трусики женские украина

На головну

 Сонце - Астрономія

Що видно на

Кожному напевно відомо, що не можна дивитися на Сонце неозброєним оком, а тим більше в телескоп без спеціальних, дуже темних світлофільтрів або інших пристроїв, що послаблюють світло. Нехтуючи цією забороною, спостерігач ризикує отримати найсильніших опік очей. Найпростіший спосіб розглядати Сонце - це спроектувати його зображення на білий екран. За допомогою навіть маленького аматорського телескопа можна одержати збільшене зображення сонячного диска. Що ж видно на цьому зображенні?

Насамперед звертає увагу різкість сонячного краю. Сонце - газова куля, що не має чіткої межі, щільність його зменшується поступово. Чому ж у такому випадку ми бачимо його різко окресленим? Справа в тому, що практично все видиме випромінювання Сонця виходить з дуже тонкого шару, який має спеціальну назву - фотосфера (грецьке: "сфера світла"). Його товщина не перевищує 300 кілометрів. Саме цей тонкий світиться шар і створює у спостерігача ілюзію того, що Сонце має "поверхню".

Грануляція

На перший погляд диск Сонця здається однорідним. Однак, якщо придивитися, на ньому виявляється багато великих і дрібних деталей. Навіть при не дуже хорошій якості зображення видно, що вся фотосфера складається зі світлих зерняток (званих гранулами) і темних проміжків між ними. Це схоже на купчасті хмари, коли дивишся на них зверху. Розміри гранул невеликі за сонячним масштабами - до 1000-2000 кілометрів у поперечнику; міжгранульними доріжки більш вузькі, приблизно 300-600 кілометрів завширшки. На сонячному диску спостерігається одночасно близько мільйона гранул.

Картина грануляції не є застиглої: одні гранули зникають, інші з'являються. Кожна з них живе не більше 10 хвилин. Все це нагадує кипіння рідини в каструлі. Таке порівняння не випадково, оскільки фізичний процес, відповідальний за обидва явища, один і той же. Це конвекція - перенесення тепла великими масами гарячого речовини, які піднімаються знизу, розширюючись і одночасно остигаючи.

Грануляція створює загальний фон, на якому можна спостерігати набагато більш контрастні і великі об'єкти - сонячні плями і факели.Пятна

Сонячні плями - це темні утворення на диску Сонця. У телескоп видно, що великі плями мають досить складну будову: темну область тіні оточує півтінь, діаметр якої більш ніж у два рази перевищує розмір тіні. Якщо пляма спостерігається на краю сонячного диска, то складається враження, що воно схоже на глибоку тарілку. Відбувається це тому, що газ в плямах прозоріше, ніж в навколишній атмосфері, і погляд проникає глибше.

За величиною плями бувають дуже різними - від малих, діаметром приблизно 1000-2000 км, до гігантських, які значно перевищують розміри нашої планети. Окремі плями можуть досягати в поперечнику 40 тисяч кілометрів. А найбільше з спостерігалися плям досягало 100 тисяч кілометрів.

Встановлено, що плями - це місця виходу в сонячну атмосферу сильних магнітних полів. Магнітні поля зменшують потік енергії, що йдуть від надр світила до фотосфері, тому в місці їх виходу на поверхню температура падає. Плями холодніше навколишнього їх речовини приблизно на 1500 К, а, отже, і менш яскраві. Ось чому на загальному фоні вони виглядають темними.

Сонячні плями часто утворюють групи з кількох великих і малих плям, і такі групи можуть займати значні області на сонячному диску. Картина групи весь час змінюється, плями народжуються, ростуть і розпадаються. Живуть великі плями довго, іноді протягом двох або трьох обертів Сонця (період обертання Сонця складає приблизно 27 діб) .Факели Практично завжди плями оточені яскравими полями, які називають факелами. Смолоскипи гаряче навколишнього атмосфери приблизно на 2000 К і мають складну комірчасту структуру. Величина кожного осередку - близько 30 тисяч кілометрів. У центрі диска контраст факелів дуже малий, а ближче до краю збільшується, так що найкраще вони помітні саме по краях. Смолоскипи живуть ще довше, ніж плями, іноді три-чотири місяці. Вони не обов'язково існують разом з плямами, дуже часто зустрічаються факельні поля, усередині яких плями ніколи не з'являються. Мабуть, факели теж є місцями виходу магнітних полів в зовнішній шар Сонця, але ці поля слабкіше, ніж в плямах.

Кількість плям і факелів характеризує сонячну активність, максимуми якої повторюються через кожен одинадцять років. У роки мінімуму на Сонці довгий час може не бути жодної плями, а в максимумі їх число зазвичай вимірюється десяткамі.Солнечние інструменти

Основним інструментом астронома-спостерігача, що б він не вивчав на небі, є телескоп. І хоча принцип дії всіх телескопів загальний, для кожної області астрономії розроблені свої модифікації цього приладу.

Яскравість Сонця велика, отже, світлосила оптичної системи сонячного телескопа може бути невеликою. Набагато цікавіше отримати якомога більший масштаб зображення. Тому у сонячних телескопів дуже великі фокусні відстані. Найбільший з них має фокусну відстань 90 м і дає зображення Сонця діаметром 80 см.

Обертати подібну конструкцію було б нелегко. На щастя, це й не потрібно. Сонце рухається по небосхилу лише в обмеженій його області, всередині смуги шириною близько 470. Тому сонячного телескопу не потрібна монтування для наведення в будь-яку точку неба. Його встановлюють нерухомо, а сонячні промені направляються рухомий системою дзеркал - целостатом.

Бувають горизонтальні і вертикальні (баштові) сонячні телескопи. Горизонтальний телескоп побудувати легше, тому що всі його деталі знаходяться на горизонтальній осі. З ним і працювати легше. Але у нього є один суттєвий недолік. Сонце дає багато тепла, і повітря всередині телескопа сильно нагрівається. Нагріте повітря рухається вгору, більш холодний - вниз. Ці зустрічні потоки роблять зображення тремтячим і розмитою. Тому останнім часом будують в основному вертикальні сонячні телескопи. У них потоки повітря рухаються майже паралельно променям світла і менше псують зображення.

Важливим параметром телескопа є кутове дозвіл, характеризує його здатність давати роздільні зображення двох близьких один одному деталей. Наприклад, дозвіл в 1 кутову секунду (1 ") означає, що можна розрізнити два об'єкти, між якими дорівнює 1" дуги. Відомий радіус Сонця складає трохи менше 1000 ", а істинний - близько 700 тисяч кілометрів. Отже, 1" на Сонце відповідає відстані трохи більше 700 км. Кращі фотографії Сонця, отримані на найбільших інструментах, дозволяють побачити деталі розміром близько 200 км.

Зазвичай сонячні телескопи призначені в основному для спостереження фотосфери. Щоб спостерігати самі зовнішні і сильно розріджені, а тому слабо світяться шари сонячному атмосфери - сонячну корону, користуються спеціальним інструментом. Він так і називається коронограф. Винайшов його французький астроном Бернар Ліо в 1930 році.

У звичайних умовах сонячну корону побачити не можна, тому що світло від неї в 10 тисяч разів слабкіше світла денного неба поблизу Сонця. Можна скористатися моментами повних сонячних затемнень, коли диск Сонця закритий Місяцем. Але затемнення бувають рідко і часом у важкодоступних районах земної кулі. Та й погода не завжди сприятлива. А тривалої повної фази затемнення не перевищує 7 хвилин. Коронограф ж дозволяє спостерігати корону поза затемненням.

