Сонце

Що видно на Солнце.

Кожному напевно відомо, що не можна оцінювати Сонце неозброєним оком, а тим більше телескоп без спеціальних, дуже темних світлофільтрів чи інших пристроїв, які ослаблюють світло. Нехтуючи цим забороною, спостерігач ризикує отримати найсильніших опік очей. Найпростіший спосіб розглядати Сонце — це спроектувати його зображення на білий екран. З допомогою навіть маленького аматорського телескопа можна було одержати збільшене зображення сонячного диска. Що й казати видно у цьому изображении?

Насамперед звертає увагу різкість сонячного краю. Сонце — газовий кулю, яка має чіткої кордону, щільність його убуває поступово. Чому ж такому випадку ми бачимо його різко окресленим? Річ у тім, що практично все видиме випромінювання Сонця виходить із дуже тонкого шару, який має спеціальну назву — фотосфера (грецьке: «сфера світла»). Його товщина вбирається у 300 кілометрів. Саме це тонкий світний шар і це створює у спостерігача ілюзію те, що Сонце має «поверхность».

Грануляция.

На погляд диск Сонця здається однорідним. Проте, якщо придивитися, ньому можна знайти багато великих і трохи дрібних деталей. Навіть при невідь що хорошій якості зображення видно, що все фотосфера полягає з світлих зерняток (званих гранулами) і темних проміжків з-поміж них. Це нагадує кучевые хмари, дивлячись ними згори. Розміри гранул невеликі по сонячним масштабам — до 1000−2000 кілометрів на поперечнику; межгранульные доріжки вужчі, приблизно 300−600 кілометрів на ширину. На сонячному диску спостерігається одночасно близько мільйона гранул.

Картина грануляції перестав бути застиглою: одні гранули зникають, інші з’являються. Кожна їх живе трохи більше 10 хвилин. Усе це нагадує кипіння рідини в каструлі. Таке порівняння невипадково, оскільки фізичний процес, відповідальний за обидва явища, і той ж. Це конвекція — перенесення тепла великими масами гарячого речовини, які піднімаються знизу, розширяючись і водночас остывая.

Грануляція створює лише загальне тло, у якому можна спостерігати значно більше контрастні і крупних об'єктів — сонячні плями і факелы.

Пятна.

Сонячні плями — це темні освіти на диску Сонця. У телескоп видно, значні плями мають досить складне будова: тёмную область тіні оточує півтінь, діаметр якій понад ніж у двічі перевищує розмір тіні. Якщо пляма спостерігається край сонячного диска, створюється враження, що його схоже глибоку тарілку. Відбувається це оскільки газ плямах прозорішим, ніж у оточуючої атмосфері, і погляд проникає глубже.

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

Встановлено, що плями — це місця виходу в сонячну атмосферу сильних магнітних полів. Магнітні поля зменшують потік енергії, що йдуть надр світила до фотосфері, у місці на поверхню температура падає. Плями холодніше навколишнього їх речовини приблизно 1500 До, а, отже, і менше яскраві. Саме тому спільною для тлі вони виглядають темными.

Сонячні плями часто утворюють групи з кількох великих і малих плям, і ті групи можуть тривати значні області на сонячному диску. Картина групи весь час змінюється, плями народжуються, й зростають розпадаються. Живуть великі плями довго, іноді впродовж двох чи трьох оборотів Сонця (період обертання Сонця становить приблизно 27 суток).

Факелы.

Практично плями оточені яскравими полями, котрі називають смолоскипами. Олексієві смолоскипи гаряче оточуючої атмосфери приблизно 2000 До і мають складну ячеистую структуру. Розмір кожної осередки — близько тридцяти тисяч кілометрів. У центрі диска контраст смолоскипів дуже малий, а ближчі один до краю збільшується, отже найкраще помітні саме з краях. Олексієві смолоскипи живуть ще довше, ніж плями, іноді три-чотири місяці. Не обов’язково існують разом із плямами, часто-густо зустрічаються смолоскипові поля, всередині яких плями будь-коли з’являються. Очевидно, смолоскипи теж є місцями виходу магнітних полів в зовнішнє шар Сонця, але це поля слабше, ніж у пятнах.

Кількість плям і смолоскипів характеризує сонячну активність, максимуми якої повторюються через кожен 11 років. Протягом років мінімуму на Сонце довгий час може бути жодного плями, а максимумі їх число зазвичай вимірюється десятками.

Сонячні инструменты.

Основним інструментом астронома-наблюдателя, що він і вивчав на небі, є телескоп. І хоча принцип дії всіх телескопів загальний, для кожної сфери астрономії розроблено свої модифікації цього прибора.

Яскравість Сонця велика, отже, светосила оптичної системи сонячного телескопа то, можливо невеличкий. Значно цікавіше отримати як можна більших масштабів зображення. Тому в сонячних телескопів дуже великі фокусні відстані. Найбільший із них має фокусне відстань 90 метрів і дає зображення Сонця діаметром 80 см.

Крутити таку конструкцію було б нелегко. На щастя, і потрібно. Сонце рухається на небосхилі лише обмеженою нього, всередині смуги шириною 470. Тому сонячному телескопу непотрібна монтування задля наведення до будь-якої точки неба. Його встановлюють нерухомо, сонячний промені направляються рухомий системою дзеркал — целостатом.

Бувають горизонтальні і вертикальні (баштові) сонячні телескопи. Горизонтальний телескоп побудувати легше, бо всі його деталі перебувають на горизонтальній осі. за таким і легше. Однак він є одна недолік. Сонце дає багато тепла, й повітря всередині телескопа сильно нагрівається. Нагрітий повітря рухається вгору, більш холодний — вниз. Ці зустрічні потоки роблять зображення тремтячим і нерізким. Тож у останнім часом будують у основному вертикальні сонячні телескопи. Вони потоки повітря рухаються майже паралельно променям світла, і менше псують изображение.

Важливим параметром телескопа є кутове вирішення, характеризує його спроможність давати роздільні зображення двох близьких одна одній деталей. Наприклад, дозвіл один кутову секунду (1″) означає, які можна розрізнити два об'єкта, між якими дорівнює 1″ дуги. Видимий радіус Сонця становить трохи менше 1000 «, а істинний — близько 700 тисяч кілометрів. Отже, 1» на Сонце відповідає відстані небагатьом понад 700 кримінальних км. Найкращі фотографії Сонця, отримані з найбільших інструментах, дозволяють побачити деталі близько 200 км.

Зазвичай сонячні телескопи призначені переважно для спостереження фотосфери. Щоб спостерігати самі зовнішні і дуже зріджені, тому слабко світні верстви сонячному атмосфери — сонячну корону, користуються спеціальним інструментом. Воно і називається коронограф. Винайшов його французький астроном Бернар Лио в 1930 году.

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

Щоб видалити світ сонячного диска, в фокусі об'єктива коронографа встановлено штучна «місяць». Це маленький конус з дзеркальній поверхнею. Розмір його трохи більше діаметра зображення Сонця, а вершина спрямована до об'єктиву. Світло відкидається конусом знову на трубу телескопа чи особливу світлову «пастку». А зображення сонячної корони будує додаткова лінза, що є за конусом.

