кемер на середземноморському узбережжі Туреччини в очікуванні початку повного затемнення досвідчені спостерігачі ділилися секретами з початківцями. Найголовніше на затемненні – не забути відкрити об'єктиви. Це не жарт, таке справді трапляється. А ще не варто дублювати одне одного, роблячи однакові кадри. Нехай кожен знімає те, що саме з його апаратурою може бути краще, ніж у інших. Для спостерігачів, озброєних камерами із ширококутною оптикою, головна мета – зовнішня корона. Потрібно постаратися зробити серію її знімків із різною витримкою. Власники телеоб'єктивів можуть отримати детальні зображення середньої корони. А якщо у вас є телескоп, то треба фотографувати область біля краю місячного диска і не витрачати дорогоцінні секунди на роботу з іншою апаратурою. І заклик тоді був почутий. А відразу після затемнення спостерігачі стали вільно обмінюватися файлами зі знімками, щоб зібрати комплект для подальшої обробки. Пізніше це спричинило створення банку оригінальних знімків затемнення 2006 року. Кожен тепер розумів, що від вихідних знімків до детального зображення всієї корони ще дуже далеко. Часи, коли будь-який різкий знімок затемнення вважався шедевром та остаточним результатом спостережень, безповоротно минули. Після повернення додому на всіх чекала робота за комп'ютером.
Активне Сонце
Сонце, як і інші схожі на нього зірки, відрізняється періодично наступаючими станами активності, коли в його атмосфері в результаті складних взаємодій плазми, що рухається, з магнітними полями виникає безліч нестійких структур. Насамперед це сонячні плями, де частина теплової енергії плазми переходить в енергію магнітного поля та в кінетичну енергію руху окремих плазмових потоків. Сонячні плями холодніші за навколишнє середовище і виглядають темними на тлі яскравішої фотосфери — шару сонячної атмосфери, з якого до нас приходить більша частина видимого світла. Навколо плям і у всій активній області атмосфера, що додатково нагрівається енергією загасаючих магнітних полів, стає яскравішим, і виникають структури, звані факелами (видні в білому світлі) і флоккулами (спостерігаються в монохроматичному світлі від окремих спектральних ліній, наприклад, водню).
Над фотосферою розташовуються більш розріджені шари сонячної атмосфери товщиною 10—20 тисяч кілометрів, які називаються хромосферою, а над нею на багато мільйонів кілометрів тягнеться корона. Над групами сонячних плям, а іноді й осторонь них часто виникають протяжні хмари — протуберанці, добре помітні під час повної фази затемнення на краю сонячного диска як яскравих рожевих дуг і викидів. Корона - сама розріджена і дуже гаряча частина атмосфери Сонця, яка ніби випаровується в навколишній простір, утворюючи безперервний потік плазми, що віддаляється від Сонця, званий сонячним вітром. Саме він надає сонячній короні променистого вигляду, що виправдовує її назву.
По руху речовини у хвостах комет з'ясувалося, що швидкість сонячного вітру поступово збільшується з віддаленням від Сонця. Відійшовши від світила однією астрономічну одиницю (величина радіусу земної орбіти), сонячний вітер «летить» зі швидкістю 300—400 км/с при концентрації частинок 1—10 протонів на кубічний сантиметр. Зустрічаючи своєму шляху перешкоди як планетних магнітосфер, потік сонячного вітру утворює ударні хвилі, які впливають атмосфери планет і міжпланетне середовище. Спостерігаючи сонячну корону, ми отримуємо інформацію про стан космічної погоди в навколишньому космічному просторі.Найпотужнішими проявами сонячної активності є плазмові вибухи, які називаються сонячними спалахами. Вони супроводжуються сильним іонізуючим випромінюванням, а також потужними викидами гарячої плазми. Проходячи через корону, потоки плазми помітно впливають її структуру. Наприклад, у ній утворюються шоломоподібні утворення, що переходять у довгі промені. По суті це витягнуті трубки магнітних полів, вздовж яких з великими швидкостями поширюються потоки заряджених частинок (в основному це енергійні протони і електрони). Фактично видима структура сонячної корони відображає інтенсивність, склад, структуру, напрямок руху та інші характеристики сонячного вітру, що постійно впливає на Землю. У моменти спалахів його швидкість може сягати 600—700, котрий іноді понад 1000 км/с.
У минулому корона спостерігалася лише під час повних сонячних затемнень та виключно поблизу Сонця. У сукупності накопичилося близько години спостережень. З винаходом позанезмінного коронографа (спеціального телескопа, в якому влаштовується штучне затемнення) стало можливим постійно стежити із Землі за внутрішніми областями корони. Також завжди можна реєструвати радіовипромінювання корони, причому навіть крізь хмари і великі відстані від Сонця. Але в оптичному діапазоні зовнішні області корони, як і раніше, видно з Землі тільки в повній фазі сонячного затемнення.