Щоб видалити світло від сонячного диска, у фокусі об'єктива коронографа встановлена ??штучна "луна". Вона являє собою маленький конус із дзеркальною поверхнею. Розмір його трохи більше діаметру зображення Сонця, а вершина спрямована до об'єктиву. Світло відкидається конусом назад в трубу телескопа або в особливу світлову "пастку". А зображення сонячної корони будує додаткова лінза, яка знаходиться за конусом.

Крім того, необхідно прибрати розсіяне світло в телескопі. Найголовніше - це добре відполірований лінзовий об'єктив без дефектів усередині скла. Його потрібно ретельно захищати від пилу. Кожна порошинка, кожен дефект лінзи - подряпини або бульбашка - при сильному освітленні працює як маленьке дзеркальце - відбиває світло у випадковому напрямку.

Коронографи зазвичай встановлюють високо в горах, де повітря прозоре і небо темніше. Але й там сонячна корона все ж слабкіше, ніж ореол неба навколо Сонця. Тому її можна спостерігати тільки у вузькому діапазоні спектра, в спектральних лініях випромінювання корони. Для цього використовують спеціальний фільтр або спектрограф.

Спектрограф - найважливіший допоміжний прилад для астрофізичних досліджень. Багато сонячні телескопи служать лише для того, щоб направляти пучок сонячного світла в спектрограф. Основними його елементами є: щілину для обмеження надходить світла; коллиматор (лінза або дзеркало), який робить паралельним пучок променів; дифракційні грати для розкладання білого світла в спектр і фотокамера чи іншої детектор зображення.

"Серце" спектрографа - дифракційна решітка, яка являє собою дзеркальну скляну пластинку з нанесеними на неї паралельними штрихами. Число штрихів у кращих грат досягає 1200 на міліметр.

Основна характеристика спектрографа - його спектральний дозвіл. Чим вище дозвіл, тим ближчі спектральні лінії можна побачити роздільно. Дозвіл залежить від декількох параметрів. Один з них - порядок спектра. Дифракційна решітка дає багато спектрів, видимих ??під різними кутами. Кажуть, що вона має багато порядків спектру. Найяскравіший порядок спектра - перший. Чим далі порядок, тим спектр слабша, але його дозвіл вище. Однак далекі порядки спектру накладаються один на одного. Оскільки потрібно і високий дозвіл, і яскравий спектр, доводиться йти на компроміс. Тому для спостережень зазвичай використовують другий-третій порядки спектру.

Однією з найбільш цікавих систем є ешельний спектрограф. У ньому крім спеціальної решітки, званої Ешел, варто скляна призма. Промені світла падають на Ешель під дуже гострим кутом. При цьому багато порядки спектру накладаються один на одного. Їх поділяють за допомогою призми, яка переломлює світло перпендикулярно штрихами решітки. У результаті виходить спектр, порізаний на шматочки. Довжину щілини ешельного спектрографа роблять дуже маленькою - кілька міліметрів, і спектри тому виходять вузькими.

Ешельний спектр являє собою набір смужок, розташованих одна під інший і розділених темними проміжками. Можливість використання високих порядків спектру в ешельном спектрографі дає перевагу в роздільної силі, що дуже важливо при вивченні тонкої структури спектральних ліній. Внутрішню будову Сонця.

Наше Сонце - це величезний сяючий газова куля, всередині якого протікають складні процеси і в результаті безперервно виділяється енергія. Внутрішній об'єм Сонця можна розділити на кілька областей; речовина в них відрізняється за своїми властивостями, і енергія розповсюджується за допомогою різних фізичних механізмів.

У центральній частині Сонця знаходиться джерело його енергії, або, кажучи образною мовою, та "грубка", яка нагріває його і не дає йому охолонути. Ця область називається ядром. Під вагою зовнішніх шарів речовина всередині Сонця стисло, причому чим глибше, тим сильніше. Щільність його збільшується до центру разом із зростанням тиску і температури. У ядрі, де температура сягає 15 мільйонів кельвінів, відбувається виділення енергії.

Ця енергія виділяється в результаті злиття атомів легких хімічних елементів в атоми більш важких. У надрах Сонця з чотирьох атомів водню утворюється один атом гелію. Саме цю страшну енергію люди навчилися звільняти при вибуху водневої бомби. Є надія, що в недалекому майбутньому людина зможе навчитися використовувати її і в мирних цілях.

Ядро має радіус не більше чверті загального радіусу Сонця. Проте в його обсязі зосереджена половина сонячної маси і виділяється практично вся енергія, яка підтримує світіння Сонця.

Але енергія гарячого ядра повинна якось виходити назовні, до поверхні Сонця. Існують різні способи передачі енергії залежно від фізичних умов середовища, а саме: променистий перенесення, конвекція і теплопровідність. Теплопровідність не грає велику роль в енергетичних процесах на Сонце і зірках, тоді як променистий і конвективний переноси дуже важливі.

Відразу навколо ядра починається зона променистої передачі енергії, де вона поширюється через поглинання і випромінювання речовиною порцій світла - квантів.

Щільність, температура і тиск зменшуються в міру віддалення від ядра, і в цьому ж напрямку йде потік енергії. В цілому процес цей вкрай повільний. Щоб квантом дістатися від центру Сонця до фотосфери, необхідні багато років: адже, переізлучаясь, кванти весь час змінюють напрямок, майже настільки ж часто рухаючись назад, як і вперед. Але коли вони врешті-решт виберуться назовні, це будуть вже зовсім інші кванти. Що ж з ними сталося?

У центрі Сонця народжуються гамма-кванти. Їх енергія в мільйони разів більше, ніж енергія квантів видимого світла, а довжина хвилі дуже мала. По дорозі кванти зазнають дивовижні перетворення. Окремий квант спочатку поглинається якимось атомом, але тут же знову переизлучается; найчастіше при цьому виникає не один колишній квант, а два або навіть декілька. За законом збереження енергії їх загальна енергія зберігається, а тому енергія кожного з них зменшується. Так виникають кванти все менших і менших енергій. Потужні гамма-кванти як би дробляться на менш енергійні кванти - спочатку рентгенівських, потім ультрафіолетових і нарешті видимих ??і інфрачервоних променів. У підсумку найбільшу кількість енергії Сонце випромінює в видимому світлі, і не випадково наші очі чутливі саме до нього.

Кванту потрібно дуже багато часу, щоб просочитися через щільне сонячне речовина назовні. Так що якби "грубка" всередині Сонця раптом згасла, то ми б дізналися про це лише мільйони років по тому.

На своєму шляху через внутрішні сонячні шари потік енергії зустрічає таку область, де непрозорість газу сильно зростає. Це конвективная зона Сонця. Тут енергія передається вже не випромінюванням, а конвекцією.

Що таке конвекція? Коли рідина кипить, вона перемішується. Так само може поводитися і газ. У жаркий день, коли земля нагріта променями Сонця, на тлі віддалених предметів добре помітні піднімаються цівки гарячого повітря. Їх легко спостерігати і над полум'ям газового пальника, і над розжареною конфоркою плити. Те ж саме відбувається і на Сонці в області конвекції. Величезні потоки гарячого газу піднімаються вгору, де віддають своє тепло навколишньому середовищу, а охолоджений сонячний газ опускається вниз. Схоже, що сонячне речовина кипить і перемішується, як в'язка рисова каша не вогні.