З іншого боку, необхідно прибрати розсіяне світло в телескопі. Найстрашніше головне — це добре відполіровану лінзовий об'єктив без дефектів всередині скла. Її треба старанно захищати від пилу. Кожна порошина, кожен дефект лінзи — подряпини чи пузырёк — при сильному освітленні працює як маленьке дзеркальце — відбиває світ у випадковому направлении.

Коронографы зазвичай встановлюють високо серед стосів, де повітря прозорий і небо темнішою. Але й там сонячна корона усе ж таки слабше, ніж ореол неба навколо Сонця. Тому їх можна спостерігати лише у вузькому діапазоні спектра, в спектральних лініях випромінювання корони. І тому використовують спеціальний фільтр чи спектрограф.

Спектрограф — найважливіший допоміжний прилад для астрофізичних досліджень. Багато сонячні телескопи слугують лише у тому, щоб спрямовувати пучок сонячного світла спектрограф. Основними його елементами є: щілину обмеження що надходить світла; коліматор (лінза чи дзеркало), що робить паралельним султан; дифракционная ґрати для розкладання білого світла спектр і фотокамера чи іншого детектор изображения.

«Серце» спектрографа — дифракционная ґрати, що представляє собою дзеркальну скляну платівку з нанесёнными неї паралельними штрихами. Кількість штрихів у кращих ґрат сягає 1200 на миллиметр.

Основна характеристика спектрографа — його спектральне дозвіл. Чим вище дозвіл, тим паче близькі спектральні лінії помітні роздільно. Дозвіл залежить і від кількох параметрів. Одне з них — порядок спектра. Дифракционная ґрати дає багато спектрів, видимих під різними кутами. Кажуть, що вона не має багато порядків спектра. Найяскравіший порядок спектра — перший. Чим більше порядок, тим спектр слабше, та його дозвіл вище. Проте далекі порядки спектра накладаються один на друга. Оскільки потрібне і високе дозвіл, і яскравий спектр, доводиться на компроміс. Тож спостережень зазвичай використовують другий-третій порядки спектра.

Однією із найцікавіших систем є эшельный спектрограф. У ньому крім спеціальної ґрати, званої эшелью, стоїть скляна призма. Промені світла падають на эшель під дуже гострим кутом. У цьому багато порядки спектра накладаються один на друга. Їх поділяють з допомогою призми, яка переломлює світло перпендикулярно штрихами ґрати. Через війну виходить спектр, порізане на шматочки. Довжину щілини эшельного спектрографа роблять дуже маленького — кілька міліметрів, і спектри тому виходять узкими.

Эшельный спектр є набір смужок, розташованих одна під інший і розділених темними проміжками. Можливість використання високих порядків спектра в эшельном спектрографе дає перевагу в роздільною силі, що дуже важливо щодо тонкої структури спектральних линий.

Внутрішнє будова Солнца.

Наше Сонце — це величезна світний газовий кулю, у якому протікають складні процеси та внаслідок безупинно виділяється енергія. Внутрішній обсяг Сонця можна розділити сталася на кілька областей; речовина в них відрізняється за своїми властивостями, і енергія поширюється у вигляді різних фізичних механизмов.

У центральній частині Сонця перебуває джерело його енергії, чи, кажучи образним мовою, та «грубка», яка нагріває його й не дає йому охолонути. Ця сфера називається ядром. Під вагою зовнішніх шарів речовина всередині Сонця стисло, причому чим глибше, тим більше. Щільність його збільшується до центру одночасно зі зростанням тиску і температури. У ядрі, де температура сягає 15 мільйонів кельвинов, відбувається виділення энергии.

Ця енергія виділяється внаслідок злиття атомів легких хімічних елементів в атоми більш важких. У надрах Сонця з чотирьох атомів водню утворюється один атом гелію. Саме цей страшну енергію люди навчилися звільняти вибухом водневої бомби. Сподіваються, що у недалекому майбутньому людина зможе навчитися використовувати неї і у мирних целях.

Ядро має радіус трохи більше чверті загального радіуса Сонця. Однак у його обсязі зосереджено половину сонячної є і виділяється практично вся енергія, що підтримує світіння Солнца.

Але енергія гарячого ядра повинна якось виходити назовні, до Сонця. Є різноманітні способи передачі енергії залежно від фізичних умов середовища, саме: променистий перенесення, конвекція і теплопровідність. Теплопровідність не грає великій ролі в енергетичних процесах на Сонце і зірках, тоді як променистий і конвективный перенесення дуже важны.

Відразу навколо ядра починається зона променистої передачі енергії, де поширюється через поглинання і випромінювання речовиною порцій світла — квантов.

Щільність, температура і тиск зменшуються у міру віддалення від ядра, й у самому напрямку йде потік енергії. У цілому нині цей процес вкрай повільна. Щоб квантом добратися від центру Сонця до фотосфери, необхідні багато тисячі років: адже, переизлучаясь, кванти постійно змінюють напрям, майже так само часто рухаючись тому, як й уперед. Але коли його вони наприкінці кінців виберуться назовні, це вже це зовсім інші кванти. Що ж із ними произошло?

У центрі Сонця народжуються гамма-кванти. Їх енергія мільйони раз більше, ніж енергія квантів видимого світла, а довжина хвилі дуже мала. По дорозі кванти перетерплюють дивовижні перевтілення. Окремий квант спочатку поглинається якимось атомом, але вона відразу знову переизлучается; найчастіше у своїй виникає чимало колишній квант, а через два і навіть кілька. За законом збереження енергії їхня загальна енергія зберігається, а тому енергія кожного їх зменшується. Так виникають кванти все менших і менших енергій. Потужні гамма-кванти хіба що дробляться на менш енергійні кванти — спочатку рентгенівських, потім ультрафіолетових і, нарешті видимих та інфрачервоних променів. У результаті найбільше енергії Сонце випромінює в видимому світлі, і це невипадково очі чутливі саме до нему.

Кванту потрібно дуже чимало часу, щоб просочитися через щільне сонячне речовина назовні. І якщо б «грубка» всередині Сонця раптом згасла, ми дізнатись про це лише мільйони спустя.

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

Що таке конвекція? Коли рідина кипить, вона перемішується. Також може поводитися та газу. У день, коли земля нагріта променями Сонця, і натомість віддалених предметів добре помітні поднимающиеся цівки гарячого повітря. Їх легко спостерігати та над полум’ям газової пальники, та контроль раскалённой конфоркою плити. Це ж є і на Сонце у сфері конвекції. Величезні потоки гарячого газу піднімаються вгору, де віддають своє тепло навколишньому середовищі, а охлаждённый сонячний газ опускається вниз. Схоже, що сонячне речовина кипить і перемішується, як в’язка рисова каша не огне.

Конвективная зона починається приблизно відстані 0,7 радіуса від центру і простирається практично аж до видимої поверхні Сонця (фотосфери), де перенесення основного потоку енергії знову стає променистим. Проте з інерції сюди усе ж таки проникають гарячі потоки з більш глибоких, конвективных шарів. Добре відома спостерігачам картина грануляції лежить на поверхні Сонця є видимим явищем конвекции.

