Реферат: Солнце
Что виднона Солнце
Каждому наверняка известно,что нельзя смотреть на Солнце невооруженным глазом, а тем более в телескоп безспециальных, очень тёмных светофильтров или других устройств, ослабляющих свет.Пренебрегая этим запретом, наблюдатель рискует получить сильнейших ожог глаз.Самый простой способ рассматривать Солнце – это спроецировать его изображениена белый экран. При помощи даже маленького любительского телескопа можнополучить увеличенное изображение солнечного диска. Что же видно на этом изображении?
Прежде всего обращаетвнимание резкость солнечного края. Солнце – газовый шар, не имеющий чёткойграницы, плотность его убывает постепенно. Почему же в таком случае мы видимего резко очерченным? Дело в том, что практически всё видимое излучение Солнцаисходит из очень тонкого слоя, который имеет специальное название – фотосфера(греческое: “сфера света”). Его толщина не превышает300 километров. Именно этот тонкий светящийся слой и создает у наблюдателяиллюзию того, что Солнце имеет “поверхность”.
Грануляция
На первый взгляд диск Солнцакажется однородным. Однако, если приглядеться, на нём обнаруживается многокрупных и мелких деталей. Даже при не очень хорошем качестве изображения видно,что вся фотосфера состоит из светлых зернышек (называемых гранулами) и тёмных промежутков между ними. Это похоже накучевые облака, когда смотришь на них сверху. Размеры гранул невелики по солнечныммасштабам – до 1000-2000 километров в поперечнике; межгранульные дорожки болееузкие, примерно 300-600 километров в ширину. На солнечном диске наблюдается одновременнооколо миллиона гранул.
Картина грануляции не является застывшей: однигранулы исчезают, другие появляются. Каждая из них живет не более 10 минут. Всёэто напоминает кипение жидкости в кастрюле. Такое сравнение не случайно,поскольку физический процесс, ответственный за оба явления, один и тот же. Этоконвекция – перенос тепла большими массами горячего вещества, которыеподнимаются снизу, расширяясь и одновременно остывая.
Грануляция создает общийфон, на котором можно наблюдать гораздо более контрастные и крупные объекты –солнечные пятна и факелы.
Пятна
Солнечные пятна –это тёмные образования на диске Солнца. В телескоп видно, что крупные пятнаимеют довольно сложное строение: тёмную область тени окружает полутень, диаметркоторой более чем в два раза превышает размер тени. Если пятно наблюдается на краю солнечного диска, тосоздается впечатление, что оно похоже на глубокую тарелку. Происходит этопотому, что газ в пятнах прозрачнее, чем в окружающей атмосфере, и взглядпроникает глубже.
По величине пятна бываюточень различными – от малых, диаметром примерно 1000-2000 км, до гигантских,значительно превышающих размеры нашей планеты. Отдельные пятна могут достигатьв поперечнике 40 тысяч километров. А самое большое из наблюдавшихся пятен достигало100 тысяч километров.
Установлено, что пятна – этоместа выхода в солнечную атмосферу сильных магнитных полей. Магнитные поляуменьшают поток энергии, идущих от недр светила к фотосфере, поэтому в местеих выхода на поверхность температура падает. Пятна холоднее окружающего ихвещества примерно на 1500 К, а, следовательно, и менее ярки. Вот почему наобщем фоне они выглядят темными.
Солнечные пятна частообразуют группы из нескольких больших и малых пятен, и такие группы могутзанимать значительные области на солнечном диске. Картина группы все времяменяется, пятна рождаются, растут и распадаются. Живут крупные пятна долго,иногда на протяжении двух или трёх оборотов Солнца (период вращения Солнцасоставляет примерно 27 суток).
ФакелыПрактически всегда пятнаокружены яркими полями, которые называют факелами. Факелы горячее окружающейатмосферы примерно на 2000 К и имеют сложную ячеистую структуру. Величинакаждой ячейки – около 30 тысяч километров. В центре диска контраст факеловочень мал, а ближе к краю увеличивается, так что лучше всего они заметны именнопо краям. Факелы живут ещё дольше, чем пятна, иногда три-четыре месяца. Они необязательно существуют вместе с пятнами, очень часто встречаются факельныеполя, внутри которых пятна никогда не появляются. По-видимому, факелы тожеявляются местами выхода магнитных полей в наружный слой Солнца, но эти поляслабее, чем в пятнах.Количество пятен ифакелов характеризует солнечную активность, максимумы которой повторяются черезкаждый одиннадцать лет. В годы минимума на Солнце долгое время может не быть ниодного пятна, а в максимуме их число обычно измеряется десятками.