Конвективна зона починається приблизно на відстані 0,7 радіуса від центру і простягається практично до самої видимої поверхні Сонця (фотосфери), де перенесення основного потоку енергії знову стає променистим. Однак за інерцією сюди все ж проникають гарячі потоки з більш глибоких, конвективних шарів. Добре відома спостерігачам картина грануляції на поверхні Сонця є видимим явищем конвекції.

Звідки береться енергія Сонця?

Чому Сонце світить і не остигає вже мільярди років? Яке "паливо" дає йому енергії? Відповіді на ці питання вчені шукали століттями, і лише спочатку XX століття було знайдено правильне рішення. Тепер відомо, що Сонце, як і інші зірки, світить завдяки протікають в його надрах термоядерним реакцій. Що ж це за реакції?

Якщо ядра атомів легких елементів зіллються в ядро ??атома більш важкого елемента, то маса нового ядра виявиться менше, ніж сумарна маса тих же ядер, з яких воно утворилося. Залишок маси перетворюється на енергію, яку забирають частинки, що звільнилися в ході реакції. Ця енергія майже повністю переходить в тепло. Така реакція синтезу атомних ядер може відбуватися тільки при дуже високому тиску і температурі понад 10 млн. Градусів. Тому вона і називається термоядерної.

Основне речовина, що становить Сонце, - водень, на його частку приходить близько 71% всієї маси світила. Майже 27% належить гелію, а решта 2% - більш важким елементам, таким, як вуглець, азот, кисень і метали. Головним "паливом" на Сонце служить іменного водень. З чотирьох атомів водню в результаті ланцюжка перетворень утворюється один атом гелію. А з кожного грама водню, який бере участь в реакції, виділяється 6 ? 1011Дж енергії! На Землі такої кількості енергії вистачило б для того, щоб нагріти від температури 00С до точки кипіння 1000 м3води!

Розглянемо механізм термоядерної реакції перетворення водню в гелій, яка, мабуть, найбільш важлива для більшості зірок. Називається вона протон-протонної, так як починається з тісного зближення двох ядер атомів водню - протонів.

Протони заряджені позитивно, тому взаємно відштовхуються, причому, за законом Кулона, сила цього відштовхування обернено пропорційна квадрату відстані і при тісних зближеннях повинна стрімко зростати. Однак при дуже високій температурі і тиску швидкості теплового руху частинок настільки великі, а часткам так тісно, ??що найбільш швидкі з них все ж зближуються один з одним і опиняються у сфері впливу ядерних сил. У результаті може статися ланцюжок перетворень, яка завершиться виникненням нового ядра, що складається з двох протонів і двох нейтронів, - ядра гелію.

Далеко не кожне зіткнення двох протонів призводить до ядерної реакції. Протягом мільярдів років протон може постійно стикатися з іншими протонами, так і не дочекавшись ядерного перетворення. Але якщо в момент тісного зближення двох протонів відбудеться ще й інше малоймовірне для ядра подія - розпад протона на нейтрон, позитрон і нейтрино (такий процес називається бета-розпадом), то протон з нейтроном об'єднується в стійке ядро ??атома важкого водню - дейтерію.

Ядро дейтерію (дейтон) за своїми властивостями схоже на ядро ??водню, тільки важче. Але на відміну від останнього в надрах зірки ядро ??дейтерію довго існувати не може. Вже через кілька секунд, зіткнувшись ще з одним протоном, воно приєднує його до себе, випускає могутній гамма-квант і стає ядром ізотопу гелію, у якого два протони пов'язані не з двома нейтронами, як у звичайного гелію, а тільки з одним. Раз на кілька мільйонів років такі ядра легкого гелію зближуються настільки тісно, ??що можуть об'єднатися в ядро ??звичайного гелію, "відпустивши на свободу" два протона.

Отже, в підсумку послідовних ядерних перетворень утворюється ядро ??звичайного гелію. Породжені в ході реакції позитрони і гамма кванти передають енергію навколишнього газу, а нейтрино зовсім йдуть з зірки, тому що володіють дивовижною здатністю проникати через величезні товщі речовини, не зачепивши ні одного атома.

Реакція перетворення водню в гелій відповідально за те, що всередині Сонця зараз набагато більше гелію, ніж на його поверхні. Природно, виникає питання: що ж буде з Сонцем, коли весь водень в його ядрі вигорить і перетворитися на гелій, а як скоро це станеться?

Виявляється, приблизно через 5 мільярдів років вміст водню в ядрі Сонця настільки зменшиться, що його горіння почнеться в шарі навколо ядра. Це призведе до роздування сонячної атмосфери, збільшення розмірів Сонця, падіння температури на поверхні і підвищенню її в ядрі. Поступово Сонце перетвориться на червоний гігант - порівняно холодну зірку величезного розміру з атмосферою, яка перевершує кордону орбіти Землі. Життя Сонця на цьому закінчиться, і воно буде зазнавати ще багато змін, поки, зрештою, не стане холодним і щільним газовим кулею, всередині якого вже не відбувається ніяких термоядерних реакцій.Колебанія Сонця. Геліосейсмологія

Геліо? Сейсмологія? Який зв'язок між Сонцем і землетрусом? Або, може бути, на Сонце теж відбуваються землетруси, або, вірніше, солнцетрясенія?

Земна сейсмологія заснована на особливостях звуку * під землею. Однак на Сонці сейсмограф (прилад, реєструючий коливання грунту) поставити не можна. Тому коливання Сонця вимірюють зовсім іншими методами. Головний з них заснований на ефекті Доплера. Так як сонячна поверхня ритмічно опускається і піднімається (коливається), то її наближення-видалення позначається на спектрі випромінюваного світла. Досліджуючи спектри різних ділянок сонячного диска, отримують картину розподілу швидкостей; звичайно ж, з часом вона змінюється - хвилі біжать. Періоди цих хвиль лежать в діапазоні приблизно від 3 до 10 хв. Коли ж вони вперше були відкриті, знайдене значення періоду склало приблизно 5 хв. З тих пір всі ці коливання називаються "п'ятихвилинні".

Швидкості коливання сонячної поверхні дуже малі - десятки сантиметрів в секунду, і виміряти їх неймовірно складно. Але часто цікаво не саме значення швидкості, а те, як воно змінюється з часом (як хвилі проходять по поверхні). Припустимо, людина знаходиться в приміщенні з щільно заштореними вікнами; на вулиці сонячно, але в кімнаті напівтемрява. І раптом ледь помітний рух повітря трохи зрушують штору, і в очі вдаряє засліплюючий сонячний промінь. Легкий вітерець викликає настільки сильний ефект! Приблизно так само вимірюють вчені найменші зміни променевої швидкості сонячної поверхні. Роль штори відіграють лінії поглинання в спектрі Сонця. Прилад, що вимірює яскравість сонячного світла, настроюється так, щоб він пропускав лише світло з довжиною хвилі точно в центрі якої-небудь вузької лінії поглинання. Тоді при щонайменшій зміні довжини хвилі на вхід приладу потрапить не темна лінія, а яскравий сусідню ділянку безперервного спектру. Але це ще не все.

Щоб виміряти період хвилі з максимальною точністю, її потрібно спостерігати як можна довше, причому без перерв, інакше потім не можна буде визначити, яка це хвиля - та ж сама або вже інша. А Сонце щовечора ховається за горизонтом, та ще хмари час від часу набігають ...

