Солнечная система (Солнце, Земля, Марс)

Что видно на Солнце

Каждому наверняка известно, что нельзя смотреть на Солнце невооруженным глазом, а тем более в телескоп без специальных, очень тёмных светофильтров или других устройств, ослабляющих свет. Пренебрегая этим запретом, наблюдатель рис­кует получить сильнейших ожог глаз. Самый простой способ рассматривать Солнце – это спроецировать его изображение на белый экран. При помощи даже маленького любительского телескопа можно получить увеличенное изображение солнечного диска. Что же видно на этом изображении?

Прежде всего обращает внимание резкость солнечного края. Солнце – газовый шар, не имеющий чёткой границы, плотность его убывает постепенно. Почему же в таком случае мы видим его резко очерченным? Дело в том, что практически всё ви­димое излучение Солнца исходит из очень тонкого слоя, который имеет специаль­ное название – фотосфера (греческое: “сфера света”). Его толщина не превышает 300 километров. Именно этот тонкий светящийся слой и создает у наблюдателя иллюзию того, что Солнце имеет “поверхность”.

Грануляция

На первый взгляд диск Солнца кажется однородным. Однако, если пригля­деться, на нём обнаруживается много крупных и мелких деталей. Даже при не очень хорошем качестве изображения видно, что вся фотосфера состоит из светлых зер­нышек (называемых гранулами) и тёмных промежутков между ними. Это похоже на кучевые облака, когда смотришь на них сверху. Размеры гранул невелики по сол­нечным масштабам – до 1000-2000 километров в поперечнике; межгранульные дорожки бо­лее узкие, примерно 300-600 километров в ширину. На солнечном диске наблюдается одно­временно около миллиона гранул.

Картина грануляции не является застывшей: одни гранулы исчезают, другие появляются. Каждая из них живет не более 10 минут. Всё это напоминает кипение жидкости в кастрюле. Такое сравнение не случайно, поскольку физический процесс, ответственный за оба явления, один и тот же. Это конвекция – перенос тепла боль­шими массами горячего вещества, которые поднимаются снизу, расширяясь и одно­временно остывая.

Грануляция создает общий фон, на котором можно наблюдать гораздо более контрастные и крупные объекты – солнечные пятна и факелы.

Пятна

Солнечные пятна – это тёмные образования на диске Солнца. В телескоп видно, что крупные пятна имеют довольно сложное строение: тёмную область тени окружает полутень, диаметр которой более чем в два раза превышает размер тени. Если пятно наблюдается на краю солнечного диска, то создается впечатление, что оно похоже на глубокую тарелку. Происходит это потому, что газ в пятнах прозрач­нее, чем в окружающей атмосфере, и взгляд проникает глубже.

По величине пятна бывают очень различными – от малых, диаметром примерно 1000-2000 км, до гигантских, значительно превышающих размеры нашей планеты. Отдельные пятна могут достигать в поперечнике 40 тысяч километров. А самое большое из наблюдавшихся пятен достигало 100 тысяч километров.

Установлено, что пятна – это места выхода в солнечную атмосферу сильных магнитных полей. Магнитные поля уменьшают поток энергии, идущих от недр све­тила к фотосфере, поэтому в месте их выхода на поверхность температура падает. Пятна холоднее окружающего их вещества примерно на 1500 К, а, следовательно, и менее ярки. Вот почему на общем фоне они выглядят темными.

Солнечные пятна часто образуют группы из нескольких больших и малых пя­тен, и такие группы могут занимать значительные области на солнечном диске. Кар­тина группы все время меняется, пятна рождаются, растут и распадаются. Живут крупные пятна долго, иногда на протяжении двух или трёх оборотов Солнца (период вращения Солнца составляет примерно 27 суток).

Факелы

Практически всегда пятна окружены яркими полями, которые называют факе­лами. Факелы горячее окружающей атмосферы примерно на 2000 К и имеют слож­ную ячеистую структуру. Величина каждой ячейки – около 30 тысяч километров. В центре диска контраст факелов очень мал, а ближе к краю увеличивается, так что лучше всего они заметны именно по краям. Факелы живут ещё дольше, чем пятна, иногда три-четыре месяца. Они не обязательно существуют вместе с пятнами, очень часто встречаются факельные поля, внутри которых пятна никогда не появляются. По-видимому, факелы тоже являются местами выхода магнитных полей в наружный слой Солнца, но эти поля слабее, чем в пятнах.

Количество пятен и факелов характеризует солнечную активность, максимумы которой повторяются через каждый одиннадцать лет. В годы минимума на Солнце долгое время может не быть ни одного пятна, а в максимуме их число обычно изме­ряется десятками.

Солнечные инструменты

Основным инструментом астронома-наблюдателя, что бы он ни изучал на небе, является телескоп. И хотя принцип действия всех телескопов общий, для каждой области астрономии разработаны свои модификации этого прибора.

Яркость Солнца велика, следовательно, светосила оптической системы солнеч­ного телескопа может быть небольшой. Гораздо интереснее получить как можно больший масштаб изображения. Поэтому у солнечных телескопов очень большие фокусные расстояния. Самый крупный из них имеет фокусное расстояние 90 м и даёт изображение Солнца диаметром 80 см.

Вращать подобную конструкцию было бы нелегко. К счастью, это и не нужно. Солнце движется по небосводу лишь в ограниченной его области, внутри полосы шириной около 47⁰. Поэтому солнечному телескопу не нужна монтировка для наве­дения в любую точку неба. Его устанавливают неподвижно, а солнечные лучи на­правляются подвижной системой зеркал – целостатом.