З розвитком позаатмосферних методів досліджень з'явилася можливість безпосередньо отримувати зображення всієї корони в ультрафіолетових та рентгенівських променях. Найбільш вражаючі знімки регулярно надходять із космічної Сонячної орбітальної геліосферної обсерваторії SOHO, запущеної наприкінці 1995 року спільними зусиллями Європейського космічного агентства та NASA. На знімках SOHO промені корони дуже довгі, та й зірок видно багато. Однак у середині, в області внутрішньої та середньої корони, зображення відсутнє. Штучна «місяць» в коронографі завелика і затуляє набагато більше, ніж справжня. Але інакше не можна — надто яскраво світить Сонце. Отже, зйомка з супутника не замінює спостережень із Землі. Натомість космічні та земні знімки сонячної корони ідеально доповнюють одне одного.
SOHO також постійно спостерігає за поверхнею Сонця, причому затемнення їй не перешкода, адже обсерваторія знаходиться поза межами системи Земля-Місяць. Декілька ультрафіолетових зображень, зроблених SOHO в моменти близько повної фази затемнення 2006 року, були зібрані воєдино та поміщені на місце зображення Місяця. Тепер видно, які активні області в атмосфері найближчої зірки пов'язані з тими чи іншими особливостями в її короні. Може здатися, що деякі «куполи» та зони турбулентності в короні нічим не викликані, але насправді їх джерела просто приховані від спостереження з іншого боку світила.
«Російське» затемнення
Чергове повне сонячне затемнення у світі вже називають «російським», оскільки головним чином воно спостерігатиметься в нашій країні. У другій половині дня 1 серпня 2008 року смуга повної фази простягнеться від Північного Льодовитого океану майже по меридіану до Алтаю, пройшовши точно через Нижньовартівськ, Новосибірськ, Барнаул, Бійськ і Гірничо-Алтайськ - прямо вздовж федеральної траси M52. До речі, у Горно-Алтайську це буде вже друге затемнення за два з невеликим роки — саме в цьому місті перетинаються смуги затемнень 2006 та 2008 років. Під час затемнення висота Сонця над горизонтом становитиме 30 градусів: цього достатньо для фотографування корони та ідеально для панорамної зйомки. Погода в Сибіру в цей час, зазвичай, хороша. Ще не пізно приготувати пару фотоапаратів та купити квиток на літак.
Це затемнення не можна пропустити. Наступне повне затемнення буде видно у Китаї у 2009 році, а потім хороші умови для спостережень складуться лише у США у 2017 та 2024 роках. У Росії ж перерва триватиме майже півстоліття — до 20 квітня 2061 року.
Якщо зберетеся, то вам хороша порада: спостерігайте групами і обмінюйтеся отриманими знімками, надсилайте їх для спільної обробки в Квіткову обсерваторію: www.skygarden.ru . Тоді комусь обов'язково пощастить з обробкою, і тоді всі, навіть будинки, що залишилися, завдяки вам побачать затемнення Сонця — увінчану короною зірку.
Під дією гравітації С., як будь-яка зірка, прагне стиснутися. Цьому стиску протидіє перепад тиску, що виникає через високу температуру і щільність всередину. шарів С. У центрі С. темп-ра Т ≈ 1,6 . 10 7 К, щільність ≈ 160 гсм -3 . Така висока температура в центральних областях С. може тривалий час підтримуватися тільки синтезу гелію з водню. Ці реакції та явл. осн. джерелом енергії.
При темп-рах ~10 4 К (хромосфера) і ~10 6 (корона), а також у перехідному шарі з проміжними температурами з'являються іони різних елементів. Емісійні лінії, що відповідають цим іонам, досить численні в короткохвильовій області спектру (λ< 1800 . Спектр в этой области состоит из отдельных эмиссионных линий, самые яркие из к-рых - линия водорода L a (1216 ) и линия нейтрального (584 ) и ионизованного (304 ) гелия. Излучение в этих линиях выходит из области эмиссии практически не поглощаясь. Излучение в радио- и рентг. областях сильно зависит от степени солнечной активности, увеличиваясь или уменьшаясь в несколько раз в течение 11-летнего и заметно возрастая при вспышках на Солнце.