Перше рішення проблеми полягало в спостереженні за Південним полярним колом - там Сонце влітку не заходить за горизонт тижнями і до того ж більше ясним днів, ніж в Заполяр'ї. Однак налагоджувати роботу астрономів в Антарктиді складно і дорого. Інший запропонований шлях більш очевидний, але ще більш доріг: спостереження з космосу. Такі спостереження іноді проводяться як побічні дослідження (наприклад, на вітчизняних "Фобос", по вони летіли до Марса). В кінці 1995 року був запущений міжнародний супутник SOHO (Solar and Heliospheric Observatory), на якому встановлено безліч приладів, розроблених вченими різних країн.

На більшу частину спостережень і раніше проводять із Землі. Щоб уникнути перерв, пов'язаних з ночами і поганою погодою, Сонце спостерігають з різних континентів. Адже коли в Східній півкулі ніч, у Західному - день, і навпаки. Сучасні методи дозволяють представити такі спостереження як один безперервний ряд. Важлива умова для цього - щоб телескопи і прилади були однаковими. Подібні спостереження проводять в рамках великих міжнародних проектів.

Що ж вдалося дізнатися про Сонце, вивчаючи ці незвичайні, беззвучні звукові хвилі? Спочатку уявлення про їх природу не сильно відрізнялися від того, що було відомо про коливання земної кори. Вчені уявляли собі, як процеси на Сонці (наприклад, грануляція) порушують ці хвилі, і вони біжать по поверхні нашого світила, немов морські хвилі по водній гладі.

Але надалі виявився дуже цікавий факт: виявилося, що деякі хвилі в різних частинах сонячного диска пов'язані між собою (фізики кажуть: мають одну фазу). Це можна уявити собі так, ніби вся поверхня покрита рівномірної сіткою хвиль, але в деяких місцях вона не видна, а в інших чітко проявляється. Виходить, що різні області мають проте узгоджену картину осциляції. Дослідники прийшли до висновку, що сонячні коливання носять глобальний характер: хвилі пробігають дуже великі відстані і в різних місцях сонячного диска видні прояви однієї і тієї ж хвилі. Таким чином, можна сказати, що Сонце "звучить, як дзвін", тобто як одне ціле.

Як і у випадку із Землею, коливання поверхні Сонця - лише відгомін тих хвиль, які поширюються в його глибинах. Одні хвилі доходять до центру Сонця, інші загасають на півдорозі. Це і допомагає досліджувати властивості різних частин сонячних надр. Вивчаючи хвилі з різною глибиною проникнення, вдалося навіть побудувати залежність швидкості звуку від глибини! А оскільки з теорії відомо, що на нижній межі зони конвекції має бути різка зміна швидкості звуку, вдалося визначити, де починається сонячна конвективная зона. Це не сьогодні одне з найважливіших досягнень геліосейсмології.

Є у геліосейсмології і свої проблеми. Наприклад, поки не вдалося з'ясувати причину коливань сонячної поверхні. Вважається, що найбільш вірогідне джерело коливань - грануляція: що виходять на поверхню потоки розжареної плазми, подібно потужним фонтанів, викликають розбігаються в усі сторони хвилі. Однак на ділі все не так просто, і теоретики поки не змогли задовільно описати ці процеси. Зокрема, неясно, чому хвилі настільки стійкі, що можуть оббігти все Сонце, що не затухаючи?

За допомогою методів геліосейсмології вдалося встановити, що внутрішня частина Сонця (ядро) обертається помітно швидше, ніж зовнішні шари. Нерівномірне обертання Сонця робить на його осциляції такий же вплив, як тріщина на дзвін. В результаті "звук" стає дуже чистим - змінюються існуючі періоди коливань і з'являються нові. Це дає можливість досліджувати обертання внутрішніх шарів, яке іншими методами поки вивчати не можна. Вважається, що саме завдяки нерівномірному обертанню Сонця має магнітне поле.

Ось така несподівана і бурхливо розвивається зараз галузь науки виникла із, здавалося б, нічём не примітних вимірів рухів сонячної поверхні.

Сонячна атмосфера

Земна атмосфера - це повітря, яким ми дихаємо, звична нам газова оболонка Землі. Такі оболонки є і в інших планет. Зірки цілком складаються з газу, але їх зовнішні шари також іменують атмосферою. При цьому зовнішніми вважаються ті верстви, звідки хоча б частину випромінювання може безперешкодно, чи не поглинаючись вищерозташованими шарами, піти у навколишній простір.

Фотосфера

Атмосфера Сонця починається на 200 - 300 км глибше видимого краю сонячного диска. Ці самі глибокі шари атмосфери називають фотосферою. Оскільки їх товщина складає не більше однієї трьохтисячний частки сонячного радіуса, фотосфери іноді умовно називають поверхнею Сонця.

Щільність газів у фотосфері приблизно така ж, як у земній стратосфері, і сотні разів менше, ніж у поверхні Землі. Температура фотосфери зменшується від 8000 К на глибині 300 км до 4000 К в самих верхніх шарах. Температура ж того середнього шару, випромінювання якого ми сприймаємо, близько 6000 К.

За таких умов майже всі молекули газу розпадаються на окремі атоми. Лише в самих верхніх шарах фотосфери зберігаються відносно небагато найпростіших молекул і радикалів типу H2, OH, CH.

Особливу роль у сонячній атмосфері відіграє не зустрічається в земній природі негативний іон водню, який є протон з двома електронами. Це незвичайне поєднання виникає в тонкому, зовнішньому, найбільш "холодному" шарі фотосфери при "налипанні" на нейтральні атоми водню негативно заряджених вільних електронів, які поставляються легко іонізуемимі атомами кальцію, натрію, магнію, заліза та інших металів. При виникненні негативні іони водню випромінюють більшу частину видимого світла. Цей же світло іони жадібно поглинають, через що непрозорість атмосфери з глибиною швидко зростає. Тому видимий край Сонця і здається нам дуже різким.

Майже всі наші знання про Сонця засновані на вивченні його спектру - вузенькою різнобарвною смужки, що має ту ж природу, що і веселка. Вперше, поставивши призму на шляху сонячного променя, таку смужку отримав Ньютон і вигукнув: "Спектрум!" (Латинське Spectrum - "бачення"). Пізніше в спектрі Сонця помітили темні лінії і визнали їх межами квітів. У 1815 році німецький фізик Йозеф Фраунгофер дав перше докладний опис таких ліній в сонячному спектрі, і їх стали називати його ім'ям. Виявилося, що фраунгоферові лінії відповідають вузьким ділянкам спектра, які сильно поглинаються атомами різних речовин.

У телескоп з великим збільшенням можна спостерігати тонкі деталі фотосфери: вся вона здається посипаної дрібними яскравими зернятками - гранулами, розділеними мережею вузьких темних доріжок. Грануляція є результатом перемішування спливаючих теплих потоків газу і опускаються більш холодних.

Різниця температур між ними в зовнішніх шарах порівняно невелика (200-300 К), але глибше, в конвективної зоні, вона більше, і перемішування відбувається значно інтенсивніше. Конвекція в зовнішніх шарах Сонця грає величезну роль, визначаючи загальну структуру атмосфери. У кінцевому рахунку саме конвекція в результаті складної взаємодії з сонячними магнітними полями є причиною всіх різноманітних проявів сонячної активності.

Магнітні поля беруть участь у всіх процесах на Сонце. Часом в невеликої області сонячної атмосфери виникають концентровані магнітні поля, у кілька тисяч разів сильніші, ніж на Землі. Ионизованного плазма - хороший провідник, вона не може переміщатися упоперек лінії магнітної індукції сильного магнітного поля. Тому в таких місцях перемішування і підйом гарячих газів знизу гальмується, і виникає темна область - сонячне пляма. На тлі сліпучої фотосфери воно здається зовсім чорним, хоча насправді яскравість його слабкіше тільки в разів десять.