Бывают горизонтальные и вертикальные (башенные) солнечные телескопы. Го­ризонтальный телескоп построить легче, так как все его детали находятся на гори­зонтальной оси. С ним и работать легче. Но у него есть один существенный недоста­ток. Солнце даёт много тепла, и воздух внутри телескопа сильно нагревается. Нагре­тый воздух движется вверх, более холодный – вниз. Эти встречные потоки делают изображение дрожащим и нерезким. Поэтому в последнее время строят в основном вертикальные солнечные телескопы. В них потоки воздуха движутся почти парал­лельно лучам света и меньше портят изображение.

Важным параметром телескопа является угловое разрешение, характеризующее его способность давать раздельные изображения двух близких друг другу деталей. Например, разрешение в 1 угловую секунду (1”) означает, что можно различить два объекта, между которыми равен 1” дуги. Видимый радиус Солнца составляет чуть меньше 1000 ”, а истинный – около 700 тысяч километров. Следовательно, 1” на Солнце соответствует расстоянию немногим более 700 км. Лучшие фотографии Солнца, полученные на крупнейших инструментах, позволяют увидеть детали раз­мером около 200 км.

Обычно солнечные телескопы предназначены в основном для наблюдения фо­тосферы. Чтобы наблюдать самые внешние и сильно разреженные, а потому слабо светящиеся слои солнечном атмосферы – солнечную корону, пользуются специаль­ным инструментом. Он так и называется коронограф. Изобрёл его французский ас­троном Бернар Лио в 1930 году.

В обычных условиях солнечную корону увидеть нельзя, так как свет от неё в 10 тысяч раз слабее света дневного неба вблизи Солнца. Можно воспользоваться мо­ментами полных солнечных затмений, когда диск Солнца закрыт Луной. Но затме­ния бывают редко и порой в труднодоступных районах земного шара. Да и погода не всегда благоприятна. А продолжительной полной фазы затмения не превышает 7 минут. Коронограф же позволяет наблюдать корону вне затмения.

Чтобы удалить свет от солнечного диска, в фокусе объектива коронографа ус­тановлена искусственная “луна”. Она представляет собой маленький конус с зер­кальной поверхностью. Размер его чуть больше диаметра изображения Солнца, а вершина направлена к объективу. Свет отбрасывается конусом обратно в трубу те­лескопа или в особую световую “ловушку”. А изображение солнечной короны строит дополнительная линза, которая находится за конусом.

Кроме того, необходимо убрать рассеянный свет в телескопе. Самое главное – это хорошо отполированный линзовый объектив без дефектов внутри стекла. Его нужно тщательно защищать от пыли. Каждая пылинка, каждый дефект линзы – ца­рапины или пузырёк – при сильном освещении работает как маленькое зеркальце – отражает свет в случайном направлении.

Коронографы обычно устанавливают высоко в горах, где воздух прозрачен и небо темнее. Но и там солнечная корона всё же слабее, чем ореол неба вокруг Солнца. Поэтому её можно наблюдать только в узком диапазоне спектра, в спек­тральных линиях излучения короны. Для этого используют специальный фильтр или спектрограф.

Спектрограф – самый важный вспомогательный прибор для астрофизических исследований. Многие солнечные телескопы служат лишь для того, чтобы направ­лять пучок солнечного света в спектрограф. Основными его элементами являются: щель для ограничения поступающего света; коллиматор (линза или зеркало), кото­рый делает параллельным пучок лучей; дифракционная решётка для разложения бе­лого света в спектр и фотокамера или иной детектор изображения.

“Сердце” спектрографа – дифракционная решётка, которая представляет собой зеркальную стеклянную пластинку с нанесёнными на неё параллельными штрихами. Число штрихов у лучших решёток достигает 1200 на миллиметр.

Основная характеристика спектрографа – его спектральное разрешение. Чем выше разрешение, тем более близкие спектральные линии можно увидеть раздельно. Разрешение зависит от нескольких параметров. Один из них – порядок спектра. Ди­фракционная решётка даёт много спектров, видимых под разными углами. Говорят, что она имеет много порядков спектра. Самый яркий порядок спектра – первый. Чем дальше порядок, тем спектр слабее, но его разрешение выше. Однако далёкие по­рядки спектра накладываются друг на друга. Поскольку требуется и высокое разре­шение, и яркий спектр, приходится идти на компромисс. Поэтому для наблюдений обычно используют второй-третий порядки спектра.

Одной из наиболее интересных систем является эшельный спектрограф. В нём кроме специальной решётки, называемой эшелью, стоит стеклянная призма. Лучи света падают на эшель под очень острым углом. При этом многие порядки спектра накладываются друг на друга. Их разделяют при помощи призмы, которая прелом­ляет свет перпендикулярно штрихам решётки. В результате получается спектр, по­резанный на кусочки. Длину щели эшельного спектрографа делают очень маленькой - несколько миллиметров, и спектры поэтому получаются узкими.

Эшельный спектр представляет собой набор полосок, расположенных одна под другой и разделённых тёмными промежутками. Возможность использования высо­ких порядков спектра в эшельном спектрографе даёт преимущество в разрешающей силе, что очень важно при изучении тонкой структуры спектральных линий.

Внутреннее строение Солнца.

Наше Солнце – это огромный светящийся газовый шар, внутри которого проте­кают сложные процессы и в результате непрерывно выделяется энергия. Внутрен­ний объём Солнца можно разделить на несколько областей; вещество в них отлича­ется по своим свойствам, и энергия распространяется посредством разных физиче­ских механизмов.

В центральной части Солнца находится источник его энергии, или, говоря об­разным языком, та “печка”, которая нагревает его и не даёт ему остыть. Эта область называется ядром. Под тяжестью внешних слоёв вещество внутри Солнца сжато, причём чем глубже, тем сильнее. Плотность его увеличивается к центру вместе с ростом давления и температуры. В ядре, где температура достигает 15 миллионов кельвинов, происходит выделение энергии.