Звідки береться енергія Солнца?

Чому Сонце світить і вистигає вже мільярди? Яке «паливо» дає йому енергії? Відповіді ці запитання вчені шукали століттями, і лише спочатку ХХ століття знайшли правильне рішення. Тепер відомо, що Сонце, як та інші зірки, світить завдяки протекающим у надрах термоядерних реакцій. Що таке за реакции?

Якщо ядра атомів легких елементів зіллються в ядро атома тяжчого елемента, то маса нового ядра виявиться менше, ніж сумарна чимало тих ж ядер, у тому числі воно утворилося. Залишок маси перетворюється на енергію, яку несуть частки, звільнені під час реакції. Ця енергія майже повністю перетворюється на тепло. Така реакція синтезу атомних ядер може функціонувати лише за дуже високому тиску і температурі понад 10 млн. градусів. Тому він і називається термоядерной.

Основне речовина, що становить Сонце, — водень, йому приходить близько 71% всієї маси світила. Майже 27% належить гелію, інші ж 2% - важчим елементам, таких як вуглець, азот, кисень і метали. Головним «паливом» на Сонце служить іменного водень. З чотирьох атомів водню внаслідок ланцюжка перетворень утворюється один атом гелію. А з кожного грама водню, що у реакції, виділяється 6 (1011 Дж енергії! На Землі такої кількості енергії вистачило для здобуття права нагріти від температури 00С до точки кипіння 1000 м³ воды!

Розглянемо механізм термоядерної реакції перетворення водню в гелій, яка, очевидно, найважливіша більшість зірок. Називається вона протон-протонной, оскільки починається з тісного зближення двох ядер атомів водню — протонов.

Протони заряджені позитивно, тому взаємно відштовхуються, причому, згідно із законом Кулона, сила цього відштовхування зворотно пропорційна квадрату відстані і за тісних зближеннях повинна стрімко зростати. Проте за дуже високих певній температурі й тиску швидкості теплового руху частинок такі великі, а частинкам настільки тісно, що швидкі їх усе ж таки зближуються друг з одним й відомства виявляються у сфері впливу ядерних сил. У результаті може відбутися ланцюжок перетворень, яка завершиться виникненням нового ядра, що складається з двох протонів і двох нейтронів, — ядра гелия.

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

Ядро дейтерію (дейтон) за своїми властивостями схоже ядро водню, лише важчий. Однак у відмінність від останнього у надрах зірки ядро дейтерію довго існувати неспроможна. Вже за лічені секунди, у зв’язку і з одним протоном, воно приєднує його себе, випускає потужний гамма-квант і стає ядром ізотопу гелію, яка має два протона пов’язані ні з двома нейтронами, як в звичайного гелію, лише з однією. Разів у кілька мільйонів років такі ядра легенів гелію зближуються настільки, що можуть об'єднатись у ядро звичайного гелію, «відпустивши волю» два протона.

Отже, у результаті послідовних ядерних перетворень утворюється ядро звичайного гелію. Породжені під час реакції позитроны і гама кванти передають енергію навколишнього газу, а нейтрино зовсім йдуть із зірки, оскільки мають дивовижною здатністю проникати через величезні товщі речовини, не зачепивши жодного атома.

Реакція перетворення водню в гелій відповідально через те, що в Сонця зараз вулицю значно більше гелію, ніж на поверхні. Природно, виникає запитання: що ж з Сонцем, коли все водень у його ядрі вигорить і перетворитися на гелій, бо як незабаром произойдет?

Виявляється, приблизно 5 мільярдів років зміст водню в ядрі Сонця настільки зменшиться, що його горіння розпочнеться о шарі навколо ядра. Це спричинить різке до роздуванню сонячної атмосфери, збільшення розмірів Сонця, падіння температури лежить на поверхні та підвищення їх у 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 вона перетерплювати ще чимало змін, поки кінці кінців стане холодним і щільним газовим кулею, у якому не відбувається жодних термоядерних реакций.

Коливання Сонця. Гелиосейсмология.

Гелио? Сейсмологія? Яка зв’язок між Сонцем і землетрусом? Або, то, можливо, на Сонце теж відбуваються землетрусу, чи, вірніше, солнцетрясения?

Земне сейсмологія полягає в особливостях звуку (під землею. Проте на Сонце сейсмограф (прилад, реєструючий хитання грунту) поставити не можна. Тому коливання Сонця вимірюють зовсім іншими методами. Головний із них грунтується на ефект Доплера. Оскільки сонячна поверхню ритмічно опускається й порушується (коливається), її наближеннявидалення б'є по спектрі випромінюваного світла. Досліджуючи спектри різних ділянок сонячного диска, отримують картину розподілу швидкостей; ясна річ, згодом змінюється — хвилі біжать. Періоди цих хвиль лежать буде в діапазоні приблизно від 3 до 10 хв. Коли вони вперше відкриті, знайдене значення періоду становило приблизно 5 хв. З відтоді всі ці коливання називаються «пятиминутные».

Швидкості коливання сонячної поверхні дуже малі - десятки сантиметрів в секунду, і виміряти їх надзвичайно складно. Однак найчастіше цікаво саме значення швидкості, бо, як він змінюється з часом (як хвилі проходять поверхнею). Припустимо, людина міститься у приміщенні з щільно заштореними вікнами; надворі сонячно, але у кімнаті напівтемрява. І раптом ледь помітне рух повітря трохи зрушують штору, навіч вдаряє сліпучий сонячний промінь. Легкий вітерець викликає настільки сильний ефект! Приблизно так само ж вимірюють вчені найменші зміни променевої швидкості сонячної поверхні. Роль штори грають лінії поглинання в спектрі Сонця. Прилад, які вимірюють яскравість сонячного світла, налаштовується те щоб він пропускав лише світ із довжиною хвиль точно у центрі будь-якої вузької лінії поглинання. Тоді від найменшого зміні довжини хвилі на вхід приладу потрапить не тёмная лінія, а яскравий сусідній ділянку безперервного спектра. Але це не всё.

Щоб виміряти період хвилі з точністю, її потрібно спостерігати якомога довше, причому безперервно, інакше потім не можна буде визначити, яка це хвиля — те ж саме або вже інша. А Сонце кожен вечір приховується за обрієм, та ще й хмари раз у раз набегают…

Перше розв’язання проблеми полягала спостереження за Південним полярним колом — там Сонце влітку не заходить за обрій тижнями і при цьому більше ясним днів, ніж у Заполяр’я. Проте налагоджувати роботу астрономів у Антарктиді складно і дорого. Інший запропонований шлях очевидніший, але ще більше доріг: спостереження з космосу. Такі спостереження іноді проводяться як побічні дослідження (наприклад, на вітчизняних «Фобосах», по вони летіли до Марса). Наприкінці 1995 року запущено міжнародний супутник SOHO (Solar and Heliospheric Observatory), у якому встановлено безліч приладів, розроблених вченими різних стран.

