Главная В избранное Контакты News О проекте Планы сайта Карта
счетчик сайта
Размер шрифта:

Кратко:

Интересно знать:

Первооткрыватель планеты Уран Уильям Гepшель с помощью самостоятельно изготовленных телескопов проводил активные наблюдения за Солнцем. Проблема заключалась в том, что необходимо было уменьшить сияние Солнца настолько, чтобы появилась возможность наблюдать за ним. В 1800 г. Гершель писал по этому поводу: «Прежде чем Меркурий заслонил диск Солнца, я подготовил 7-футовый телескоп... Пожелав полностью открыть апертуру зеркала, я вскоре испортил все стекла, которые обычно используются в ахроматических телескопах, потому что ни одно из них не могло выдержать накопленного тепла».

Для уменьшения яркости Солнца учёный использовал различные жидкостные фильтры и описал этот процесс в своём отчёте в 1801 г.: «Я наблюдал Солнце через решетчатый окуляр, в щель которого можно было вставить подвижный, закрывающийся с обоих концов лоток с хорошо отполированными плоскими стеклами. Благодаря этому солнечные лучи можно было заставить проходить через любую жидкость, находящуюся в лотке, прежде чем они попадут в окуляр. Несмотря на запах вина, я видел Солнце очень отчетливо».

Позднее он писал, что рассматривал Солнце через воду, которая настолько хорошо поглощает тепло, что наблюдения можно вести сколь угодно долго. В качестве фильтрующей жидкости учёный использовал и портвейн, благодаря которому ему не пришлось наносить копоть на линзы.

Гершель обнаружил, что спектр Солнца (его цвета) охватывал не только видимую часть. Он заметил, что «комбинации по-разному окрашенных затемняющих стекол... дают ощущение тепла, но меньше света, тогда как другие дают больше света и скудное ощущение тепла».

Гершель сделал вывод о том, что Солнце излучает и свет, и тепло.

David Whitehouse, "The sun".

 

    

    

 

Солнце

© Владимир Каланов


Что видно на Солнце ?

Вид солнца через тёмный светофильтр

Каждому наверняка известно, что нельзя смотреть на Солнце невооружённым глазом, а тем более в телескоп без специальных, очень тёмных светофильтров или других устройств, ослабляющих свет. Пренебрегая этим запретом, наблюдатель рискует получить сильнейший ожог глаз. Самый простой способ рассматривать Солнце — это спроецировать его изображение на белый экран. При помощи даже маленького любительского телескопа можно получить увеличенное изображение солнечного диска. Что же видно на этом изображении? Прежде всего обращает на себя внимание резкость солнечного края. Солнце — газовый шар, не имеющий чёткой границы, плотность его убывает постепенно. Почему же в таком случае мы видим его резко очерченным? Дело в том, что практически всё видимое излучение Солнца исходит из очень тонкого слоя, который имеет специальное название — фотосфера (греч. «сфера света»). Толщина фотосферы не превышает 300км. Именно этот тонкий светящийся слой и создаёт у наблюдателя иллюзию того, что Солнце имеет "поверхность".

Фотосфера

Атмосфера Солнца начинается на 200-300 км глубже видимого края солнечного диска. Эти самые глубокие слои атмосферы называют фотосферой. Поскольку их толщина составляет не более одной трёхтысячной доли солнечного радиуса, фотосферу иногда условно называют поверхностью Солнца. Плотность газов в фотосфере примерно такая же, как в земной стратосфере, и в сотни раз меньше, чем у поверхности Земли. Температура фотосферы уменьшается от 8000 К на глубине 300 км до 4000 К в самых верхних слоях. Температура же того среднего слоя, излучение которого мы воспринимаем, около 6000 К. При таких условиях почти все молекулы газа распадаются на отдельные атомы. Лишь в самых верхних слоях фотосферы сохраняется относительно немного простейших молекул и радикалов типа Н, ОН, СН. Особую роль в солнечной атмосфере играет не встречающийся в земной природе отрицательный ион водорода, который представляет собой протон с двумя электронами. Это необычное соединение возникает в тонком внешнем, наиболее "холодном" слое фотосферы при "налипании" на нейтральные атомы водорода отрицательно заряженных свободных электронов, которые поставляются легко ионизуемыми атомами кальция, натрия, магния, железа и других металлов. При возникновении отрицательные ионы водорода излучают большую часть видимого света. Этот же свет ионы жадно поглощают, из-за чего непрозрачность атмосферы с глубиной быстро растёт. Поэтому видимый край Солнца и кажется нам очень резким.

В телескоп с большим увеличением можно наблюдать тонкие детали фотосферы: вся она кажется усыпанной мелкими яркими зёрнышками - гранулами, разделёнными сетью узких тёмных дорожек. Грануляция является результатом перемешивания всплывающих более тёплых потоков газа и опускающихся более холодных. Разность температур между ними в наружных слоях сравнительно невелика (200-300 К), но глубже, в конвективной зоне, она больше, и перемешивание происходит значительно интенсивнее. Конвекция во внешних слоях Солнца играет огромную роль, определяя общую структуру атмосферы. В конечном счёте именно конвекция в результате сложного взаимодействия с солнечными магнитными полями является причиной всех многообразных проявлений солнечной активности. Магнитные поля участвуют во всех процессах на Солнце. Временами в небольшой области солнечной атмосферы возникают концентрированные магнитные поля, в несколько тысяч раз более сильные, чем на Земле. Ионизованная плазма - хороший проводник, она не может перемещаться поперёк линий магнитной индукции сильного магнитного поля. Поэтому в таких местах перемешивание и подъём горячих газов снизу тормозится, и возникает тёмная область - солнечное пятно. На фоне ослепительной фотосферы оно кажется совсем чёрным, хотя в действительности яркость его слабее только раз в десять. С течением времени величина и форма пятен сильно меняются. Возникнув в виде едва заметной точки - поры, пятно постепенно увеличивает свои размеры до нескольких десятков тысяч километров. Крупные пятна, как правило, состоят из тёмной части (ядра) и менее тёмной - полутени, структура которой придаёт пятну вид вихря. Пятна бывают окружены более яркими участками фотосферы, называемыми факелами или факельными полями. Фотосфера постепенно переходит в более разреженные внешние слои солнечной атмосферы - хромосферу и корону.