Эта энергия выделяется в результате слияния атомов лёгких химических эле­ментов в атомы более тяжёлых. В недрах Солнца из четырёх атомов водорода обра­зуется один атом гелия. Именно эту страшную энергию люди научились освобож­дать при взрыве водородной бомбы. Есть надежда, что в недалёком будущем чело­век сможет научиться использовать её и в мирных целях.

Ядро имеет радиус не более четверти общего радиуса Солнца. Однако в его объёме сосредоточена половина солнечной массы и выделяется практически вся энергия, которая поддерживает свечение Солнца.

Но энергия горячего ядра должна как-то выходить наружу, к поверхности Солнца. Существуют различные способы передачи энергии в зависимости от физи­ческих условий среды, а именно: лучистый перенос, конвекция и теплопроводность. Теплопроводность не играет большую роль в энергетических процессах на Солнце и звездах, тогда как лучистый и конвективный переносы очень важны.

Сразу вокруг ядра начинается зона лучистой передачи энергии, где она распро­страняется через поглощение и излучение веществом порций света – квантов.

Плотность, температура и давление уменьшаются по мере удаления от ядра, и в этом же направлении идёт поток энергии. В целом процесс этот крайне медлитель­ный. Чтобы квантом добраться от центра Солнца до фотосферы, необходимы много тысячи лет: ведь, переизлучаясь, кванты всё время меняют направление, почти столь же часто двигаясь назад, как и вперед. Но когда они в конце концов выберутся на­ружу, это будут уже совсем другие кванты. Что же с ними произошло?

В центре Солнца рождаются гамма-кванты. Их энергия в миллионы раз больше, чем энергия квантов видимого света, а длина волны очень мала. По дороге кванты претерпевают удивительные превращения. Отдельный квант сначала поглощается каким-нибудь атомом, но тут же снова переизлучается; чаще всего при этом возни­кает не один прежний квант, а два или даже несколько. По закону сохранения энер­гии их общая энергия сохраняется, а потому энергия каждого из них уменьшается. Так возникают кванты всё меньших и меньших энергий. Мощные гамма-кванты как бы дробятся на менее энергичные кванты – сначала рентгеновских, потом ультра­фиолетовых и наконец видимых и инфракрасных лучей. В итоге наибольшее коли­чество энергии Солнце излучает в видимом свете, и не случайно наши глаза чувст­вительны именно к нему.

Кванту требуется очень много времени, чтобы просочиться через плотное сол­нечное вещество наружу. Так что если бы “печка” внутри Солнца вдруг погасла, то мы узнали бы об этом только миллионы лет спустя.

На своём пути через внутренние солнечные слои поток энергии встречает та­кую область, где непрозрачность газа сильно возрастает. Это конвективная зона Солнца. Здесь энергия передаётся уже не излучением, а конвекцией.

Что такое конвекция? Когда жидкость кипит, она перемешивается. Так же мо­жет вести себя и газ. В жаркий день, когда земля нагрета лучами Солнца, на фоне удаленных предметов хорошо заметны поднимающиеся струйки горячего воздуха. Их легко наблюдать и над пламенем газовой горелки, и над раскалённой конфоркой плиты. То же самое происходит и на Солнце в области конвекции. Огромные потоки горячего газа поднимаются вверх, где отдают своё тепло окружающей среде, а ох­лаждённый солнечный газ опускается вниз. Похоже, что солнечное вещество кипит и перемешивается, как вязкая рисовая каша не огне.

Конвективная зона начинается примерно на расстоянии 0,7 радиуса от центра и простирается практически до самой видимой поверхности Солнца (фотосферы), где перенос основного потока энергии вновь становится лучистым. Однако по инерции сюда всё же проникают горячие потоки из более глубоких, конвективных слоёв. Хо­рошо известная наблюдателям картина грануляции на поверхности Солнца является видимым явлением конвекции.

Откуда берётся энергия Солнца?

Почему Солнце светит и не остывает уже миллиарды лет? Какое “топливо” даёт ему энергии? Ответы на эти вопросы учёные искали веками, и только вначале XX века было найдено правильное решение. Теперь известно, что Солнце, как и другие звёзды, светит благодаря протекающим в его недрах термоядерным реак­циям. Что же это за реакции?

Если ядра атомов лёгких элементов сольются в ядро атома более тяжелого эле­мента, то масса нового ядра окажется меньше, чем суммарная масса тех же ядер, из которых оно образовалось. Остаток массы превращается в энергию, которую уносят частицы, освободившиеся в ходе реакции. Эта энергия почти полностью переходит в тепло. Такая реакция синтеза атомных ядер может происходить только при очень высоком давлении и температуре свыше 10 млн. градусов. Поэтому она и называется термоядерной.

Основное вещество, составляющее Солнце, – водород, на его долю приходит около 71 % всей массы светила. Почти 27 % принадлежит гелию, а остальные 2 % - более тяжелым элементам, таким, как углерод, азот, кислород и металлы. Главным “топливом” на Солнце служит именного водород. Из четырех атомов водорода в ре­зультате цепочки превращений образуется один атом гелия. А из каждого грамма водорода, участвующего в реакции, выделяется 6  10¹¹ Дж энергии! На Земле та­кого количества энергии хватило бы для того, чтобы нагреть от температуры 0⁰С до точки кипения 1000 м³ воды!

Рассмотрим механизм термоядерной реакции превращения водорода в гелий, которая, по-видимому, наиболее важна для большинства звёзд. Называется она про­тон-протонной, так как начинается с тесного сближения двух ядер атомов водорода – протонов.