Солнечные инструментыОсновным инструментомастронома-наблюдателя, что бы он ни изучал на небе, является телескоп. И хотя принцип действия всехтелескопов общий, для каждой области астрономии разработаны свои модификацииэтого прибора.
Яркость Солнца велика,следовательно, светосила оптической системы солнечного телескопа может бытьнебольшой. Гораздо интереснее получить как можно больший масштаб изображения.Поэтому у солнечных телескопов очень большие фокусные расстояния. Самый крупныйиз них имеет фокусное расстояние 90 м и даёт изображение Солнца диаметром 80см.
Вращать подобную конструкциюбыло бы нелегко. К счастью, это и не нужно. Солнце движется по небосводу лишь вограниченной его области, внутри полосы шириной около 470. Поэтомусолнечному телескопу не нужна монтировка для наведения в любую точку неба. Егоустанавливают неподвижно, а солнечные лучи направляются подвижной системойзеркал – целостатом.
Бывают горизонтальные ивертикальные (башенные) солнечные телескопы. Горизонтальный телескоп построитьлегче, так как все его детали находятся на горизонтальной оси. С ним иработать легче. Но у него есть один существенный недостаток. Солнце даёт многотепла, и воздух внутри телескопа сильно нагревается. Нагретый воздух движетсявверх, более холодный – вниз. Эти встречные потоки делают изображение дрожащими нерезким. Поэтому в последнее время строят в основном вертикальные солнечныетелескопы. В них потоки воздуха движутся почти параллельно лучам света именьше портят изображение.
Важным параметром телескопаявляется угловое разрешение, характеризующее его способность давать раздельныеизображения двух близких друг другу деталей. Например, разрешение в 1 угловуюсекунду (1”) означает, что можно различить два объекта, междукоторыми равен 1”дуги. Видимый радиус Солнца составляет чуть меньше1000 ”, а истинный – около 700 тысяч километров. Следовательно, 1”наСолнце соответствует расстоянию немногим более 700 км. Лучшие фотографииСолнца, полученные на крупнейших инструментах, позволяют увидеть детали размеромоколо 200 км.
Обычно солнечные телескопыпредназначены в основном для наблюденияфотосферы. Чтобы наблюдать самые внешние и сильно разреженные, а потому слабосветящиеся слои солнечном атмосферы – солнечную корону, пользуются специальныминструментом. Он так и называется коронограф. Изобрёл его французский астрономБернар Лио в 1930 году.
В обычных условиях солнечнуюкорону увидеть нельзя, так как свет от неё в 10 тысяч раз слабее света дневногонеба вблизи Солнца. Можно воспользоваться моментами полных солнечных затмений,когда диск Солнца закрыт Луной. Но затмения бывают редко и порой втруднодоступных районах земного шара. Да и погода не всегда благоприятна. Апродолжительной полной фазы затмения не превышает 7 минут. Коронограф же позволяет наблюдать корону вне затмения.
Чтобы удалить свет отсолнечного диска, в фокусе объектива коронографа установлена искусственная “луна”. Онапредставляет собой маленький конус с зеркальной поверхностью. Размер его чутьбольше диаметра изображения Солнца, а вершина направлена к объективу. Светотбрасывается конусом обратно в трубу телескопа или в особую световую “ловушку”. Аизображение солнечной короны строит дополнительная линза, которая находится законусом.
Кроме того, необходимо убрать рассеянный свет втелескопе. Самое главное – это хорошо отполированный линзовый объектив бездефектов внутри стекла. Его нужно тщательно защищать от пыли. Каждая пылинка,каждый дефект линзы – царапины или пузырёк – при сильном освещении работаеткак маленькое зеркальце – отражает свет в случайном направлении.