З часом величина і форма плям сильно змінюються. Виникнувши у вигляді ледь помітної - пори, пляма поступово збільшує свої розміри до декількох десятків тисяч кілометрів. Великі плями, як правило, складаються з темної частини (ядра) і менш темною - півтіні, структура якої додає плямі вид вихору. Плями бувають оточені більш яскравими ділянками фотосфери, званими смолоскипами або факельними полями.

Фотосфера поступово переходить у більш розріджені шари сонячної атмосфери - хромосферу і корону.

Хромосфера

Хромосфера (грецьке "сфера кольори") названа так за свою червонувато-фіолетове забарвлення. Вона видно під час повних сонячних затемнень як клочковатое яскраве кільце навколо чорного диска Місяця, тільки що затьмарить Сонце. Хромосфера досить неоднорідна і складається в основному з довгастих витягнутих язичків (спікули), які надають її вид палаючої трави. Температура цих хромосферних струменів в два-три рази вище, ніж у фотосфері, а щільність в сотні тисяч разів менше. Загальна протяжність хромосфери 10-15 тисяч кілометрів.

Зростання температури в хромосфері пояснюється поширенням хвиль і магнітних полів, проникаючих в неї з конвективної зони. Речовина нагрівається приблизно так само, як якби це відбувалося в гігантській мікрохвильової печі. Швидкості теплових рухів частинок зростають, частішають зіткнення між ними, і атоми втрачають свої зовнішні електрони: речовина стає гарячої іонізованої плазмою. Ці ж фізичні процеси підтримують і надзвичайно високу температуру самих зовнішніх шарів сонячної атмосфери, які розташовані вище хромосфери.

Часто під час затемнень (а за допомогою спеціальних спектральних приладів - і не чекаючи затемнень) над поверхнею Сонця можна спостерігати вигадливої ??форми "фонтани", "хмари", "воронки", "кущі", "арки" та інші яскраво світяться освіти з хромосферного речовини. Вони бувають нерухомими або повільно змінюються, оточені плавними вигнутими струменями, які втікають в хромосферу або випливають з неї, піднімаючись на десятки і сотні тисяч кілометрів. Це самі грандіозні освіти сонячної атмосфери - протуберанці. При спостереженні в червоній спектральної лінії, що випромінюється атомами водню, вони здаються на тлі сонячного темними, довгими і зігнутими волокнами.

Протуберанці мають приблизно ту ж щільність і температуру, що і хромосфера. Але вони знаходяться над нею і оточені вищими, сильно розрідженими верхніми шарами сонячної атмосфери. Протуберанці не падають в хромосферу тому, що їх речовина підтримується магнітними полями активних областей Сонця.

Вперше спектр протуберанця поза затемненням спостерігали французький астроном П'єр Жансен і його англійський колега Джозеф Локьер в 1868 році. Щілина спектроскопа розташовують так, щоб вона перетинала край Сонця, і якщо поблизу нього знаходиться протуберанець, то можна помітити спектр його випромінювання. Направляючи щілину на різні ділянки протуберанця або хромосфери, можна вивчити їх по частинах. Спектр протуберанця, як і хромосфери, складається з яскравих ліній, головним чином водню, гелію і кальцію. Лінії випромінювання інших хімічних елементів теж присутні, але вони набагато слабкіше.

Деякі протуберанці, пробувши тривалий час без помітних змін, раптово як би вибухають, і речовина їх зі швидкістю в сотні кілометрів на секунду викидається в міжпланетний простір. Вид хромосфери також часто змінюється, що вказує на безперервний рух складових її газів.

Іноді щось схоже на вибухи відбувається в дуже невеликих за розміром областях атмосфери Сонця. Це так звані хромосферні спалаху. Вони тривають зазвичай кілька десятків хвилин. Під час спалахів в спектральних лініях водню, гелію, іонізованого кальцію та деяких інших елементів свічення окремої ділянки хромосфери раптово збільшується в десятки разів. Особливо сильно зростає ультрафіолетове і рентгенівське випромінювання: часом його потужність у кілька разів перевищує загальну потужність випромінювання Сонця в цій короткохвильової області спектра до спалаху.

Плями, факели, протуберанці, хромосферні спалаху - все це прояв сонячної активності. З підвищенням активності число цих утворень на Сонце стає більше.

Корона

На відміну від фотосфери і хромосфери зовнішня частина атмосфери Сонця - корона - володіє величезною протяжністю: вона простягається на мільйони кілометрів, що відповідає кільком сонячним радіусів, а її слабке продовження йде ще далі.

Щільність речовини в сонячній короні зменшується з висотою значно повільніше, ніж щільність повітря в земній атмосфері. Зменшення щільності повітря при підйомі вгору визначається тяжінням Землі. На поверхні Сонця сила тяжіння значно більше, і, здавалося б, його атмосфера не повинна бути високою. Насправді вона надзвичайно велика. Отже, є якісь сили, що діють проти тяжіння Сонця. Ці сили пов'язані з величезними швидкостями руху атомів і електронів в короні, розігрітій до температури 1 - 2 мільйони градусів!

Корону найкраще спостерігати під час повної фази сонячного затемнення. Правда, за ті кілька хвилин, що вона триває, дуже важко замалювати не тільки окремі деталі, але навіть загальний вигляд корони. Око спостерігача ледь лише починає звикати до раптово настали сутінках, а що з'явився з-за краю Місяця яскравий промінь Сонця вже сповіщає про кінець затемнення. Тому часто замальовки корони, виконані досвідченими спостерігачами під час одного й того ж затемнення, сильно розрізнялися. Не вдавалося навіть точно визначити її колір.

Винахід фотографії дало астрономам об'єктивний і документальний метод дослідження. Однак отримати гарний знімок корони теж нелегко. Справа в тому, що найближча до Сонця її частина, так називається внутрішня корона, порівняно яскрава в той час як далеко Протирати зовнішня корона представляється дуже блідим сяйвом. Тому якщо на фотографіях добре видно зовнішня корона, то внутрішня виявляється перетриманих, а на знімках, де проглядаються деталі внутрішньої корони, зовнішня зовсім непомітна. Щоб подолати ці труднощі, під час затемнення зазвичай намагаються отримати відразу кілька знімків корони - з великими і маленькими витягами. Або ж корону фотографують, поміщаючи перед фотопластиной спеціальний "радіальний" фільтр, що послабляє кільцеві зони яскравих внутрішніх частин корони. На таких знімках її структуру можна простежити до відстаней у багато сонячних радіусів.

При спостереженні з поверхні Землі Сонячна корона, що простягається над видимою поверхнею Сонця - фотосферою - виглядає як насилу помітне розріджений бліде утворення, яке, однак, відповідно до вимірів в сотні разів гаряче самої фотосфери. У чому джерело її нагрівання? Астрономи з давніх пір вважали причиною високої температури корони магнітні поля, які піднімають жахливих розмірів петлі сонячної плазми над фотосферою. Однак нові неймовірно докладні спостереження корональних петель, зроблені на супутнику TRACE, вказують на інше джерело енергії невідомої природи. Цей та інші знімки, сделенние на супутнику TRACE в діапазоні вакуумного ультрафіолету, свідчать про те, що процес нагріву відбувається в нижній частині корони поблизу основи петель там, де вони з'єднуються з поверхнею Сонця. Нові результати спростовують загальноприйняту теорію, яка передбачає рівномірний нагрів петель. На цьому фантастичному зображенні з супутника TRACE видно пучки величних гарячих корональних петель своїми розмірами в 30 і більше разів перевищують діаметр Землі.