На більшу частину спостережень як і проводять із Землі. Щоб уникнути перерв, що з ночами і поганий погодою, Сонце спостерігають з різних континентів. Адже коли Східному півкулі ніч, у Західному — що і навпаки. Сучасні методи дозволяють уявити такі спостереження одностайно безперервний ряд. Важливе умова при цьому — щоб телескопи і прилади були однакові. Такі спостереження проводять у рамках великих міжнародних проектов.

Що ж вдалося дізнатися про Сонце, вивчаючи ці незвичні, беззвучні звукові хвилі? Спочатку уявлення про їхню природу теж не надто відрізнялися від те, що було відомо про коливаннях земної кори. Вчені усвідомлювали, як процеси на Сонце (наприклад, грануляція) збуджують ці хвилі, і вони біжать поверхнею нашого світила, як морські хвилі по водної глади.

Але потім виявився дуже цікавий факт: виявилося, що деякі хвилі у різних частинах сонячного диска пов’язані між собою (фізики кажуть: мають одну фазу). Це можна уявити так, ніби вся поверхню покрита рівномірної сіткою хвиль, але у певних місцях вона не видно, а інших чітко виявляється. Виходить, що різні ділянки мають тим щонайменше узгоджену картину осциляції. Дослідники дійшли висновку, що сонячні коливання носять глобального характеру: хвилі пробігають дуже великі відстані в різних місцях сонячного диска видно прояви одному й тому ж хвилі. Отже, можна сказати, що Сонце «звучить, як дзвін», тобто. як одне целое.

Як і випадку з Землею, коливання поверхні Сонця — лише відзвук тих хвиль, які поширюються у його глибинах. Одні хвилі сягають центру Сонця, інші загасають напівдорозі. І це допомагає досліджувати властивості різних частин сонячних надр. Вивчаючи хвилі з різною глибиною проникнення, вдалося навіть побудувати залежність швидкості звуку від глибини! Позаяк з теорії відомо, що у нижній межі зони конвекції має бути різке зміна швидкості звуку, вдалося визначити, де починається сонячна конвективная зона. Не сьогодні одне з найважливіших досягнень гелиосейсмологии.

Є в гелиосейсмологии і свої проблеми. Наприклад, поки що не з’ясувати причину коливань сонячної поверхні. Вважається, що ймовірний джерело коливань — грануляція: виходять на поверхню потоки раскалённой плазми, подібно потужним фонтанах, викликають разбегающиеся в усі боку хвилі. Проте насправді все непросто, і теоретики доки змогли задовільно описати ці процеси. Зокрема, неясно, чому хвилі настільки стійкі, що може обежать все Сонце, не затухая?

З допомогою методів гелиосейсмологии встановили, що внутрішня частина Сонця (ядро) обертається помітно швидше, ніж зовнішні верстви. Нерівномірний обертання Сонця надає з його осциляції таку ж вплив, як тріщина на дзвін. Через війну «звук» стає дуже чистим — змінюються існуючі періоди коливань і нові. Це дає можливість досліджувати обертання внутрішніх шарів, яке іншими методами поки вивчати не можна. Вважається, саме нерівномірному обертанню Сонця має магнітне поле.

Ось така несподівана і бурхливо розвивається зараз область науки виникла з, начебто, ничём не примітних вимірів рухів сонячної поверхности.

Сонячна атмосфера.

Земне атмосфера — це повітря, яких ми дихаємо, звична нам газова оболонка Землі. Такі оболонки є й в інших планет. Зірки повністю складаються з газу, та їх зовнішні верстви також називають атмосферою. У цьому зовнішніми вважаються ті верстви, звідки хоча би частину випромінювання може безперешкодно, не поглощаясь вышележащими верствами, піти у навколишнє пространство.

Фотосфера.

Атмосфера Сонця починається на 200 — 300 км глибше видимого краю сонячного диска. Ці глибокі верстви атмосфери називають фотосферой. Позаяк це їхній товщина не перевищує однієї трёхтысячной частки сонячного радіуса, фотосферу іноді умовно називають поверхнею Солнца.

Щільність газів у фотосфері майже така сама, як і земної стратосфері, і в сотні разів менше, ніж в Землі. Температура фотосфери зменшується від 8000 До на глибині 300 км до 4000 До в верхніх шарах. Температура ж того середнього шару, випромінювання яку ми сприймаємо, близько 6000 К.

При такі умови майже всі молекули газу розпадаються деякі атоми. Лише найвищих шарах фотосфери зберігаються щодо трохи найпростіших молекул і радикалів типу H2, OH, CH.

Особливу роль сонячної атмосфері відіграє не зустрічається в земної природі негативний іон водню, що є протон з двома електронами. Це незвичне з'єднання виникає у тонкому, зовнішньому, найбільш «холодному» шарі фотосфери при «налипании» на нейтральні атоми водню негативно заряджених вільних електронів, що поставляються легко ионизуемыми атомами кальцію, натрію, магнію, заліза та інших металів. У разі негативні іони водню випромінюють велику частина видимого світла. Той самий світло іони жадібно поглинають, що робить непрозорість атмосфери з глибиною швидко росте. Тому видимий край Сонця і здається нам дуже резким.

Майже всі наші знання про Сонця засновані на вивченні його спектра — вузенькою різнобарвною смужки, має таку ж природу, як і веселка. Вперше, поставивши призму по дорозі сонячного променя, таку смужку отримав Ньютон і вигукнув: «Спектрум!» (латинське Spectrum — «бачення»). Пізніше, у спектрі Сонця помітили темні лінії вважали їх межами квітів. У 1815 року німецький фізик Йозеф Фраунгофер дав перше докладний опис таких ліній в сонячному спектрі, та його почали називати іменем Тараса Шевченка. Виявилося, що фраунгоферовы лінії відповідають вузьким ділянкам спектра, які сильно поглинаються атомами різних веществ.

У телескоп з великим збільшенням можна спостерігати тонкі деталі фотосфери: всю її здається всипаній дрібними яскравими зёрнышками — гранулами, разделёнными мережею вузьких темних доріжок. Грануляція є наслідком перемішування що спливають більш теплих потоків газу та опускающихся більш холодных.

Різниця температур з-поміж них у зовнішніх шарах порівняно невелика (200−300 До), але глибше, в конвективного зоні, більша за діаметром, і перемішування відбувається значно інтенсивніше. Конвекція в зовнішніх шарах Сонця грає величезну роль, визначаючи загальну структуру атмосфери. У кінцевому счёте саме конвекція внаслідок складного взаємодії з сонячними магнітними полями причина всіх різноманітних проявів сонячної активности.

Магнітні поля беруть участь переважають у всіх процесах на Сонце. Часом в невеликої області сонячної атмосфери виникають концентровані магнітні поля, кілька тисяч раз сильніші, ніж Землі. Ионизованная плазма — хороший провідник, вона може переміщатися впоперек лінії магнітної індукції сильного магнітного поля. Тож у такі місця перемішування і підйом гарячих газів знизу гальмується, і виникає тёмная область — сонячне пляма. З огляду на сліпучої фотосфери вона здається зовсім чорним, хоч насправді яскравість його слабше лише у раз десять.