Коронографы обычно устанавливают высоко в горах, гдевоздух прозрачен и небо темнее. Но и там солнечная корона всё же слабее, чемореол неба вокруг Солнца. Поэтому её можно наблюдать только в узком диапазонеспектра, в спектральных линиях излучения короны. Для этого используютспециальный фильтр или спектрограф.
Спектрограф– самый важный вспомогательный прибор для астрофизических исследований. Многиесолнечные телескопы служат лишь для того, чтобы направлять пучок солнечногосвета в спектрограф. Основными его элементами являются: щель для ограниченияпоступающего света; коллиматор (линза или зеркало), который делает параллельнымпучок лучей; дифракционная решётка для разложения белого света в спектр ифотокамера или иной детектор изображения.
“Сердце”спектрографа – дифракционная решётка, которая представляет собой зеркальнуюстеклянную пластинку с нанесёнными на неё параллельными штрихами. Число штрихову лучших решёток достигает 1200 на миллиметр.
Основная характеристикаспектрографа – его спектральное разрешение. Чем выше разрешение, тем болееблизкие спектральные линии можно увидеть раздельно. Разрешение зависит отнескольких параметров. Один из них – порядок спектра. Дифракционная решёткадаёт много спектров, видимых под разными углами. Говорят, что она имеет много порядковспектра. Самый яркий порядок спектра – первый. Чем дальше порядок, тем спектрслабее, но его разрешение выше. Однако далёкие порядки спектра накладываются друг на друга. Посколькутребуется и высокое разрешение, и яркий спектр, приходится идти на компромисс.Поэтому для наблюдений обычно используют второй-третий порядки спектра.
Одной из наиболее интересныхсистем является эшельный спектрограф.В нём кроме специальной решётки, называемой эшелью, стоит стеклянная призма.Лучи света падают на эшель под очень острым углом. При этом многие порядкиспектра накладываются друг на друга. Их разделяют при помощи призмы, котораяпреломляет свет перпендикулярно штрихам решётки. В результате получаетсяспектр, порезанный на кусочки. Длину щели эшельного спектрографа делают оченьмаленькой — несколько миллиметров, и спектры поэтому получаются узкими.
Эшельный спектр представляетсобой набор полосок, расположенных одна под другой и разделённых тёмнымипромежутками. Возможность использования высоких порядков спектра в эшельномспектрографе даёт преимущество в разрешающей силе, что очень важно при изучениитонкой структуры спектральных линий.
Внутреннее строение Солнца.Наше Солнце – этоогромный светящийся газовый шар, внутри которого протекают сложные процессы ив результате непрерывно выделяется энергия. Внутренний объём Солнца можно разделитьна несколько областей; вещество в них отличается по своим свойствам, и энергияраспространяется посредством разных физических механизмов.
В центральной части Солнцанаходится источник его энергии, или, говоря образным языком, та “печка”,которая нагревает его и не даёт ему остыть. Эта область называется ядром. Подтяжестью внешних слоёв вещество внутри Солнца сжато, причём чем глубже, тем сильнее.Плотность его увеличивается к центру вместе с ростом давления и температуры. Вядре, где температура достигает 15 миллионов кельвинов, происходит выделениеэнергии.
Эта энергия выделяется врезультате слияния атомов лёгких химических элементов в атомы более тяжёлых. Внедрах Солнца из четырёх атомов водорода образуется один атом гелия. Именноэту страшную энергию люди научились освобождать при взрыве водородной бомбы.Есть надежда, что в недалёком будущем человек сможет научиться использовать еёи в мирных целях.
Ядро имеет радиус не болеечетверти общего радиуса Солнца. Однако в его объёме сосредоточена половинасолнечной массы и выделяется практически вся энергия, которая поддерживает свечениеСолнца.
<img src="/cache/referats/5029/image001.gif" align=«left» hspace=«8» v:shapes="_x0000_s1036">Но энергия горячего ядрадолжна как-то выходить наружу, к поверхности Солнца. Существуют различныеспособы передачи энергии в зависимости от физических условий среды, а именно:лучистый перенос, конвекция и теплопроводность. Теплопроводность не играетбольшую роль в энергетических процессах на Солнце и звездах, тогда как лучистыйи конвективный переносы очень важны.
Сразу вокруг ядра начинаетсязона лучистой передачи энергии, где она распространяется через поглощение и излучение веществом порцийсвета – квантов.