Протоны заряжены положительно, поэтому взаимно отталкиваются, причём, по закону Кулона, сила этого отталкивания обратно пропорциональна квадрату рас­стояния и при тесных сближениях должна стремительно возрастать. Однако при очень высоких температуре и давлении скорости теплового движения частиц столь велики, а частицам так тесно, что наиболее быстрые из них всё же сближаются друг с другом и оказываются в сфере влияния ядерных сил. В результате может про­изойти цепочка превращений, которая завершится возникновением нового ядра, со­стоящего из двух протонов и двух нейтронов, - ядра гелия.

Далеко не каждое столкновение двух протонов приводит к ядерной реакции. В течение миллиардов лет протон может постоянно сталкиваться с другими прото­нами, так и не дождавшись ядерного превращения. Но если в момент тесного сбли­жения двух протонов произойдёт ещё и другое маловероятное для ядра событие – распад протона на нейтрон, позитрон и нейтрино (такой процесс называется бета-распадом), то протон с нейтроном объединяется в устойчивое ядро атома тяжелого водорода – дейтерия.

Ядро дейтерия (дейтон) по своим свойствам похоже на ядро водорода, только тяжелее. Но в отличии от последнего в недрах звезды ядро дейтерия долго сущест­вовать не может. Уже через несколько секунд, столкнувшись ещё с одним протоном, оно присоединяет его к себе, испускает мощный гамма-квант и становится ядром изотопа гелия, у которого два протона связаны не с двумя нейтронами, как у обыч­ного гелия, а только с одним. Раз в несколько миллионов лет такие ядра лёгкого ге­лия сближаются настолько тесно, что могут объединиться в ядро обычного гелия, “отпустив на свободу” два протона.

Итак, в итоге последовательных ядерных превращений образуется ядро обыч­ного гелия. Порожденные в ходе реакции позитроны и гамма кванты передают энер­гию окружающему газу, а нейтрино совсем уходят из звезды, потому что обладают удивительной способностью проникать через огромные толщи вещества, не задев ни одного атома.

Реакция превращения водорода в гелий ответственно за то, что внутри Солнца сейчас гораздо больше гелия, чем на его поверхности. Ес­тественно, возникает вопрос: что же будет с Солнцем, когда весь водород в его ядре выгорит и превратиться в гелий, а как скоро это произой­дет?

Оказывается, примерно через 5 миллиардов лет содержание водорода в ядре Солнца настолько уменьшится, что его горение начнется в слое вокруг ядра. Это приведет к раздуванию солнечной атмосферы, увеличе­нию размеров Солнца, падению температуры на поверхности и повыше­нию ее в ядре. Постепенно Солнце превратится в красный гигант - сравнительно холодную звезду огромного размера с атмосферой, превосхо­дящей границы орбиты Земли. Жизнь Солнца на этом закончится, и оно будет претерпевать еще много изменений, пока в конце концов не ста­нет холодным и плотным газовым шаром, внутри которого уже не про­исходит никаких термоядерных реакций.

Колебания Солнца. Гелиосейсмология

Гелио? Сейсмология? Какая связь между Солнцем и землетрясением? Или, мо­жет быть, на Солнце тоже происходят землетрясения, или, вернее, солнцетрясения?

Земная сейсмология основана на особенностях звука¹ под землёй. Однако на Солнце сейсмограф (прибор, регистрирующий колебания почвы) поставить нельзя. Поэтому колебания Солнца измеряют совершенно другими методами. Главный из них основан на эффекте Доплера. Так как солнечная поверхность ритмически опус­кается и поднимается (колеблется), то её приближение-удаление сказывается на спектре излучаемого света. Исследуя спектры разных участков солнечного диска, получают картину распределения скоростей; конечно же, со временем она меняется – волны бегут. Периоды этих волн лежат в диапазоне примерно от 3 до 10 мин. Ко­гда же они впервые были открыты, найденное значение периода составило примерно 5 мин. С тех пор все эти колебания называются “пятиминутные”.

Скорости колебания солнечной поверхности очень малы – десятки сантиметров в секунду, и измерить их невероятно сложно. Но часто интересно не само значение скорости, а то, как оно меняется с течением времени (как волны проходят по по­верхности). Допустим, человек находится в помещении с плотно зашторенными ок­нами; на улице солнечно, но в комнате полумрак. И вдруг едва заметное движение воздуха чуть сдвигают штору, и в глаза ударяет ослепляющий солнечный луч. Лёг­кий ветерок вызывает столь сильный эффект! Примерно так же измеряют учёные малейшие изменения лучевой скорости солнечной поверхности. Роль шторы играют линии поглощения в спектре Солнца. Прибор, измеряющий яркость солнечного света, настраивается так, чтобы он пропускал лишь свет с длиной волны точно в центре какой-либо узкой линии поглощения. Тогда при малейшем изменении длины волны на вход прибора попадёт не тёмная линия, а яркий соседний участок непре­рывного спектра. Но это ещё не всё.

Чтобы измерить период волны с максимальной точностью, её нужно наблюдать как можно дольше, причём без перерывов, иначе потом нельзя будет определить, ка­кая это волна – та же самая или уже другая. А Солнце каждый вечер скрывается за горизонтом, да ещё тучи время от времени набегают…

Первое решение проблемы состояло в наблюдении за Южным полярным кру­гом – там Солнце летом не заходит за горизонт неделями и к тому же больше ясным дней, чем в Заполярье. Однако налаживать работу астрономов в Антарктиде сложно и дорого. Другой предложенный путь более очевиден, но ещё более дорог: наблю­де­ние из космоса. Такие наблюдения иногда проводятся как побочные исследования (например, на отечественных “Фобосах”, по они летели к Марсу). В конце 1995 года был запущен международный спутник SOHO (Solar and Heliospheric Observatory), на котором установлено множество приборов, разработанных учёными разных стран.