Фіз. Показники різних шарів наведені на рис. 5 (умовно виділено нижню хромосферу товщиною ≈ 1500 км, де газ більш однорідний). Нагрів верхньої атмосфери С.- хромосфери і корони - може бути обумовлений механіч. енергією, що переноситься хвилями, що виникають у верхній частині конвективної зони, а також дисипацією (поглинанням) енергії електрич. струмів, що генеруються магн. полями, що рухаються разом із конвективними потоками.
Існування на С. поверхневої конвективної зони зумовлює ще ряд явищ. Комірки верхнього ярусу конвективної зони спостерігаються на поверхні С. у вигляді гранул (див. ). Більш глибокі великомасштабні рухи у другому ярусі зони виявляються у вигляді осередків надгрануляції та хромосферної сітки. Є підстави вважати, що конвекція в ще глибшому шарі спостерігається як гігантських структур - осередків з більшими, ніж надгрануляція, розмірами.
Великі локальні магн. поля у зоні ± 30 o від екватора призводять до розвитку т.з. активних областей з плямами, що входять до них. Число активних областей, їх становище на диску та полярності плям у групах змінюються з періодом ≈ 11,2 роки. У період надзвичайно високого максимуму 1957-58 років. активність зачіпала практично весь сонячний диск. Крім сильних локальних полів на С. є більш слабке великомасштабне магн. поле. Це поле змінює знак із періодом бл. 22 років і поблизу полюсів перетворюється на нуль у максимумі сонячної активності.
При великому спалаху виділяється величезна енергія, ~10 31 -10 32 ерг (потужність ~ 10 29 ерг/с). Вона черпається з енергії магн. поля активної області. Відповідно до уявлень, які успішно розвиваються з 1960-х гг. в СРСР, при взаємодії магнітних потоків виникають струмові шари. Розвиток у струмовому шарі може призводити до прискорення частинок, причому існують тригерні (стартові) механізми, що призводять до раптового розвитку процесу.
Рис. 13. Види впливу сонячного спалаху Землю (по Д. X. Мензелу).
Рентг. випромінювання та сонячні космічні промені, що надходять від спалаху (рис. 13), викликають додаткову іонізацію земної іоносфери, що позначається на умовах поширення радіохвиль. Потік викинутих при спалаху частинок приблизно добу досягає орбіти Землі і викликає Землі магнітну бурю і полярні сяйва (див. , ).
Крім корпускулярних потоків, породжених спалахами, існує безперервне корпускулярне випромінювання З. Воно пов'язане із закінченням розрідженої плазми із зовніш. областей сонячної корони у міжпланетний простір – сонячним вітром. Втрати речовини рахунок сонячного вітру невеликі,≈ 3 . 10 -14 на рік, але він є осн. компонент міжпланетного середовища.
Сонячний вітер виносить у міжпланетний простір великомасштабний магн. поле С. Обертання С. закручує лінії міжпланетного магн. поля (ММП) у спіраль Архімеда, що виразно спостерігається у площині екліптики. Оскільки осн. особливістю великомасштабного магн. поля С. явл. дві навколополюсні області протилежної полярності та прилеглі до них поля, при спокійному С. північна півсфера міжпланетного простору виявляється заповненою полем одного знака, південна – іншого (рис. 14). Близько максимуму активності через зміну знака великомасштабного поля С. відбувається переполюсування цього регулярного магн. поля міжпланетного простору Магніт. потоки обох півкуль розділені струмовим шаром. При обертанні З. Земля перебуває дек. днів то вище, то нижче зігнутої "гофрованої" поверхні струмового шару, тобто потрапляє до ММП, спрямоване то С., то від нього. Це явище зв. міжпланетного магнітного поля
Близько максимуму активності найбільш ефективно впливають на атмосферу та магнітосферу Землі потоки частинок, прискорених при спалахах. На фазі спаду активності, до кінця 11-річного циклу активності, при зменшенні кількості спалахів та розвитку міжпланетного струмового шару стають більш суттєвими стаціонарні потоки посиленого сонячного вітру. Повертаючись разом із С., вони викликають повторювані кожні 27 діб геомагн. обурення. Ця рекурентна (повторювана) активність особливо висока для кінців циклів з парним номером, коли напрямок магн. поля сонячного "диполя" антипаралельно земному.
Літ.:
Мартинов Д. Я., Курс загальної астрофізики, 3 видавництва, М., 1978;
Мензел Д. Р., Наше Сонце, пров. з англ., М., 1963; Сонячна та сонячно-земна фізика. Ілюстрований словник термінів, пров. з англ., М., 1980;
Шкловський І. С., Фізика сонячної корони, 2 видавництва, М., 1962;
Північний А. Б., Магнітні поля Сонця та зірок, "УФН", 1966, т. 88, ст. 1, с. 3-50; - Сонячна корона – грануляція
Завантаження...