Плотность, температура и давление уменьшаются помере удаления от ядра, и в этом же направлении идёт поток энергии. В целомпроцесс этот крайне медлительный. Чтобы квантом добраться от центра Солнца дофотосферы, необходимы много тысячи лет: ведь, переизлучаясь, кванты всё времяменяют направление, почти столь же часто двигаясь назад, как и вперед. Но когдаони в конце концов выберутся наружу, это будут уже совсем другие кванты. Чтоже с ними произошло?
Протон-протонная
ядерная реакция
Красный шарик – протон,
Синий шарик – нейтрон,
H –ядро водорода
D – ядро дейтерия
He3 He4 – ядра изотопов гелия,
е+ — позитрон,
v – нейтрино,
<span Times New Roman";mso-hansi-font-family:«Times New Roman»;mso-char-type: symbol;mso-symbol-font-family:Symbol">g
— квант излучения <img src="/cache/referats/5029/image002.gif" align=«left» v:shapes="_x0000_s1039 _x0000_s1037 _x0000_s1038">Кванту требуется очень многовремени, чтобы просочиться через плотное солнечное вещество наружу. Так чтоесли бы “печка” внутри Солнца вдруг погасла,то мы узнали бы об этом только миллионы лет спустя.
На своём пути черезвнутренние солнечные слои поток энергии встречает такую область, гденепрозрачность газа сильно возрастает. Это конвективнаязона Солнца. Здесь энергия передаётся уже не излучением, а конвекцией.
Что такое конвекция? Когдажидкость кипит, она перемешивается. Так же может вести себя и газ. В жаркийдень, когда земля нагрета лучами Солнца, на фоне удаленных предметов хорошо заметныподнимающиеся струйки горячего воздуха. Их легко наблюдать и над пламенемгазовой горелки, и над раскалённой конфоркой плиты. То же самое происходит и на Солнце в области конвекции.Огромные потоки горячего газа поднимаются вверх, где отдают своё теплоокружающей среде, а охлаждённый солнечный газ опускается вниз. Похоже, чтосолнечное вещество кипит и перемешивается, как вязкая рисовая каша не огне.
Конвективная зона начинаетсяпримерно на расстоянии 0,7 радиуса от центра и простирается практически досамой видимой поверхности Солнца (фотосферы), где перенос основного потокаэнергии вновь становится лучистым. Однако по инерции сюда всё же проникаютгорячие потоки из более глубоких, конвективных слоёв. Хорошо известнаянаблюдателям картина грануляции на поверхности Солнца является видимым явлениемконвекции.
Откудаберётся энергия Солнца?
Почему Солнце светит и неостывает уже миллиарды лет? Какое “топливо”даётему энергии? Ответы на эти вопросыучёные искали веками, и только вначале XXвека было найденоправильное решение. Теперь известно, что Солнце, как и другие звёзды, светитблагодаря протекающим в его недрах термоядерным реакциям. Что же это зареакции?
Если ядра атомов лёгкихэлементов сольются в ядро атома более тяжелого элемента, то масса нового ядраокажется меньше, чем суммарная масса тех же ядер, из которых оно образовалось.Остаток массы превращается в энергию, которую уносят частицы, освободившиеся входе реакции. Эта энергия почти полностью переходит в тепло. Такая реакциясинтеза атомных ядер может происходить только при очень высоком давлении итемпературе свыше 10 млн. градусов. Поэтому она и называется термоядерной.
Основное вещество,составляющее Солнце, – водород, на его долю приходит около 71 % всей массысветила. Почти 27 % принадлежит гелию, а остальные 2 % — более тяжелымэлементам, таким, как углерод, азот, кислород и металлы. Главным “топливом”наСолнце служит именного водород. Из четырех атомов водорода в результатецепочки превращений образуется один атом гелия. А из каждого грамма водорода, участвующего в реакции, выделяется6 <span Times New Roman";mso-hansi-font-family:«Times New Roman»; mso-char-type:symbol;mso-symbol-font-family:Symbol">×
1011 Дж энергии! На Земле такого количества энергиихватило бы для того, чтобы нагреть от температуры 00С до точки кипения1000 м3 воды!Рассмотрим механизмтермоядерной реакции превращения водорода в гелий, которая, по-видимому,наиболее важна для большинства звёзд. Называется она протон-протонной, так как начинается с тесного сближения двух ядератомов водорода – протонов.