На большую часть наблюдений по-прежнему проводят с Земли. Чтобы избе­жать перерывов, связанных с ночами и плохой погодой, Солнце наблюдают с разных континентов. Ведь когда в Восточном полушарии ночь, в Западном – день, и наобо­рот. Современные методы позволяют представить такие наблюдения как один не­прерывный ряд. Немаловажное условие для этого – чтобы телескопы и приборы были одинаковыми. Подобные наблюдения проводят в рамках крупных междуна­родных проектов.

Что же удалось узнать о Солнце, изучая эти необычные, беззвучные звуковые волны? Сначала представление об их природе не сильно отличались от того, что было известно о колебаниях земной коры. Учёные представляли себе, как процессы на Солнце (например, грануляция) возбуждают эти волны, и они бегут по поверхно­сти нашего светила, словно морские волны по водной глади.

Но в дальнейшем обнаружился очень интересный факт: оказалось, что некото­рые волны в разных частях солнечного диска связаны между собой (физики говорят: имеют одну фазу). Это можно представить себе так, будто вся поверхность покрыта равномерной сеткой волн, но в некоторых местах она не видна, а в других отчетливо проявляется. Получается, что разные области имеют тем не менее согласованную картину осцилляции. Исследователи пришли к выводу, что солнечные колебания носят глобальный характер: волны пробегают очень большие расстояния и в разных местах солнечного диска видны проявления одной и той же волны. Таким образом, можно сказать, что Солнце “звучит, как колокол”, т.е. как одно целое.

Как и в случае с Землёй, колебания поверхности Солнца – лишь отзвук тех волн, которые распространяются в его глубинах. Одни волны доходят до центра Солнца, другие затухают на полпути. Это и помогает исследовать свойства разных частей солнечных недр. Изучая волны с разной глубиной проникновения, удалось даже построить зависимость скорости звука от глубины! А поскольку из теории из­вестно, что на нижней границе зоны конвекции должно быть резкое изменение ско­рости звука, удалось определить, где начинается солнечная конвективная зона. Это не сегодня одно из важнейших достижений гелиосейсмологии.

Есть у гелиосейсмологии и свои проблемы. Например, пока не удалось выяс­нить причину колебаний солнечной поверхности. Считается, что наиболее вероят­ный источник колебаний – грануляция: выходящие на поверхность потоки раска­лённой плазмы, подобно мощным фонтанам, вызывают разбегающиеся во все сто­роны волны. Однако на деле всё не так просто, и теоретики пока не смогли удовле­творительно описать эти процессы. В частности, неясно, почему волны столь устой­чивы, что могут обежать всё Солнце, не затухая?

С помощью методов гелиосейсмологии удалось установить, что внутренняя часть Солнца (ядро) вращается заметно быстрее, чем наружные слои. Неравномер­ное вращение Солнца оказывает на его осцилляции такое же воздействие, как тре­щина на колокол. В результате “звук” становится не очень чистым – изменяются существующие периоды колебаний и появляются новые. Это даёт возможность ис­следовать вращение внутренних слоёв, которое другими методами пока изучать нельзя. Считается, что именно благодаря неравномерному вращению Солнца имеет магнитное поле.

Вот такая неожиданная и бурно развивающаяся сейчас область науки возникла из, казалось бы, ничём не примечательных измерений движений солнечной поверх­ности.

Солнечная атмосфера

Земная атмосфера – это воздух, которым мы дышим, привычная нам газовая оболочка Земли. Такие оболочки есть и у других планет. Звёзды целиком состоят из газа, но их внешние слои также именуют атмосферой. При этом внешними счита­ются те слои, откуда хотя бы часть излучения может беспрепятственно, не поглоща­ясь вышележащими слоями, уйти в окружающее пространство.

Фотосфера

Атмосфера Солнца начинается на 200 – 300 км глубже видимого края солнеч­ного диска. Эти самые глубокие слои атмосферы называют фотосферой. Поскольку их толщина составляет не более одной трёхтысячной доли солнечного радиуса, фо­тосферу иногда условно называют поверхностью Солнца.

Плотность газов в фотосфере примерно такая же, как в земной стратосфере, и сотни раз меньше, чем у поверхности Земли. Температура фотосферы уменьшается от 8000 К на глубине 300 км до 4000 К в самых верхних слоях. Температура же того среднего слоя, излучение которого мы воспринимаем, около 6000 К.

При таких условиях почти все молекулы газа распадаются на отдельные атомы. Лишь в самых верхних слоях фотосферы сохраняются относительно немного про­стейших молекул и радикалов типа H², OH, CH.

Особую роль в солнечной атмосфере играет не встречающийся в земной при­роде отрицательный ион водорода, который представляет собой протон с двумя электронами. Это необычное соединение возникает в тонком, внешнем, наиболее “холодном” слое фотосферы при “налипании” на нейтральные атомы водорода от­рицательно заряженных свободных электронов, которые поставляются легко иони­зуемыми атомами кальция, натрия, магния, железа и других металлов. При возник­новении отрицательные ионы водорода излучают большую часть видимого света. Этот же свет ионы жадно поглощают, из-за чего непрозрачность атмосферы с глу­биной быстро растёт. Потому видимый край Солнца и кажется нам очень резким.

Почти все наши знания о Солнца основаны на изучении его спектра – узенькой разноцветной полоски, имеющей ту же природу, что и радуга. Впервые, поставив призму на пути солнечного луча, такую полоску получил Ньютон и воскликнул: “Спектрум!” (латинское Spectrum – “видение”). Позже в спектре Солнца заметили тём­ные линии и сочли их границами цветов. В 1815 году немецкий физик Йозеф Фраун­гофер дал первое подробное описание таких линий в солнечном спектре, и их стали называть его именем. Оказалось, что фраунгоферовы линии соответствуют уз­ким участкам спектра, которые сильно поглощаются атомами различных веществ.