Вже перші вдалі фотографії дозволили виявити в короні велика кількість деталей: корональні промені, всілякі "дуги", "шоломи" та інші складні освіти, чітко пов'язані з активними областями.

Головною особливістю корони є промениста структура. Корональні промені мають найрізноманітнішу форму: іноді вони короткі, іноді довгі, бувають промені і прямі, а іноді вони сильно вигнуті.

Ще в 1897 році пулковський астроном Олексій Павлович Ганський виявив, що загальний вигляд сонячної корони періодично змінюється. Виявилося, що це пов'язано з 11-річним циклом сонячної активності.

З 11-річним періодом змінюється як загальна яскравість, так і форма сонячної корони. В епоху максимуму сонячних плям вона має порівняно округлу форму. Прямі та спрямовані вздовж радіуса Сонця промені корони спостерігаються як у сонячного екватора, так і в полярних областях. Коли ж плям мало, корональні промені утворюються лише в екваторіальних і середніх широтах. Форма корони ставати витягнутої. У полюсів з'являються характерні короткі промені, так звані полярні щіточки. При цьому загальна яскравість корони зменшується. Ця цікава особливість корони, мабуть, пов'язана з поступовим переміщенням протягом 11-річного циклу зони переважного утворення плям. Після мінімуму плями починають виникати по обидві сторони від екватора на широтах 30 - 400. Потім зонапятнообразованія поступово опускається до екватора.

Ретельні дослідження дозволили встановити, що між структурою корони і окремими утвореннями в атмосфері Сонця існує певний зв'язок. Наприклад, над плямами і смолоскипами зазвичай спостерігаються яскраві і прямі корональні промені. В їхній бік вигинаються сусідні промені. В основі корональної променів яскравість хромосфери збільшується. Таку її область називають зазвичай збудженої. Вона гаряче і щільніше сусідніх, збудженому областей. Над плямами в короні спостерігаються яскраві складні освіти. Протуберанці також часто бувають оточені оболонками з корональної матерії.

Корона виявилася унікальною природною лабораторією, в якій можна спостерігати речовина в самих незвичайних і недосяжних на Землі умовах.

На рубежі XIX - XX століть, коли фізика плазми фактично ще не існувала, спостережувані особливості корони представлялися незрозумілою загадкою. Так, за кольором корона дивно схожа на Сонце, як ніби його світло відбивається дзеркалом. При цьому, однак, у внутрішній короні зовсім зникають характерні для сонячного спектра фраунгоферові лінії. Вони знову з'являються далеко від краю Сонця, у зовнішній короні, але вже дуже слабо. Крім того, світло корони поляризований: площини, в яких коливаються світлові хвилі, розташовуються (майже до 50%), а потім зменшуються. Нарешті, в спектрі корони з'являються яскраві емісійні лінії, які майже до середини XX століття не вдавалося ототожнити ні з одним з відомих хімічних елементів.

Виявилося, що головна причина всіх цих особливостей корони - висока температура сильно розрідженого газу. При температурі понад 1 мільйон градусів середні швидкості атомів водню перевищують 100, а у вільних електронів вони ще раз в 40 більше. При таких швидкостях, незважаючи на сильну розрідженість речовини (всього 100 мільйонів часток в 1 см3, що в 100 мільярдів разів розріджені повітря на Землі), порівняно часті зіткнення атомів, особливо з електронами. Сили електронних ударів так великі, що атоми легких елементів практично повністю всіх своїх електронів і від них залишаються лише "голі" атомні ядра. Більш важкі елементи зберігають найглибші електронні оболонки, переходячи в стан високого ступеня іонізації.

Отже, корональної газ - це високоіонізованная плазма; вона складається з безлічі позитивно заряджених іонів різноманітних хімічних елементів і трохи більшої кількості вільних електронів, що виникли при іонізації атомів водню (по одному електрону), гелію (по два електрони) і більш важких атомів. Оскільки в такому газі основну роль відіграють рухливі електрони, його часто називають електронним газом, хоча при цьому мається на увазі наявність такої кількості позитивних іонів, яке повністю забезпечувало б нейтральність плазми в цілому.

Білий колір корони пояснюється розсіюванням звичайного сонячного світла на вільних електронах. Вони не вкладають своєї енергії при розсіюванні: коливаючись у такт світлової хвилі, вони лише змінюють напрямок розсіюється світла, при цьому поляризуючи його. Таємничі яскраві лінії в спектрі породжені незвичайним випромінюванням високоіонізованних атомів заліза, аргону, нікелю, кальцію та інших елементів, що виникають тільки в умовах сильного розрідження. Нарешті, лінії поглинання у зовнішній короні викликані розсіюванням на пилових частинках, які постійно присутні в міжзоряному середовищі. А відсутність лінії у внутрішній короні пов'язано з тим, що при розсіюванні на дуже швидко рухаються електронах всі кванти відчувають настільки значні зміни частот, що навіть сильні фраунгоферові лінії сонячного спектра повністю "замиваються".

Отже, корона Сонця - зовнішня частина його атмосфери, сама розріджена і найгарячіша. Додамо, що вона і найближча до нас: виявляється, вона простягається далеко від Сонця у вигляді постійно рухаються від нього потоку плазми - сонячного вітру. Поблизу Землі його швидкість складає в середньому 400-500, а часом досягає майже 1000. Поширюючись далеко за межі орбіт Юпітера і Сатурна, сонячний вітер утворює гігантську гелиосферу, що межує з ще більш розрідженій міжзоряним середовищем.

Фактично ми живемо оточені сонячної короною, хоча і захищені від її проникаючої радіації надійним бар'єром у вигляді земного магнітного поля. Через корону сонячна активність впливає на багато процесів, що відбуваються на Землі (геофізичні явища).

Як Сонце впливає на Землю

Сонце висвітлює і зігріває нашу планету, без цього було б неможливе життя на ній не тільки людини, але навіть мікроорганізмів. Сонце - головний (хоча і не єдиний) двигун відбуваються на Землі. Але не тільки тепло і світло одержує Земля від Сонця. Різні види сонячного випромінювання і потоки часток впливають на її життя.

Сонце посилає на Землю електромагнітні хвилі всіх областей спектра - від багатокілометрових радіохвиль до гамма-променів. Околиць Землі досягають також заряджені частки різних енергій - як високих (сонячні космічні промені), так і низьких і середніх (потоки сонячного вітру, викиди від спалахів). Нарешті, Сонце випускає могутній потік елементарних часток - нейтрино. Однак вплив останніх на земні процеси пренебрежимо мало: для цих часток земна куля прозора, і вони вільно крізь нього пролітають.

Тільки дуже мала частина заряджених часток з міжпланетного простору попадає в атмосферу Землі (інші чи відхиляє чи затримує геомагнітне поле). Але їхньої енергії досить для того щоб викликати полярні сяйва і зміни магнітного поля нашої планети.

Енергія сонячного світла

Електромагнітне випромінювання піддається суворому відбору в земній атмосфері. Вона прозора тільки для видимого світла і ближніх ультрафіолетового та інфрачервоного випромінювання, а також для радіохвиль в порівняно вузькому діапазоні (від сантиметрових до метрових). Все інше випромінювання або відбивається, або поглинається атмосферою, нагріваючи і іонізуя її верхні шари.