Протоны заряженыположительно, поэтому взаимно отталкиваются, причём, по закону Кулона, силаэтого отталкивания обратно пропорциональна квадрату расстояния и при тесныхсближениях должна стремительно возрастать. Однако при очень высоких температуреи давлении скорости теплового движения частиц столь велики, а частицам тактесно, что наиболее быстрые из них всё же сближаются друг с другом иоказываются в сфере влияния ядерных сил. В результате может произойти цепочкапревращений, которая завершится возникновением нового ядра, состоящего из двухпротонов и двух нейтронов, — ядра гелия.
Далеко не каждоестолкновение двух протонов приводит к ядерной реакции. В течение миллиардов летпротон может постоянно сталкиваться с другими протонами, так и не дождавшисьядерного превращения. Но если в момент тесного сближения двух протоновпроизойдёт ещё и другое маловероятное для ядра событие – распад протона нанейтрон, позитрон и нейтрино (такой процесс называется бета-распадом), топротон с нейтроном объединяется в устойчивое ядро атома тяжелого водорода –дейтерия.
Ядро дейтерия (дейтон) посвоим свойствам похоже на ядро водорода, только тяжелее. Но в отличии отпоследнего в недрах звезды ядро дейтерия долго существовать не может. Ужечерез несколько секунд, столкнувшись ещё с одним протоном, оно присоединяет егок себе, испускает мощный гамма-квант и становится ядром изотопа гелия, укоторого два протона связаны не с двумя нейтронами, как у обычного гелия, атолько с одним. Раз в несколько миллионов лет такие ядра лёгкого гелиясближаются настолько тесно, что могут объединиться в ядро обычного гелия, “отпустивна свободу”два протона.
Итак, в итоге последовательных ядерных превращенийобразуется ядро обычного гелия. Порожденные в ходе реакции позитроны и гаммакванты передают энергию окружающему газу, а нейтрино совсем уходят из звезды,потому что обладают удивительной способностью проникать через огромные толщивещества, не задев ни одного атома.
Реакция превращения водорода в гелий ответственно зато, что внутри Солнца сейчас гораздо больше гелия, чем на его поверхности. Естественно,возникает вопрос: что же будет с Солнцем, когда весь водород в его ядре выгорити превратиться в гелий, а как скоро это произойдет?
Оказывается, примерно через 5 миллиардов летсодержание водорода в ядре Солнца настолько уменьшится, что его горениеначнется в слое вокруг ядра. Это приведет к раздуванию солнечной атмосферы,увеличению размеров Солнца, падению температуры на поверхности и повышению еев ядре. Постепенно Солнце превратится в красный гигант — сравнительно холоднуюзвезду огромного размера с атмосферой, превосходящей границы орбиты Земли.Жизнь Солнца на этом закончится, и оно будет претерпевать еще много изменений,пока в конце концов не станет холодным и плотным газовым шаром, внутрикоторого уже не происходит никаких термоядерных реакций.
Колебания Солнца. ГелиосейсмологияГелио? Сейсмология? Какаясвязь между Солнцем и землетрясением? Или, может быть, на Солнце тожепроисходят землетрясения, или, вернее, солнцетрясения?
Земная сейсмология основанана особенностях звука<span Times New Roman";mso-hansi-font-family:«Times New Roman»; mso-char-type:symbol;mso-symbol-font-family:Symbol">*
под землёй. Однако наСолнце сейсмограф (прибор, регистрирующий колебания почвы) поставить нельзя. Поэтомуколебания Солнца измеряют совершенно другими методами. Главный из них основанна эффекте Доплера. Так как солнечная поверхность ритмически опускается иподнимается (колеблется), то её приближение-удаление сказывается на спектре излучаемогосвета. Исследуя спектры разных участков солнечного диска, получают картинураспределения скоростей; конечно же, со временем она меняется – волны бегут. Периодыэтих волн лежат в диапазоне примерно от 3 до 10 мин. Когда же они впервые былиоткрыты, найденное значение периода составило примерно 5 мин. С тех пор все этиколебания называются “пятиминутные”.Скорости колебания солнечнойповерхности очень малы – десятки сантиметров в секунду, и измерить ихневероятно сложно. Но часто интересно не само значение скорости, а то, как ономеняется с течением времени (как волны проходят по поверхности). Допустим,человек находится в помещении с плотно зашторенными окнами; на улице солнечно,но в комнате полумрак. И вдруг едва заметное движение воздуха чуть сдвигаютштору, и в глаза ударяет ослепляющий солнечный луч. Лёгкий ветерок вызываетстоль сильный эффект! Примерно так же измеряют учёные малейшие изменения лучевойскорости солнечной поверхности. Роль шторы играют линии поглощения в спектреСолнца. Прибор, измеряющий яркость солнечного света, настраивается так, чтобыон пропускал лишь свет с длиной волны точно в центре какой-либо узкой линиипоглощения. Тогда при малейшем изменении длины волны на вход прибора попадёт нетёмная линия, а яркий соседний участок непрерывного спектра. Но это ещё невсё.