З часом величина і форма плям сильно змінюються. Виникнувши вигляді ледь помітної - пори, пляма поступово збільшує свої розміри до кількох тисяч кілометрів. Великі плями, зазвичай, складаються з темною частини (ядра) і менше темною — напівтіні, структура якої саме й надає плямі вид вихору. Плями бувають оточені яскравішими ділянками фотосфери, званими смолоскипами чи факельными полями.

Фотосфера поступово переходить у більш зріджені верстви сонячної атмосфери — хромосферу і корону.

Хромосфера.

Хромосфера (грецьке «сфера кольору») названа так упродовж свого червонястофіолетову забарвлення. Вона видно під час повних сонячних затемнень як клочковатое яскраве кільце навколо чорного диска Місяця, хіба що затмившего Сонце. Хромосфера дуже неоднорідна і складається переважно з довгастих витягнутих язичків (спикул), які надають її вид палаючій трави. Температура цих хромосферных струменів вдвічі-втричі вище, ніж у фотосфері, а щільність на сотні тисяч разів менше. Загальна довжина хромосфери 10−15 тисяч километров.

Зростання температури в хромосфере пояснюється поширенням хвиль і магнітних полів, проникаючих у неї з конвективного зони. Речовина нагрівається приблизно таке ж, коли б це відбувалося у гігантської мікрохвильової печі. Швидкості теплових рухів частинок зростають, частішають сутички між ними атоми втрачають свої зовнішні електрони: речовина стає гарячої іонізованої плазмою. Ці самі фізичні процеси підтримують і вельми високої температури самих зовнішніх шарів сонячної атмосфери, розташовані вище хромосферы.

Часто під час затемнень (а з допомогою спеціальних спектральних приладів — і чекаючи затемнень) від поверхні Сонця можна спостерігати вигадливої форми «фонтани», «хмари», «воронки», «кущі», «арки» й інші яскраво світні освіти з хромосферного речовини. Вони бувають нерухомими чи повільно изменяющимися, оточені плавними вигнутими струменями, які втікають в хромосферу чи випливають із неї, піднімаючись на десятки і сотні тисячі кілометрів. Це були найбільш грандіозні освіти сонячної атмосфери — протуберанці. При спостереженні у червоній спектральною лінії, випромінюваної атомами водню, вони видаються і натомість сонячного темними, довгими і вигнутими волокнами.

Протуберанці мають приблизно таку ж щільність і температуру, як і хромосфера. Але вони знаходяться з неї і оточені вищими, сильно разреженными верхніми верствами сонячної атмосфери. Протуберанці не падають в хромосферу що їх речовина підтримується магнітними полями активних областей Солнца.

Вперше спектр протуберанця поза затемнення спостерігали французький астроном П'єр Жансен та її англійський колега Джозеф Лок'єр в 1868 року. Щілина спектроскопа мають те щоб вона пересекала край Сонця, і якщо поблизу нього протуберанець, можна помітити його випромінювання. Спрямовуючи щілину різні ділянки протуберанця чи хромосфери, можна вивчити частинами. Спектр протуберанця, як і хромосфери, складається з яскравих ліній, переважно водню, гелію і кальцію. Лінії випромінювання інших хімічних елементів також є, але де вони набагато слабее.

Деякі протуберанці, пробувши довгий час не мають відчутних змін, раптово хіба що вибухають, і речовина їх з швидкістю сотні кілометрів на секунду викидається в міжпланетне простір. Вигляд хромосфери також часто змінюється, що на безупинне рух складових її газов.

Іноді щось таке як вибухи відбувається у дуже невеликих за величиною областях атмосфери Сонця. Це правда звані хромосферные спалахи. Вони тривають зазвичай кілька десятків хвилин. Під час спалахів в спектральних лініях водню, гелію, ионизованного кальцію та інших елементів світіння окремого ділянки хромосфери раптово збільшується кілька десятків раз. Особливо сильно зростає ультрафіолетове і рентгенівське випромінювання: часом його потужність у кілька разів перевищує загальну потужність випромінювання Сонця цієї короткохвильовою області спектра до вспышки.

Плями, смолоскипи, протуберанці, хромосферные спалахи — усе це прояв сонячної активності. З підвищенням активності кількість цих утворень на Сонце стає больше.

Корона.

На відміну від фотосфери і хромосфери сама зовнішня частина атмосфери Сонця — корона — володіє величезною протяжністю: вона має мільйони кілометрів, що він відповідає кільком сонячним радіусів, а її слабке продовження йде ще дальше.

Щільність речовини в сонячної короні убуває з висотою значно повільно, ніж щільність повітря на земної атмосфері. Зменшення щільності повітря при підйомі вгору визначається притяганням Землі. На поверхні Сонця гравітація значно більше, і, начебто, його атмосфера не мусить бути високої. Насправді вона надзвичайно широка. Отже, є якісь сили, діючі проти тяжіння Сонця. Ці сили пов’язані із величезними швидкостями руху атомів і електронів в короні, розігрітій до температури 1 — 2 мільйона градусов!

Корону найкраще простежити під час повної фази сонячного затемнення. Щоправда, свої кілька хвилин, що вона триває, дуже важко замалювати не лише окремі деталі, і навіть загальний вигляд корони. Око спостерігача ледь лише починає звикнути до раптово наступившим сумеркам, а що з’явився зза краю Місяця яскравий промінь Сонця вже оголошує про кінець затемнення. Тому часто замальовки корони, виконані досвідченими спостерігачами під час один і тієї самої затемнення, сильно розрізнялися. Не вдавалося навіть точно визначити її цвет.

Винахід фотографії дало астрономам об'єктивний, і документальний метод дослідження. Однак одержати хороший знімок корони теж нелегко. Річ у тім, що найближча до Сонцю її частка, так називається внутрішня корона, порівняно яскрава тоді як далеко протирающаяся зовнішня корона видається дуже блідим сяйвом. Тому якби фотографіях добре видно зовнішня корона, то внутрішня виявляється передержанной, але в знімках, де проглядаються деталі внутрішньої корони, зовнішня цілком непомітна. Щоб подолати цю труднощі, під час затемнення зазвичай намагаються отримати відразу кількох знімків корони — з великими маленькими витримками. Вони ж корону фотографують, поміщаючи перед фотопластиной спеціальний «радіальний» фільтр, слабшання кільцеві зони яскравих внутрішніх частин корони. На таких знімках її структуру можна простежити до відстаней в багато сонячних радиусов.