В телескоп с большим увеличением можно наблюдать тонкие детали фото­сферы: вся она кажется усыпанной мелкими яркими зёрнышками – гранулами, раз­делёнными сетью узких тёмных дорожек. Грануляция является результатом пере­мешивания всплывающих более тёплых потоков газа и опускающихся более холод­ных.

Разность температур между ними в наружных слоях сравнительно невелика (200-300 К), но глубже, в конвективной зоне, она больше, и перемешивание проис­ходит значительно интенсивнее. Конвекция во внешних слоях Солнца играет ог­ромную роль, определяя общую структуру атмосферы. В конечном счёте именно конвекция в результате сложного взаимодействия с солнечными магнитными по­лями является причиной всех многообразных проявлений солнечной активности.

Магнитные поля участвуют во всех процессах на Солнце. Временами в не­большой области солнечной атмосферы возникают концентрированные магнитные поля, в несколько тысяч раз более сильные, чем на Земле. Ионизованная плазма – хороший проводник, она не может перемещаться поперёк линии магнитной индук­ции сильного магнитного поля. Поэтому в таких местах перемешивание и подъём горячих газов снизу тормозится, и возникает тёмная область – солнечное пятно. На фоне ослепительной фотосферы оно кажется совсем чёрным, хотя в действительно­сти яркость его слабее только в раз десять.

С течением времени величина и форма пятен сильно меняются. Возникнув в виде едва заметной – поры, пятно постепенно увеличивает свои размеры до несколь­ких десятков тысяч километров. Крупные пятна, как правило, состоят из тёмной части (ядра) и менее тёмной – полутени, структура которой придаёт пятну вид вихря. Пятна бывают окружены более яркими участками фотосферы, называемыми факелами или факельными полями.

Фотосфера постепенно переходит в более разреженные слои солнечной атмо­сферы – хромосферу и корону.

Хромосфера

Хромосфера (греческое “сфера цвета”) названа так за свою красновато-фиоле­товую окраску. Она видна во время полных солнечных затмений как клочковатое яркое кольцо вокруг чёрного диска Луны, только что затмившего Солнце. Хромо­сфера весьма неоднородна и состоит в основном из продолговатых вытянутых язычков (спикул), придающих её вид горящей травы. Температура этих хромосфер­ных струй в два-три раза выше, чем в фотосфере, а плотность в сотни тысяч раз меньше. Общая протяженность хромосферы 10-15 тысяч километров.

Рост температуры в хромосфере объясняется распространением волн и магнит­ных полей, проникающих в неё из конвективной зоны. Вещество нагревается при­мерно так же, как если бы это происходило в гигантской микроволновой печи. Ско­рости тепловых движений частиц возрастают, учащаются столкновения между ними, и атомы теряют свои внешние электроны: вещество становится горячей иони­зованной плазмой. Эти же физические процессы поддерживают и необычайно высо­кую температуру самых внешних слоёв солнечной атмосферы, которые располо­жены выше хромосферы.

Часто во время затмений (а при помощи специальных спектральных приборов – и не дожидаясь затмений) над поверхностью Солнца можно наблюдать причудливой формы “фонтаны”, “облака”, “воронки”, “кусты”, “арки” и прочие ярко светящиеся образования из хромосферного вещества. Они бывают неподвижными или медленно изменяющимися, окруженные плавными изогнутыми струями, которые втекают в хромосферу или вытекают из неё, поднимаясь на десятки и сотни тысяч километров. Это самые грандиозные образования солнечной атмосферы – протуберанцы. При наблюдении в красной спектральной линии, излучаемой атомами водорода, они ка­жутся на фоне солнечного тёмными, длинными и изогнутыми волокнами.

Протуберанцы имеют примерно ту же плотность и температуру, что и хромо­сфера. Но они находятся над ней и окружены более высокими, сильно разрежен­ными верхними слоями солнечной атмосферы. Протуберанцы не падают в хромо­сферу потому, что их вещество поддерживается магнитными полями активных об­ластей Солнца.

Впервые спектр протуберанца вне затмения наблюдали французский астроном Пьер Жансен и его английский коллега Джозеф Локьер в 1868 году. Щель спектро­скопа располагают так, чтобы она пересекала край Солнца, и если вблизи него нахо­дится протуберанец, то можно заметить спектр его излучения. Направляя щель на различные участки протуберанца или хромосферы, можно изучить их по частям. Спектр протуберанца, как и хромосферы, состоит из ярких линий, главным образом водорода, гелия и кальция. Линии излучения других химических элементов тоже присутствуют, но они намного слабее.

Некоторые протуберанцы, пробыв долгое время без заметных изменений, вне­запно как бы взрываются, и вещество их со скоростью в сотни километров в секунду выбрасывается в межпланетное пространство. Вид хромосферы также часто меня­ется, что указывает на непрерывное движение составляющих её газов.

Иногда нечто похожее на взрывы происходит в очень небольших по размеру областях атмосферы Солнца. Это так называемые хромосферные вспышки. Они длятся обычно несколько десятков минут. Во время вспышек в спектральных линиях водорода, гелия, ионизованного кальция и некоторых других элементов свечения отдельного участка хромосферы внезапно увеличивается в десятки раз. Особенно сильно возрастает ультрафиолетовое и рентгеновское излучение: порой его мощ­ность в несколько раз превышает общую мощность излучения Солнца в этой корот­коволновой области спектра до вспышки.

Пятна, факелы, протуберанцы, хромосферные вспышки – всё это проявление солнечной активности. С повышением активности число этих образований на Солнце становится больше.