Чтобы измерить период волныс максимальной точностью, её нужно наблюдать как можно дольше, причём безперерывов, иначе потом нельзя будет определить, какая это волна – та же самаяили уже другая. А Солнце каждый вечер скрывается за горизонтом, да ещё тучивремя от времени набегают…
Первое решение проблемысостояло в наблюдении за Южным полярным кругом – там Солнце летом не заходитза горизонт неделями и к тому же больше ясным дней, чем в Заполярье. Однаконалаживать работу астрономов в Антарктиде сложно и дорого. Другой предложенныйпуть более очевиден, но ещё более дорог: наблюдение из космоса. Такие наблюдения иногда проводятся как побочныеисследования (например, на отечественных “Фобосах”, по они летели к Марсу). Вконце 1995 года был запущен международный спутник SOHO(Solar and Heliospheric Observatory), на котором установлено множество приборов,разработанных учёными разных стран.
На большую часть наблюденийпо-прежнему проводят с Земли. Чтобы избежать перерывов, связанных с ночами иплохой погодой, Солнце наблюдают с разных континентов. Ведь когда в Восточномполушарии ночь, в Западном – день, и наоборот. Современные методы позволяютпредставить такие наблюдения как один непрерывный ряд. Немаловажное условиедля этого – чтобы телескопы и приборы были одинаковыми. Подобные наблюденияпроводят в рамках крупных международных проектов.
Что же удалось узнать оСолнце, изучая эти необычные, беззвучные звуковые волны? Сначала представлениеоб их природе не сильно отличались от того, что было известно о колебанияхземной коры. Учёные представляли себе, как процессы на Солнце (например,грануляция) возбуждают эти волны, и они бегут по поверхности нашего светила,словно морские волны по водной глади.
Но в дальнейшем обнаружилсяочень интересный факт: оказалось, что некоторые волны в разных частяхсолнечного диска связаны между собой (физики говорят: имеют одну фазу). Этоможно представить себе так, будто вся поверхность покрыта равномерной сеткойволн, но в некоторых местах она не видна, а в других отчетливо проявляется.Получается, что разные области имеют тем не менее согласованную картинуосцилляции. Исследователи пришли к выводу, что солнечные колебания носят глобальныйхарактер: волны пробегают очень большие расстояния и в разных местах солнечногодиска видны проявления одной и той же волны. Таким образом, можно сказать, чтоСолнце “звучит, как колокол”, т.е. как одно целое.
Как и в случае с Землёй,колебания поверхности Солнца – лишь отзвук тех волн, которые распространяются вего глубинах. Одни волны доходят до центра Солнца, другие затухают на полпути.Это и помогает исследовать свойства разных частей солнечных недр. Изучая волныс разной глубиной проникновения, удалось даже построить зависимость скоростизвука от глубины! А поскольку из теории известно, что на нижней границе зоныконвекции должно быть резкое изменение скорости звука, удалось определить, гденачинается солнечная конвективная зона. Это не сегодня одно из важнейшихдостижений гелиосейсмологии.
Есть у гелиосейсмологии исвои проблемы. Например, пока не удалось выяснить причину колебаний солнечнойповерхности. Считается, что наиболее вероятный источник колебаний – грануляция:выходящие на поверхность потоки раскалённой плазмы, подобно мощным фонтанам,вызывают разбегающиеся во все стороны волны. Однако на деле всё не так просто,и теоретики пока не смогли удовлетворительноописать эти процессы. В частности, неясно, почему волны столь устойчивы, чтомогут обежать всё Солнце, не затухая?