При спостереженні із поверхні Землі Сонячна корона, що простягається над видимої поверхнею Сонця — фотосферой — виглядає і з працею помітне розріджений бліде освіту, яке, проте, відповідно до вимірам в в сотні разів гаряче самої фотосфери. У чому джерело її нагріву? Астрономи з давніх-давен вважали причиною високої температури корони магнітні поля, що піднімають страхітливо величезною петлі сонячної плазми над фотосферой. Проте нові неймовірно докладні спостереження корональних петель, зроблені на супутнику TRACE, свідчить про інший генератор невідомої природи. Цей процес і інші знімки, сделенные на супутнику TRACE в діапазоні вакуумного ультрафіолету, свідчать, що нагріву відбувається у частині корони поблизу підстави петель там, де вони поєднано з аналітичними поверхнею Сонця. Нові результати спростовують загальноприйняту теорію, яка передбачає рівномірне нагрівання петель. У цьому фантастичному зображенні зі супутника TRACE видно пучки величних гарячих корональних петель своїми розмірами за 30 я і більше разів перевищують діаметр Земли.

Вже перші вдалі фотографії дозволили знайти у короні велике кількість деталей: корональні промені, різноманітні «дуги», «шоломи» та інші складні освіти, чітко пов’язані з активними областями.

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

Ще 1897 року пулковский астроном Олексію Павловичу Ганский виявив, що це загальний вид сонячної корони періодично змінюється. Виявилося, що це пов’язані з 11-річним циклом сонячної активности.

З 11-річним періодом змінюється як загальна яскравість, і форма сонячної корони. У період максимуму сонячних плям вона не має порівняно округлу форму. Прямі і спрямовані вздовж радіуса Сонця промені корони спостерігаються як в сонячного екватора, і у полярних областях. Коли ж плям мало, корональні промені утворюються лише екваторіальних і середніх широтах. Форма корони ставати витягнутої. У полюсів з’являються характерні короткі промені, звані полярні щёточки. У цьому загальна яскравість корони зменшується. Ця цікава особливість корони, очевидно, пов’язані з поступовим переміщенням протягом 11-річного циклу зони переважного освіти плям. Після мінімуму плями починають виникати з обох боків від екватора на широтах 30 — 400. Потім зона пятнообразования поступово опускається до экватору.

Ретельні дослідження дозволив встановити, що структурою корони й окремими утвореннями у атмосфері Сонця існує певна зв’язок. Наприклад, над плямами і смолоскипами зазвичай спостерігаються яскраві та прямі корональні промені. У тому бік вигинаються сусідні промені. У підставі корональних променів яскравість хромосфери збільшується. Таку її область називають зазвичай возбуждённой. Вона гаряче і щільніше сусідніх, невозбуждённых областей. Над плямами в короні спостерігаються яскраві складні освіти. Протуберанці також часто бувають оточені оболонками з корональной материи.

Корона виявилася унікальної природною лабораторією, де можна спостерігати речовина в незвичайних і недосяжних Землі условиях.

На межі XIX — XX століть, коли фізика плазми фактично не існувала, спостережувані особливості корони представляли незрозумілою загадкою. Так, за кольором корона дивовижно справляє враження Сонце, наче його світло відбивається дзеркалом. У цьому, проте, у внутрішній короні зовсім зникають характерні для сонячного спектра фраунгоферовы лінії. Вони знову з’являються далеке від краю Сонця, у зовнішній короні, але дуже слабко. З іншого боку, світло корони поляризований: площині, у яких коливаються світлові хвилі, розташовуються (майже 50%), та був зменшуються. Нарешті, в спектрі корони з’являються яскраві емісійні лінії, що майже до середини ХХ століття не вдавалося ототожнити ні одним із відомих хімічних элементов.

Виявилося, головна причина всіх таких особливостей корони — висока температура сильно розрідженого газу. При температурі понад 1 мільйона градусів середні швидкості атомів водню перевищують 100[pic], а й у вільних електронів вони вкотре у 50 більше. При таких швидкостях, попри сильну розрідженість речовини (усього сто мільйонів частинок один см3, що у 100 мільярдів раз разреженнее повітря Землі), порівняно часті зіткнення атомів, особливо з електронами. Сили електронних ударів так великі, що атоми легких елементів практично цілком всіх своїх електронів і їх залишаються самі «голі» атомні ядра. Більше важкі елементи зберігають найглибші електронні оболонки, переходячи у стан високого рівня ионизации.

Отже, корональный газ — це высокоионизованная плазма; вона з безлічі позитивно заряджених іонів різноманітних хімічних елементів і трохи великої кількості вільних електронів, що виникли при іонізації атомів водню (за одним електрону), гелію (дві електрона) і більше важких атомів. Бо у такому газі основну роль грають рухливі електрони, його часто називають електронним газом, хоча заодно мається на увазі наявність такої кількості позитивних іонів, яке повністю забезпечувало б нейтральність плазми в целом.

Білий колір корони пояснюється розсіюванням звичайного сонячного світла на вільних електронах. Не вкладають своєї енергії при розсіянні: коливаючись у такт світловий хвилі, тільки змінюють напрям рассеиваемого світла, у своїй поляризувавши його. Таємничі яскраві лінії в спектрі породжені незвичним випромінюванням высокоионизованных атомів заліза, аргону, нікелю, кальцію та інших елементів, які виникають лише за умов сильного розрідження. Нарешті, лінії поглинання у зовнішній короні викликані розсіюванням на частинках пилюки, котрі є у межзвёздной середовищі. А відсутність лінії у внутрішній короні пов’язана з тим, що з розсіянні на нас дуже швидко рухомих електронах все кванти відчувають настільки значних змін частот, що й сильні фраунгоферовы лінії сонячного спектра повністю «замываются».

Отже, корона Сонця — сама зовнішня частину його атмосфери, сама розріджена та гаряча. Додамо, що він і найближча до нас: виявляється, вона простирається далеке від Сонця вигляді постійно рухомі від цього потоку плазми — сонячного вітру. Поблизу Землі її швидкість становить середньому 400−500[pic], а часом становить майже 1000[pic]. Розповсюджуючись далеко межі орбіт Юпітера і Сатурна, сонячний вітер утворює гігантську гелиосферу, що із ще більше розрідженій межзвёздной средой.

Фактично журнал ми живемо оточені сонячної короною, хоч і захищені від її проникаючої радіації надійною бар'єром як земного магнітного поля. Через корону сонячна активність впливає багато процесів, що відбуваються Землі (геофізичні явления).

Як Сонце впливає Землю.

Сонце висвітлює і зігріває нашу планету, самотужки була б неможливою життя в ній тільки людину, і навіть мікроорганізмів. Сонце — головний (хоча й єдиний) двигун що відбуваються Землі процесів. Не лише тепла і світло отримує Земля від поверхні Сонця. Різні види сонячного випромінювання та потоки частинок надають постійне впливом геть її жизнь.

Сонце посилає на Землю електромагнітні хвилі всіх галузей спектра — від багатокілометрових радіохвиль до гама-променів. Околиць Землі досягають також заряжённые частки різних енергій — як високих (сонячні космічні промені), і низьких і середніх (потоки сонячного вітру, викиди від спалахів). Нарешті, Сонце випускає потужний потік елементарних частинок — нейтрино. Проте вплив останніх на земні процеси пренебрежимо мало: тих частинок земну кулю прозорий, і вони вільно крізь нього пролетают.