Поглинання рентгенівських і жорстких ультрафіолетових променів починається на висотах 300-350 кілометрів; на цих же висотах відображаються найбільш довгі радіохвилі, що приходять з космосу. При сильних сплесках сонячного від хромосферних спалахів рентгенівські кванти проникають до висот 80 - 100 кілометрів від поверхні Землі, ионизуют атмосферу і викликають порушення зв'язку на коротких хвилях.

М'яке (довгохвильове) ультрафіолетове випромінювання здатне проникати ще глибше, воно поглинається на висоті 30 - 35 кілометрів. Тут ультрафіолетові кванти розбивають на атоми (дисоціюють) молекули кисню (02) з подальшим утворенням озону (03) .Тим самим створюється не прозорий для ультрафіолету "озоновий екран", що оберігає життя на Землі від згубних променів. Не поглинула частина найбільш довгохвильового ультрафіолетового випромінювання доходить до земної поверхні. Саме ці промені викликають у людей засмага і навіть опіки шкіри при тривалому перебуванні на сонці.

Випромінювання у видимому діапазоні поглинається слабо. Однак воно розсіюється атмосферою навіть за відсутності хмар, і частина його повертається в міжпланетний простір. Хмари, що складаються з крапельок води і твердих частинок, значно посилюють відображення сонячного випромінювання. В результаті до поверхні планети доходить в середньому близько половини падаючого на кордон земної атмосфери світла.

Кількість сонячної енергії, що припадає на поверхню площею 1 м2, розгорнуту перпендикулярно сонячним променям на межі земної атмосфери, називається сонячної постійної. Виміряти її із Землі дуже важко, і тому значення, знайдені до початку космічних досліджень, були дуже приблизними. Невеликі коливання (якщо вони реально існували) завідомо "тонули" в неточності вимірювань. Лише виконання спеціальної космічної програми за визначенням сонячної постійної дозволило знайти її надійне значення. За останніми даними, воно складає 1370с точністю до 0,5%. Коливань, що перевищують 0,2% за час вимірювань не виявлено.

На Землі випромінювання поглинається сушею і океанами. Нагріта земна поверхня в свою чергу випромінює в довгохвильовій інфрачервоній області. Для такого випромінювання азот і кисень атмосфери прозорі. Зате воно жадібно поглинається водяною парою і вуглекислим газом. Завдяки цим малим складовим повітряна оболонка утримує тепло. У цьому і полягає парниковий ефект атмосфери. Між приходом сонячної енергії на Землю і її втратами на планеті загалом існує рівновага: скільки надходить, стільки й витрачається. В іншому випадку температура земної поверхні разом з атмосферою або постійно підвищувалася б, або падала.

Сонячний вітер і міжпланетні магнітні поля

В кінці 50-х років XX століття американський астрофізик Юджин Паркер прийшов до висновку, що, оскільки газ в сонячній короні має високу температуру, яка зберігається з віддаленням від Сонця, він повинен безперервно розширюватися, заповнюючи Сонячну систему. Результати, отримані за допомогою радянських і американських космічних апаратів, підтвердили правильність теорії Паркера.

У міжпланетному просторі справді мчить спрямований від Сонця потік речовини, що отримав назву сонячний вітер. Від являє собою продовження розширюється сонячної корони; складають його в основному ядра атомів водню (протони) і гелію (альфа-частинки), а також електрони. Частинки сонячного вітру летять зі швидкостями, складовими кілька сот кілометрів на секунду, віддаляючись від Сонця на багато десятків астрономічних одиниць - туди, де міжпланетна середу Сонячної системи переходить в розріджений міжзоряний газ. А разом з вітром у міжпланетний простір переносяться і сонячні магнітні поля.

Загальне магнітне поле Сонця по формі ліній магнітної індукції трохи нагадує земне. Але силові лінії земного поля біля екватора замкнуті і не пропускають спрямовані до Землі заряджені частинки. Силові лінії сонячного поля, навпаки, в екваторіальній області розімкнуті і витягуються в міжпланетний простір, викривляючись подібно спіралях. Порозуміються це тим, що силові лінії залишаються пов'язаними з Сонцем, яке обертається навколо своєї осі. Сонячний вітер разом з "вмороженого" в нього магнітним полем формує газові хвости комет, направляючи їх в сторону від Сонця. Зустрічаючи на своєму шляху Землю, сонячний вітер сильно деформує її магнітосферу, внаслідок чого наша планета володіє довгим магнітним "хвостом", також спрямованим від Сонця. Магнітне поле Землі чуйно відгукується на обдувають її потоки сонячної речовини.

Бомбардування енергійними частинками

Крім безперервно "дме" сонячного вітру наше світило служить джерелом енергійних заряджених частинок (в основному протонів, ядер атомів гелію і електронів) з енергією 106- 109електронвольт (ЕВ). Їх називають сонячними космічними променями. Відстань від Сонця до Землі - 150 мільйонів кілометрів - найбільш енергійні їх цих частинок покривають всього за 10 - 15 хвилин. Основним джерелом сонячних космічних променів є хромосферні спалаху.

За сучасними уявленнями, спалах - це раптове виділення енергії, накопиченої в магнітному полі активної зони. На певній висоті над поверхнею Сонця виникає область, де магнітне поле на невеликому протязі різко змінюється за величиною і напрямком. У якийсь момент силові лінії поля раптово "перез'єднання", конфігурація його різко змінюється, що супроводжується прискоренням заряджених частинок до високої енергії, нагріванням речовини і появою жорсткого електромагнітного випромінювання. При цьому відбувається викид частинок високої енергії в міжпланетний простір і спостерігається потужне випромінювання в радіодіапазоні.

Хоча "принцип дії" спалаху вчені, мабуть, зрозуміли правильно, детальної теорії спалахів поки немає.

Спалахи - найпотужніші вибухоподібні процеси, які спостерігаються на Сонці, точніше в його хромосфері. Вони можуть тривати лише кілька хвилин, але за цей час виділяється енергія, яка іноді сягає 1025Дж. Приблизно така ж кількість тепла приходить від Сонця на всю поверхню нашої планети за цілий рік.

Потоки жорсткого рентгенівського випромінювання і сонячних космічних променів, що народжуються при спалахах, робить сильний вплив на фізичні процеси у верхній атмосфері Землі і навколоземному просторі. Якщо не вжити спеціальних заходів, можуть вийти з ладу складні космічні прилади і сонячні батареї. З'являється навіть серйозна небезпека опромінення космонавтів, що знаходяться на орбіті. Тому в різних країнах проводяться роботи з наукового передбачення сонячних спалахів на підставі вимірів сонячних магнітних полів.

Як і рентгенівське випромінювання, сонячні космічні промені не доходять до поверхні Землі, але можуть ионизовать верхні шари її атмосфери, що позначається на стійкості радіозв'язку між віддаленими пунктами. Але дія частинок цим не обмежується. Швидкі частки викликають сильні струми в земній атмосфері, призводять до обурення магнітного поля нашої планети і навіть впливають на циркуляцію повітря в атмосфері.

Найбільш яскравим і вражаючим проявом бомбардування атмосфери сонячними частками є полярні сяйва. Це свічення у верхніх шарах атмосфери, що має або розмиті (дифузні) форми, або вид корон або завіс (драпрі), що складаються з численних окремих променів. Сяйва зазвичай бувають червоного або зеленого кольору: саме так світяться основні складові атмосфери - кисень і азот - при опроміненні їх енергійними частинками. Видовище безшумно виникають червоних і зелених смуг і променів, беззвучна гра кольорів, повільне або майже миттєве згасання коливаються "завіс" залишають незабутнє враження. Подібні явища найкраще видно вздовж овалу полярних сяйв, розташованого між 100и 200шіроти від магнітних полюсів. У період максимумів сонячної активності в Північній півкулі овал зміщується на південь, і сяйва можна спостерігати в більш низьких широтах.