С помощью методовгелиосейсмологии удалось установить, что внутренняя часть Солнца (ядро)вращается заметно быстрее, чем наружные слои. Неравномерное вращение Солнцаоказывает на его осцилляции такое же воздействие, как трещина на колокол. Врезультате “звук”становится не очень чистым– изменяются существующие периоды колебаний и появляются новые. Это даёт возможностьисследовать вращение внутренних слоёв, которое другими методами пока изучатьнельзя. Считается, что именно благодаря неравномерному вращению Солнца имеетмагнитное поле.
Вот такая неожиданная ибурно развивающаяся сейчас область науки возникла из, казалось бы, ничём непримечательных измерений движений солнечной поверхности.
Солнечная атмосфера
Земная атмосфера – это воздух, которым мы дышим,привычная нам газовая оболочка Земли. Такие оболочки есть и у других планет.Звёзды целиком состоят из газа, но их внешние слои также именуют атмосферой.При этом внешними считаются те слои, откуда хотя бы часть излучения можетбеспрепятственно, не поглощаясь вышележащими слоями, уйти в окружающее пространство.
Фотосфера
Атмосфера Солнца начинается на 200 – 300 км глубжевидимого края солнечного диска. Эти самые глубокие слои атмосферы называют фотосферой. Поскольку их толщинасоставляет не более одной трёхтысячной доли солнечного радиуса, фотосферуиногда условно называют поверхностью Солнца.
Плотность газов в фотосфере примерно такая же, как вземной стратосфере, и сотни раз меньше, чем у поверхности Земли. Температурафотосферы уменьшается от 8000 К на глубине 300 км до 4000 К в самых верхних слоях. Температура жетого среднего слоя, излучение которого мы воспринимаем, около 6000 К.
При таких условиях почти все молекулы газараспадаются на отдельные атомы. Лишь в самых верхних слоях фотосферысохраняются относительно немного простейших молекул и радикалов типа H2, OH, CH.
Особую роль в солнечной атмосфере играет невстречающийся в земной природе отрицательный ион водорода, которыйпредставляет собой протон с двумя электронами. Это необычное соединениевозникает в тонком, внешнем, наиболее “холодном”слое фотосферы при “налипании” на нейтральные атомыводорода отрицательно заряженных свободных электронов, которые поставляютсялегко ионизуемыми атомами кальция,натрия, магния, железа и других металлов. При возникновении отрицательные ионыводорода излучают большую часть видимого света. Этот же свет ионы жадно поглощают,из-за чего непрозрачность атмосферы с глубиной быстро растёт. Потому видимыйкрай Солнца и кажется нам очень резким.
Почти все наши знания о Солнца основаны на изученииего спектра – узенькой разноцветной полоски, имеющей ту же природу, что ирадуга. Впервые, поставив призму на пути солнечного луча, такую полоску получилНьютон и воскликнул: “Спектрум!” (латинское Spectrum – “видение”). Позже в спектре Солнца заметили тёмныелинии и сочли их границами цветов. В 1815 году немецкий физик Йозеф Фраунгофердал первое подробное описание таких линий в солнечном спектре, и их стали называтьего именем. Оказалось, что фраунгоферовы линии соответствуют узким участкамспектра, которые сильно поглощаются атомами различных веществ.
В телескоп с большим увеличением можно наблюдатьтонкие детали фотосферы: вся она кажется усыпанной мелкими яркими зёрнышками –гранулами, разделёнными сетью узких тёмных дорожек. Грануляция являетсярезультатом перемешивания всплывающих более тёплых потоков газа и опускающихсяболее холодных.
Разность температур между ними в наружных слояхсравнительно невелика (200-300 К), но глубже, в конвективной зоне, она больше,и перемешивание происходит значительноинтенсивнее. Конвекция во внешних слоях Солнца играет огромную роль, определяяобщую структуру атмосферы. В конечном счёте именно конвекция в результатесложного взаимодействия с солнечными магнитными полями является причиной всехмногообразных проявлений солнечной активности.