Тільки дуже мала дещиця заряджених частинок з міжпланетного простору потрапляє у атмосферу Землі (інші відхиляє чи затримує геомагнітне полі). Але скількох їх енергії цілком достатньо щоб викликати полярні сяйва і обурення магнітного поля нашої планеты.

Енергія сонячного света.

Електромагнітне випромінювання піддається суворому відбору в земної атмосфері. Вона прозора лише видимого світла, і ближніх ультрафіолетового і інфрачервоного випромінювань, і навіть для радіохвиль в порівняно вузькому діапазоні (від сантиметрових до метрових). Все інше випромінювання або відбивається, або поглинається атмосферою, нагріваючи і ионизуя її верхні слои.

Поглиненна рентгенівських і жорстких ультрафіолетового проміння починається на висотах 300−350 кілометрів; цих ж висотах відбиваються найбільш довгі радіохвилі, які приходять із космосу. При сильних сплесках сонячного від хромосферных спалахів рентгенівські кванти проникають до висот 80 — 100 км від Землі, ионизуют атмосферу і викликають порушення зв’язку на коротких волнах.

М’яка (довгохвильове) ультрафіолетове випромінювання спроможне проникати ще глибше, воно поглинається в розквіті 30 — 35 кілометрів. Тут ультрафіолетові кванти розбивають на атоми (диссоциируют) молекули кисню (02) з наступним освітою озону (03).Тем самим створюється не прозорий для ультрафіолету «озоновий екран», предохраняющий життя в Землі від згубних променів. Не поглотившаяся частина найбільш довгохвильового ультрафіолетового проміння сягає земної поверхні. Саме це промені цікавить людей засмагу і навіть опіки шкіри якщо перебування на солнце.

Випромінення в видимому діапазоні поглинається слабко. Проте він розсіюється атмосферою навіть за відсутності хмар, і частину його повертається в міжпланетне простір. Хмари, які з крапельок води та твердих частинок, значно посилюють відбиток сонячного випромінювання. Через війну до поверхні планети доходить у середньому близько половини падаючого на кордон земної атмосфери света.

Кількість сонячної енергії, що припадає на поверхню площею 1 м², развёрнутую перпендикулярно сонячним променям за українсько-словацьким кордоном земної атмосфери, називається сонячної постійної. Виміряти її з Землі дуже важко, і тому значення, знайдені на початок космічних досліджень, були приблизними. Невеликі коливання (якщо вони реально існували) явно «тонули» в неточності вимірів. Лише виконання спеціальної космічної програми з визначенню сонячної постійної дозволило знайти її Надійне значення. По останніх даних, вона становить 1370 [pic] з точністю до 0,5%. Коливань, перевищують 0,2% під час вимірів не выявлено.

На Землі випромінювання поглинається суходолом і океанами. Нагріта земна поверхню своєю чергою випромінює в довгохвильової інфрачервоної області. Для такого випромінювання азот і кисень атмосфери прозорі. Зате воно жадібно поглинається водяником парою й вуглекислим газом. Завдяки цим малим що становить повітряна оболонка утримує тепло. У цьому полягає парниковий ефект атмосфери. Між приходом сонячної енергії на Землю і її втратами планети загалом є рівновага: скільки надходить, стільки й витрачається. Інакше температура земної поверхні разом із атмосферою або постійно підвищувалася б, або падала.

Сонячний вітер і міжпланетні магнітні поля.

Наприкінці 1950;х років ХХ століття американський астрофізик Юджін Паркер прийшов висновку, що, оскільки газ сонячної короні має високий температуру, що зберігається з видаленням від поверхні Сонця, він має безупинно розширюватися, заповнюючи у Сонячній системі. Результати, отримані з допомогою радянських американських космічних апаратів, підтвердили правильність теорії Паркера.

У міжпланетному просторі справді мчить спрямований від поверхні Сонця потік речовини, який отримав назву сонячний вітер. Від є продовження розширення сонячної корони; становлять їх у основному ядра атомів водню (протони) і гелію (альфа-частинки), і навіть електрони. Частинки сонячного вітру летять зі швидкостями, складовими кілька сотень кілометрів на секунду, віддаляючись від поверхні Сонця на багато десятків астрономічних одиниць — туди, де міжпланетна середовище Сонячної системи перетворюється на розріджене межзвёздный газ. А з вітром в міжпланетне простір переносяться і сонячні магнітні поля.

Загальне магнітне полі Сонця формою ліній магнітної індукції трохи нагадує земне. Але силові лінії земного поля біля екватора замкнуті і не пропускають спрямовані до Землі заряджені частки. Силові лінії сонячного поля, навпаки, в екваторіальній області розімкнуті і витягуються в міжпланетне простір, искривляясь подібно спіралям. Порозуміються це тим, що силові лінії залишаються пов’язані з Сонцем, яке обертається навколо своєї осі. Сонячний вітер разом із «вмороженным» до нього магнітним полем формує газові хвости комет, спрямовуючи в кращий бік від Сонця. Зустрічаючи на своєму шляху Землю, сонячний вітер сильно деформує її магнітосферу, у результаті наша планета має довгим магнітним «хвостом», також спрямованим від поверхні Сонця. Магнітне полі Землі чуйно зачіпає обдувающие її потоки сонячного вещества.

Бомбардування енергійними частицами.

Крім безупинно «що дме» сонячного вітру наше світило служить джерелом енергійних заряджених частинок (переважно протонів, ядер атомів гелію і електронів) з енергією 106 — 109 электронвольт (ЕВ). Їх називають сонячними космічними променями. Відстань від поверхні Сонця до Землі - 150 мільйонів кілометрів — найенергійніші із цих частинок покривають всього за 10 — 15 хвилин. Основним джерелом сонячних космічного проміння є хромосферные вспышки.

За сучасними уявленнями, спалах — це раптове виділення енергії, накопиченої у магнітному полі активної зони. На певній висоті від поверхні Сонця виникає область, де магнітне поле, на невеличкому протязі різко змінюється за величиною і направлення. Якогось моменту силові лінії поля раптово «пересоединяются», конфігурація його різко змінюється, що супроводжується прискоренням заряджених частинок до високої енергії, нагріванням речовини і появою жорсткого електромагнітного випромінювання. У цьому відбувається викид частинок високої енергії в міжпланетне простір бачимо потужне випромінювання в радиодиапазоне.

Хоча «принцип дії» спалахи вчені, очевидно, зрозуміли правильно, детальної теорії спалахів поки нет.

Спалахи — найпотужніші взрывоподобные процеси, спостережувані на Сонце, точніше у його хромосфере. Вони можуть тривати лише кілька хвилин, але цей час виділяється енергія, яка іноді досягає 1025 Дж. Приблизно стільки ж тепла приходить від поверхні Сонця протягом усього поверхню нашої планети за цілий год.

Потоки жорсткого рентгенівського випромінювання та сонячних космічного проміння, рождающиеся при спалахи, надає сильний вплив на фізичні процеси у верхній атмосфері Землі та навколоземному просторі. Не прийняти спеціальних заходів, вийти з експлуатації складні космічні прилади й сонячні батареї. З’являється навіть серйозна небезпека опромінення космонавтів, що є на орбіті. Тож у різних західних країнах проводяться роботи з науковому завбачення сонячних спалахів виходячи з вимірів сонячних магнітних полей.