Корона

В отличие от фотосферы и хромосферы самая внешняя часть атмосферы Солнца – корона – обладает огромной протяженностью: она простирается на мил­лионы километров, что соответствует нескольким солнечным радиусам, а её слабое продолжение уходит ещё дальше.

Плотность вещества в солнечной короне убывает с высотой значительно мед­ленно, чем плотность воздуха в земной атмосфере. Уменьшение плотности воздуха при подъёме вверх определяется притяжением Земли. На поверхности Солнца сила тяжести значительно больше, и, казалось бы, его атмосфера не должна быть высо­кой. В действительности она необычайно обширна. Следовательно, имеются какие-то силы, действующие против притяжения Солнца. Эти силы связаны с огромными скоростями движения атомов и электронов в короне, разогретой до температуры 1 – 2 миллиона градусов!

Корону лучше всего наблюдать во время полной фазы солнечного затмения. Правда, за те несколько минут, что она длится, очень трудно зарисовать не только отдельные детали, но даже общий вид короны. Глаз наблюдателя едва лишь начи­нает привыкать к внезапно наступившим сумеркам, а появившийся из-за края Луны яркий луч Солнца уже возвещает о конце затмения. Потому часто зарисовки короны, выполненные опытными наблюдателями во время одного и того же затмения, сильно различались. Не удавалось даже точно определить её цвет.

Изобретение фотографии дало астрономам объективный и документальный ме­тод исследования. Однако получить хороший снимок короны тоже нелегко. Дело в том, что ближайшая к Солнцу её часть, так называется внутренняя корона, сравни­тельно яркая в то время как далеко протирающаяся внешняя корона представляется очень бледным сиянием. Поэтому если на фотографиях хорошо видна внешняя ко­рона, то внутренняя оказывается передержанной, а на снимках, где просматриваются детали внутренней короны, внешняя совершенно незаметна. Чтобы преодолеть эту трудность, во время затмения обычно стараются получить сразу несколько снимков короны – с большими и маленькими выдержками. Или же корону фотографируют, помещая перед фотопластиной специальный “радиальный” фильтр, ослабляющий кольцевые зоны ярких внутренних частей короны. На таких снимках её структуру можно проследить до расстояний во много солнечных радиусов.

Корональные петли

При наблюдении с поверхности Земли Солнечная корона, простирающаяся над видимой поверхностью Солнца - фотосферой - выглядит как с трудом различимое разреженное бледное образование, которое, однако, согласно измерениям в сотни раз горячее самой фотосферы. В чем источник ее нагрева? Астрономы с давних пор считали причиной высокой температуры короны магнитные поля, которые поднимают чудовищных размеров петли солнечной плазмы над фотосферой. Однако новые невероятно подробные наблюдения корональных петель, сделанные на спутнике TRACE, указывают на иной источник энергии неизвестной природы. Этот и другие снимки, сделенные на спутнике TRACE в диапазоне вакуумного ультрафиолета, свидетельствуют о том, что процесс нагрева происходит в нижней части короны вблизи основания петель там, где они соединяются с поверхностью Солнца. Новые результаты опровергают общепринятую теорию, предполагающей равномерный нагрев петель. На этом фантастическом изображении со спутника TRACE видны пучки величественных горячих корональных петель своими размерами в 30 и более раз превышающих диаметр Земли.

Уже первые удачные фотографии позволили обнаружить в короне большое ко­личество деталей: корональные лучи, всевозможные “дуги”, “шлемы” и другие сложные образования, чётко связанные с активными областями.

Главной особенностью короны является лучистая структура. Корональные лучи имеют самую разнообразную форму: иногда они короткие, иногда длинные, бывают лучи и прямые, а иногда они сильно изогнуты.

Ещё в 1897 году пулковский астроном Алексей Павлович Ганский обнаружил, что общий вид солнечной короны периодически меняется. Оказалось, что это свя­зано с 11-летним циклом солнечной активности.

С 11-летним периодом меняется как общая яркость, так и форма солнечной ко­роны. В эпоху максимума солнечных пятен она имеет сравнительно округлую форму. Прямые и направленные вдоль радиуса Солнца лучи короны наблюдаются как у солнечного экватора, так и в полярных областях. Когда же пятен мало, коро­нальные лучи образуются лишь в экваториальных и средних широтах. Форма ко­роны становиться вытянутой. У полюсов появляются характерные короткие лучи, так называемые полярные щёточки. При этом общая яркость короны уменьшается. Эта интересная особенность короны, по-видимому, связана с постепенным переме­щением в течение 11-летнего цикла зоны преимущественного образования пятен. После минимума пятна начинают возникать по обе стороны от экватора на широтах 30 – 40⁰. Затем зона пятнообразования постепенно опускается к экватору.

Тщательные исследования позволили установить, что между структурой ко­роны и отдельными образованиями в атмосфере Солнца существует определённая связь. Например, над пятнами и факелами обычно наблюдаются яркие и прямые ко­рональные лучи. В их сторону изгибаются соседние лучи. В основании корональных лучей яркость хромосферы увеличивается. Такую её область называют обычно воз­буждённой. Она горячее и плотнее соседних, невозбуждённых областей. Над пят­нами в короне наблюдаются яркие сложные образования. Протуберанцы также часто бывают окружены оболочками из корональной материи.

Корона оказалась уникальной естественной лабораторией, в которой можно на­блюдать вещество в самых необычных и недостижимых на Земле условиях.