Магнитные поля участвуют во всех процессах наСолнце. Временами в небольшой области солнечной атмосферы возникают концентрированные магнитные поля, внесколько тысяч раз более сильные, чем на Земле. Ионизованная плазма – хорошийпроводник, она не может перемещаться поперёк линии магнитной индукции сильногомагнитного поля. Поэтому в таких местах перемешивание и подъём горячих газовснизу тормозится, и возникает тёмная область – солнечное пятно. На фоне ослепительнойфотосферы оно кажется совсем чёрным, хотя в действительности яркость егослабее только в раз десять.
С течением времени величина и форма пятен сильноменяются. Возникнув в виде едва заметной – поры, пятно постепенно увеличиваетсвои размеры до нескольких десятков тысяч километров. Крупные пятна, какправило, состоят из тёмной части (ядра) и менее тёмной – полутени, структуракоторой придаёт пятну вид вихря. Пятна бывают окружены более яркими участкамифотосферы, называемыми факелами или факельными полями.
Фотосфера постепенно переходит в более разреженныеслои солнечной атмосферы – хромосферу и корону.
Хромосфера
Хромосфера (греческое “сфера цвета”) названа так за свою красновато-фиолетовуюокраску. Она видна во время полных солнечных затмений как клочковатое яркоекольцо вокруг чёрного диска Луны, только что затмившего Солнце. Хромосфера весьма неоднородна и состоит в основном изпродолговатых вытянутых язычков (спикул), придающих её вид горящей травы. Температура этих хромосферных струй вдва-три раза выше, чем в фотосфере, а плотность в сотни тысяч раз меньше. Общаяпротяженность хромосферы 10-15 тысяч километров.
Рост температуры в хромосфере объясняетсяраспространением волн и магнитных полей, проникающих в неё из конвективнойзоны. Вещество нагревается примерно так же, как если бы это происходило в гигантской микроволновойпечи. Скорости тепловых движений частиц возрастают, учащаются столкновениямежду ними, и атомы теряют свои внешние электроны: вещество становится горячейионизованной плазмой. Эти же физические процессы поддерживают и необычайновысокую температуру самых внешних слоёв солнечной атмосферы, которые расположенывыше хромосферы.
Часто во время затмений (а при помощи специальныхспектральных приборов – и не дожидаясь затмений) над поверхностью Солнца можнонаблюдать причудливой формы “фонтаны”, “облака”, “воронки”,“кусты”, “арки” ипрочие ярко светящиеся образования из хромосферного вещества. Они бываютнеподвижными или медленно изменяющимися, окруженные плавными изогнутымиструями, которые втекают в хромосферу или вытекают из неё, поднимаясь надесятки и сотни тысяч километров. Это самые грандиозные образования солнечнойатмосферы – протуберанцы. При наблюдениив красной спектральной линии, излучаемой атомами водорода, они кажутся на фонесолнечного 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, сильноразреженными верхними слоями солнечной атмосферы. Протуберанцы не падают вхромосферу потому, что их вещество поддерживается магнитными полями активныхобластей Солнца.
Впервые спектр протуберанца вне затмения наблюдалифранцузский астроном Пьер Жансен и его английский коллега Джозеф Локьер в 1868году. Щель спектроскопа располагают так, чтобы она пересекала край Солнца, иесли вблизи него находится протуберанец, то можно заметить спектр егоизлучения. Направляя щель на различные участки протуберанца или хромосферы,можно изучить их по частям. Спектр протуберанца, как и хромосферы, состоит изярких линий, главным образом водорода, гелия и кальция. Линии излучения другиххимических элементов тоже присутствуют, но они намного слабее.
Некоторые протуберанцы, пробыв долгое время беззаметных изменений, внезапно как бы взрываются, и вещество их со скоростью всотни километров в секунду выбрасывается в межпланетное пространство. Видхромосферы также часто меняется, что указывает на непрерывное движениесоставляющих её газов.
Иногда нечто похожее на взрывы происходит в оченьнебольших по размеру областях атмосферы Солнца. Это так называемые хромосферные вспышки. Они длятся обычнонесколько десятков минут. Во время вспышек в спектральных линиях водорода,гелия, ионизованного кальция и некоторых других элементов свечения отдельногоучастка хромосферы вн