Частота та інтенсивність полярних сяйв досить чітко слідують сонячного циклу: в максимумі сонячної активності рідкісний день обходиться без сяйв, а в мінімумі вони можуть бути відсутні місяцями. Наявність або відсутність полярних сяйв, таким чином, служить непоганим показником активності Сонця. І це дозволяє простежити сонячні цикли в минулому, за межами того історичного періоду, коли проводилися систематичні спостереження сонячних плям.

Цикли сонячної активності

Число плям на диску Сонця не є постійним, воно змінюється як з кожним днем, так і протягом більш тривалих проміжків часу. Німецький астроном-любитель Генріх Швабе, який 17 років вів систематичні спостереження сонячних плям, зауважив: їх кількість зменшується від максимуму до мінімуму, а потім збільшується до максимального значення за період близько 10 років. При цьому в максимумі на сонячному диску можна бачити 100 і більше плям, тоді як в мінімумі - всього кілька, а іноді протягом цілих тижнів не спостерігається жодного. Повідомлення про своє відкриття Швабе опублікував в 1843 році.

Швейцарський астроном Рудольф Вольф уточнив, що середній період зміни числа плям становить не 10, а 11 років. Він же запропонував для кількісної оцінки активності Сонця використовувати умовну величину, яка називається з тих пір числом Вольфа. Воно визначається як сума загальної кількості плям на Сонці (f) і подесятереною числа груп плям (g), причому ізольоване одиночне пляма теж вважається групою: W = f + 10g.

Цикл сонячної активності називають 11- річним у всіх підручниках і популярних книгах з астрономії. Однак Сонце любить чинити по-своєму. Так, за останні 50 років проміжок між максимумами становив у середньому 10, 4 роки. Взагалі ж за час регулярних спостережень Сонця вказаний період змінювався від 7 до 17 років. І це ёщё не все. Проаналізувавши спостереження плям з початку телескопічних досліджень, англійський астроном Уолтер Маундер в 1893 році прийшов до висновку, що з 1645 по 1715 року на Сонці взагалі не було плям! Цей висновок підтвердилося в наступних роботах; мало того, з'ясувалося, що подібні "відпустки" Сонце брало і в більш далекому минулому. До речі, саме на "Маундеровский мінімум" припав період найхолодніших зим в Європі за останнє тисячоліття.

На цьому сюрпризи сонячних циклів не закінчуються. Провідне пляма в групі (перше по напрямку обертання Сонця) зазвичай має одну полярність (наприклад, північну), а замикає - протилежну (південну), і це правило виконується для всіх груп плям в одній півкулі Сонця. В іншій півкулі картина зворотна: провідні плями в групах матимуть південну полярність, а замикають - північну. Але, виявляється, при появі плям нового покоління (наступного циклу) полярність провідних плям змінюється на протилежну. Лише в циклах через один провідні плями знаходять колишню полярність. Так що "істинний" сонячний цикл з поверненням колишньої магнітної полярності ведучих плям в дійсності охоплює не 11, а 22 року (звичайно, в середньому).

Список літератури:

1. Енциклопедія для дітей. Т.8. Астрономія 2-е видання, Е68 испр.

(Главн. Ред. М.Д. Аксьонов - М .: Аванта +, 2000-688 с .: іл.

2. Енциклопедичний словник юного астронома, М.: Педагогіка, 1980

3. Астрономія: Підручник для 11 кл. середовищ. шк., М: Просвещение, 1990

4. Клушанцев П.В. "Чи самотні ми у всесвіті?" 0: Дет. лит., 1981р.

5. Пошуки життя в Сонячній системі: Переклад з англійської. М .: Світ, 1988

Зміст

"Що видно на Сонце?" ................................................... ..3

Грануляція .................................. .................................... 3

Плями ........................................ .................................... ..3

Смолоскипи ........................................................................... 4

Сонячні інструменти ................ .................................... .4

Внутрішню будову Сонця ............................................. ..6

"Звідки береться енергія Сонця" ....................................... ... 8

Сонячна атмосфера ...................................................... .12

Фотосфери .................................................................. ... 12

Хромосфера .................................................................. .13

Корона ........................................................................ ..14

Як Сонце впливає на Землю ............................................. .17

Енергія сонячного світла ................ ................................. .18

Сонячний вітер і міжпланетні магнітні поля. ............... ..19

Бомбардування енергійними частинками .............................. .19

Цикли сонячної активності ........................... .. ............... ..21

Список літератури .......................................... .. ............... 23

* Звук являє собою пружні хвилі. Низькі звуки мають більший період коливання, високі - менший. Період часто замінюють зворотною величиною - частотою, вимірюваних в герцах (Гц); 1 Гц відповідає одному коливанню за секунду. Існує ще дві характеристики звуку: довжина хвилі і швидкість поширення.

Сейсмологи мають справу зі звуками частотою від однієї сотої до декількох герц. Вивчаючи коливання земної кори (осциляції), можна багато чого довідатися про властивості порід, що складають Землю. Велика частина відомостей про її внутрішню будову отримана саме таким шляхом.

Сейсмологічні дослідження грунтуються на тому, що швидкість і затухання звуку залежить від властивостей середовища. Зокрема, в твердих тілах і рідинах звук поширюється краще, ніж в газах (повітрі). Швидкість поширення звуку в різних тілах заздрості також від частоти звуку. Усім цим і користуються сейсмологи. Вимірюючи силу звуку (амплітуду хвилі), що пройшов через різні внутрішні області Землі (ядро, мантію, кору), можна скласти уявлення про щільність і властивості складають їх речовин.

Авіація і космонавтика
Автоматизація та управління
Архітектура
Астрологія
Астрономія
Банківська справа
Безпека життєдіяльності
Біографії
Біологія
Біологія і хімія
Біржова справа
Ботаніка та сільське господарство
Валютні відносини
Ветеринарія
Військова кафедра
Географія
Геодезія
Геологія
Діловодство
Гроші та кредит
Природознавство
Журналістика
Зарубіжна література
Зоологія
Видавнича справа та поліграфія
Інвестиції
Інформатика
Історія
Історія техніки
Комунікації і зв'язок
Косметологія
Короткий зміст творів
Криміналістика
Кримінологія
Криптологія
Кулінарія
Культура і мистецтво
Культурологія
Логіка
Логістика
Маркетинг
Математика
Медицина, здоров'я
Медичні науки
Менеджмент
Металургія
Музика
Наука і техніка
Нарисна геометрія
Фільми онлайн
Педагогіка
Підприємництво
Промисловість, виробництво
Психологія
Психологія, педагогіка
Радіоелектроніка
Реклама
Релігія і міфологія
Риторика
Різне
Сексологія
Соціологія
Статистика
Страхування
Будівельні науки
Будівництво
Схемотехніка
Теорія організації
Теплотехніка
Технологія
Товарознавство
Транспорт
Туризм
Управління
Керуючі науки
Фізика
Фізкультура і спорт
Філософія
Фінансові науки
Фінанси
Фотографія
Хімія
Цифрові пристрої
Екологія
Економіка
Економіко-математичне моделювання
Економічна географія
Економічна теорія
Етика

8ref.com

© 8ref.com - українські реферати


енциклопедія  бефстроганов  рагу  оселедець  солянка