Хромосфера

Над фотосферой располагается хромосфера, неоднородный слой, температура в котором колеблется от 6000 до 20000 К. Хромосфера (греч. "сфера цвета") названа так за свою красновато-фиолетовую окраску. Она видна во время полных солнечных затмений как клочковатое яркое кольцо вокруг чёрного диска Луны, только что затмившего Солнце. Хромосфера весьма неоднородна и состоит в основном из продолговатых вытянутых язычков (спикул), придающих ей вид горящей травы. Температура этих хромосферных струй в два-три раза выше, чем в фотосфере, а плотность в сотни тысяч раз меньше. Общая протяжённость хромосферы 10-15 тыс. километров. Рост температуры в хромосфере объясняется распространением волн и магнитных полей, проникающих в неё из конвективной зоны. Вещество нагревается примерно так же, как если бы это происходило в гигантской микроволновой печи. Скорости тепловых движений частиц возрастают, учащаются столкновения между ними, и атомы теряют свои внешние электроны: вещество становится горячей ионизованной плазмой. Эти же физические процессы поддерживают и необычайно высокую температуру самых внешних слоев солнечной атмосферы, которые расположены выше хромосферы.

Протуберанец, похожий на пламя (увеличить)Часто во время затмений (а при помощи специальных спектральных приборов - и не дожидаясь затмений) над поверхностью Солнца можно наблюдать причудливой формы "фонтаны", "облака", "воронки", "кусты", "арки" и прочие ярко светящиеся образования из хромосферного вещества. Они бывают неподвижными или медленно изменяющимися, окружёнными плавными изогнутыми струями, которые втекают в хромосферу или вытекают из неё, поднимаясь на десятки и сотни тысяч километров. Это самые грандиозные образования солнечной атмосферы - протуберанцы. При наблюдении в красной спектральной линии, излучаемой атомами водорода, они кажутся на фоне солнечного диска тёмными, длинными и изогнутыми волокнами. Протуберанцы имеют примерно ту же плотность и температуру, что и хромосфера. Но они находятся над ней и окружены более высокими, сильно разреженными верхними слоями солнечной атмосферы. Протуберанцы не падают в хромосферу потому, что их вещество поддерживается магнитными полями активных областей Солнца. Впервые спектр протуберанца вне затмения наблюдали французский астроном Пьер Жансен и его английский коллега Джозеф Локьер в 1868 г. Щель спектроскопа располагают так, чтобы она пересекала край Солнца, и если вблизи него находится протуберанец, то можно заметить спектр его излучения. Направляя щель на различные участки протуберанца или хромосферы, можно изучить их по частям. Спектр протуберанцев, как и хромосферы, состоит из ярких линий, главным образом водорода, гелия и кальция. Линии излучения других химических элементов тоже присутствуют, но они намного слабее. Некоторые протуберанцы, пробыв долгое время без заметных изменений, внезапно как бы взрываются, и вещество их со скоростью в сотни километров в секунду выбрасывается в межпланетное пространство. Вид хромосферы также часто меняется, что указывает на непрерывное движение составляющих её газов. Иногда нечто похожее на взрывы происходит в очень небольших по размеру областях атмосферы Солнца. Это так называемые хромосферные вспышки. Они длятся обычно несколько десятков минут. Во время вспышек в спектральных линиях водорода, гелия, ионизованного кальция и некоторых других элементов свечение отдельного участка хромосферы внезапно увеличивается в десятки раз. Особенно сильно возрастает ультрафиолетовое и рентгеновское излучение: порой его мощность в несколько раз превышает общую мощность излучения Солнца в этой коротковолновой области спектра до вспышки. Пятна, факелы, протуберанцы, хромосферные вспышки - всё это проявления солнечной активности. С повышением активности число этих образований на Солнце становится больше.

Переходная область

Продвинувшись ещё выше, мы попадем в переходную область, представляющую собой тонкий неоднородный слой атмосферы Солнца, отделяющий горячую корону от более холодной хромосферы. Здесь температура быстро повышается от 20 000 до 1 000 000 °С. Большую часть переходной области можно наблюдать только из космоса с помощью приборов, установленных на различных космических аппаратах, в том числе на спутниках «SOHO» и «TRACE» (Transition Region and Coronal Explorer).

>>>Читайте дальше: Что происходит на поверхности? Солнечная корона, пятна.

ВведениеПоложение в галактикеПоложение среди звёздНаука о СолнцеВнутреннее строениеФотосфера, хромосфераПоверхность, корона, пятнаУстройство пятен, гранулы, факелыСпикулы, флоккулы, протуберанцы; солнечная активностьСпектрАтомная энергия звездАртур Эддингтон и источник энергии звездГеоргий Гамов и его туннельный эффектУглеродный цикл Протон-протонная цепочка. Возникновение более тяжелых элементовСолнечное нейтрино. Нейтринная астрономия [1 2]Будущее Солнца

 
 
Главная В закладки Контакты Новости О проекте Планы сайта

open
© KV


 


 

Вид солнца в рентгеновских лучах:

Солнце в рентгеновских лучах

Закрыть урок