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 инструменты

Основным 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. Гелиосейсмология

Гелио? 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