Як це і рентгенівське випромінювання, сонячні космічні промені не сягають Землі, але можуть ионизовать верхні верстви її атмосфери, що б'є по стійкості радіозв'язку між отдалёнными пунктами. Але дію частинок не обмежується. Швидкі частки викликають сильні струми в земної атмосфері, призводять до обуренню магнітного поля нашої планети і навіть впливають на циркуляцію повітря на атмосфере.

Найяскравішим і вражаючим проявом бомбардування атмосфери сонячними частинками є полярні сяйва. Це світіння у верхніх шарах атмосфери, має або розмиті (дифузійні) форми, або вид корон чи завіс (драпрі), які з численних окремих променів. Сяйва зазвичай бувають червоного чи зеленого кольору: у такий спосіб світяться основні складові атмосфери — кисень і азот — при опроміненні їх енергійними частинками. Видовище безшумно виникаючих червоних, і зелених смуг річок і променів, беззвучна гра квітів, повільне або вони майже миттєве згасання нерішучих «завіс» залишають незабутні враження. Такі явища найкраще видно вздовж овалу полярного сяйва, розташованого між 100 і 200 широти від магнітних полюсів. У період максимумів сонячної активності у Північній півкулі овал зміщується на півдні, та сяйво можна поспостерігати на нижчих широтах.

Частота і інтенсивність полярного сяйва досить чітко йдуть сонячному циклу: в максимумі сонячної активності рідкісний день обходиться без сяйв, а мінімумі можуть відсутні місяцями. Наявність чи відсутність полярного сяйва, в такий спосіб, служить непоганим показником активності Сонця. І це дозволяє простежити сонячні цикли у минулому, за межами того історичного періоду, коли проводилися систематичні спостереження сонячних пятен.

Цикли сонячної активности.

Кількість плям на диску Сонця перестав бути постійним, воно змінюється як день у день, і у впродовж понад тривалих проміжків часу. Німецький астроном-аматор Генріх Швабе, який 17 років вів систематичні спостереження сонячних плям, зауважив: їх кількість убуває від максимуму до мінімуму, та був збільшується до максимального значення у період близько 10 років. Причому у максимумі на сонячному диску можна побачити 100 і більше плям, тоді як і мінімумі - лише кілька, інколи ж ще впродовж цілих тижнів немає жодного. Повідомлення про своєму відкритті Швабе опублікував 1843 году.

Швейцарський астроном Рудольф Вольф уточнив, що таке середній період зміни числа плям становить чи 10, а 11 років. Він також запропонував для кількісної оцінки активності Сонця використовувати умовну величину, звану відтоді числом Вольфа. Воно окреслюється сума загального кількості плям на Сонце (f) і удесятерённого числа груп плям (g), причому ізольоване одиночне пляма теж вважається групою: W = f+10g.

Цикл сонячної активності називають 11- літнім переважають у всіх підручниках нічого й популярних книжках з астрономії. Проте Сонце любить діяти на розсуд. Так, за останні 50 років проміжок між максимумами становив у середньому 10, 4 року. Взагалі по час регулярних спостережень Сонця зазначений період змінювався від 7 до 17 років. І це ще не все. Проаналізувавши спостереження плям початку телескопічних досліджень, англійський астроном Уолтер Маундер в 1893 року дійшов висновку, що з 1645 по 1715 року в Сонце взагалі було плям! Це висновок підтвердилося у наступних роботах; ба, з’ясувалося, що такі «відпустки» Сонце брала й більш далекому минулому. До речі, саме у «маундеровский мінімум» припав період самих холодних зим у Європі протягом останнього тысячелетие.

У цьому сюрпризи сонячних циклів не закінчуються. Провідне пляма групи (перше в напрямі обертання Сонця) зазвичай має одну полярність (наприклад, північну), а замикаюче — протилежну (південну), і цього правила виконується всім груп плям щодо одного півкулі Сонця. У другому півкулі картина зворотна: провідні плями в групах матимуть південну полярність, а прикінцеві - північну. Але, виявляється, у разі плям нової генерації (наступного циклу) полярність провідних плям змінюється на протилежну. Лише циклах через один провідні плями знаходять колишню полярність. Отож «істинний» сонячний цикл з поверненням колишньої магнітної полярності провідних плям насправді охоплює не 11, а 22 року (звісно, в среднем).

1. Енциклопедія для дітей. Т.8. Астрономія 2-ге видання, Э68 испр. (Главн. ред. М. Д. Аксёнов — М.: Аванта+, 2000;688 з.: мул. 2. Енциклопедичний словник юного астронома, М.:Педагогика, 1980 р. 3. Астрономія: Підручник для 11 кл. середовищ. шк., М: Просвещение, 1990 р. 4. Клушанцев П. В. «Самотні ми у Всесвіті? «0:Дет. лит., 1981 г. 5. Пошуки життя жінок у Сонячну систему: Переклад з англійської. М.: Мир, 1988 г.

«Що видно на Сонце?» …3.

Грануляция…3.

Пятна…3.

Факелы…4.

Сонячні инструменты…4.

Внутрішнє будова Солнца…6.

«Звідки береться енергія Солнца»…8.

Сонячна атмосфера…12.

Фотосферы…12.

Хромосфера…13.

Корона…14.

Як Сонце впливає Землю…17.

Енергія сонячного света…18.

Сонячний вітер і міжпланетні магнітні поля…19.

Бомбардування енергійними частицами…19.

Цикли сонячної активности…21.

Список литературы

…23.

(Звук є пружні хвилі. Низькі звуки мають більший період коливання, високі - менший. Період часто заміняють зворотної величиною — частотою, вимірюваних в герцах (гц); 1 гц відповідає одному колебанию в секунду. Існує ще дві характеристики звуку: довжина хвилі і швидкість поширення. Сейсмологи мають справу зі звуками частотою від однієї сотої за кілька герц. Вивчаючи коливання земної кори (осциляції), можна багато чого довідатися про властивості порід, що становлять Землю. Більша частина даних про її внутрішньому будову отримана саме такий шляхом. Сейсмологические дослідження грунтуються у тому, що швидкість і згасання звуку залежить від властивостей середовища. Зокрема, в твердих тілах і рідинах звук поширюється краще, ніж у газах (повітрі). Швидкість поширення звуку у різних тілах заздрості також від частоти звуку. Усім цим правилом і користуються сейсмологи. Вимірюючи силу звуку (амплітуду хвилі), котрий пройшов різні внутрішні області Землі (ядро, мантію, кору), можна скласти уявлення про щільності і властивості що становлять їх веществ.

———————————- [pic].

[pic].

Протон-протонная ядерна реакция Красный кулька — протон, Синій кулька — нейтрон, H -ядро водню D — ядро дейтерію He3 He4 — ядра ізотопів гелію, е+ - позитрон, v — нейтрино, (- квант излучения.

Корональні петли.

Нічне небо октября.