На рубеже XIX – XX столетий, когда физика плазмы фактически ещё не суще­ствовала, наблюдаемые особенности короны представлялись необъяснимой загад­кой. Так, по цвету корона удивительно похожа на Солнце, как будто его свет отра­жается зеркалом. При этом, однако, во внутренней короне совсем исчезают харак­терные для солнечного спектра фраунгоферовы линии. Они вновь появляются да­леко от края Солнца, во внешней короне, но уже очень слабо. Кроме того, свет ко­роны поляризован: плоскости, в которых колеблются световые волны, располага­ются (почти до 50%), а затем уменьшаются. Наконец, в спектре короны появляются яркие эмиссионные линии, которые почти до середины XX века не удавалось ото­ждествить ни с одним из известных химических элементов.

Оказалось, что главная причина всех этих особенностей короны – высокая тем­пература сильно разреженного газа. При температуре свыше 1 миллиона градусов средние скорости атомов водорода превышают 100, а у свободных электронов они ещё раз в 40 больше. При таких скоростях, несмотря на сильную разреженность вещества (всего 100 миллионов частиц в 1 см³, что в 100 миллиардов раз разрежен­нее воздуха на Земле), сравнительно часты столкновения атомов, особенно с элек­тронами. Силы электронных ударов так велики, что атомы лёгких элементов прак­тически полностью всех своих электронов и от них остаются лишь “голые” атомные ядра. Более тяжелые элементы сохраняют самые глубокие электронные оболочки, переходя в состояние высокой степени ионизации.

Итак, корональный газ – это высокоионизованная плазма; она состоит из мно­жества положительно заряженных ионов всевозможных химических элементов и чуть большего количества свободных электронов, возникших при ионизации атомов водорода (по одному электрону), гелия (по два электрона) и более тяжёлых атомов. Поскольку в таком газе основную роль играют подвижные электроны, его часто на­зывают электронным газом, хотя при этом подразумевается наличие такого количе­ства положительных ионов, которое полностью обеспечивало бы нейтральность плазмы в целом.

Белый цвет короны объясняется рассеянием обычного солнечного света на сво­бодных электронах. Они не вкладывают своей энергии при рассеянии: колеблясь в такт световой волны, они лишь изменяют направление рассеиваемого света, при этом поляризуя его. Таинственные яркие линии в спектре порождены необычным излучением высокоионизованных атомов железа, аргона, никеля, кальция и других элементов, возникающим только в условиях сильного разрежения. Наконец, линии поглощения во внешней короне вызваны рассеянием на пылевых частицах, которые постоянно присутствуют в межзвёздной среде. А отсутствие линии во внутренней короне связано с тем, что при рассеянии на очень быстро движущихся электронах все кванты испытывают столь значительные изменения частот, что даже сильные фраунгоферовы линии солнечного спектра полностью “замываются”.

Ночное небо октября

Итак, корона Солнца – самая внешняя часть его атмосферы, самая разреженная и самая горячая. Добавим, что она и самая близкая к нам: оказывается, она прости­рается далеко от Солнца в виде постоянно движущиеся от него потока плазмы – сол­нечного ветра. Вблизи Земли его скорость составляет в среднем 400-500, а порой достигает почти 1000. Распространяясь далеко за пределы орбит Юпитера и Са­турна, солнечный ветер образует гигантскую гелиосферу, граничащую с ещё более разреженной межзвёздной средой.

Фактически мы живём окружённые солнечной короной, хотя и защищённые от её проникающей радиации надёжным барьером в виде земного магнитного поля. Че­рез корону солнечная активность влияет на многие процессы, происходящие на Земле (геофизические явления).

Как Солнце влияет на Землю

Солнце освещает и согревает нашу планету, без этого была бы невозможна жизнь на ней не только человека, но даже микроорганизмов. Солнце – главный (хотя и не единственный) двигатель происходящих на Земле процессов. Но не только те­пло и свет получает Земля от Солнца. Различные виды солнечного излучения и по­токи частиц оказывают постоянное влияние на её жизнь.

Солнце посылает на Землю электромагнитные волны всех областей спектра – от многокилометровых радиоволн до гамма-лучей. Окрестностей Земли достигают также заряжённые частицы разных энергий – как высоких (солнечные космические лучи), так и низких и средних (потоки солнечного ветра, выбросы от вспышек). На­конец, Солнце испускает мощный поток элементарных частиц – нейтрино. Однако воздействие последних на земные процессы пренебрежимо мало: для этих частиц земной шар прозрачен, и они свободно сквозь него пролетают.

Только очень малая часть заряженных частиц из межпланетного пространства попадает в атмосферу Земли (остальные отклоняет или задерживает геомагнитное поле). Но их энергии достаточно для того чтобы вызвать полярные сияния и возму­щения магнитного поля нашей планеты.

Энергия солнечного света

Электромагнитное излучение подвергается строгому отбору в земной атмо­сфере. Она прозрачна только для видимого света и ближних ультрафиолетового и инфракрасного излучений, а также для радиоволн в сравнительно узком диапазоне (от сантиметровых до метровых). Всё остальное излучение либо отражается, либо поглощается атмосферой, нагревая и ионизуя её верхние слои.

Поглощение рентгеновских и жёстких ультрафиолетовых лучей начинается на высотах 300-350 километров; на этих же высотах отражаются наиболее длинные ра­диоволны, приходящие из космоса. При сильных всплесках солнечного от хромо­сферных вспышек рентгеновские кванты проникают до высот 80 – 100 километров от поверхности Земли, ионизуют атмосферу и вызывают нарушение связи на корот­ких волнах.

Мягкое (длинноволновое) ультрафиолетовое излучение способно проникать ещё глубже, оно поглощается на высоте 30 – 35 километров. Здесь ультрафиолето­вые кванты разбивают на атомы (диссоциируют) молекулы кислорода (0₂) с после­дующим образованием озона (0₃).Тем самым создаётся не прозрачный для ультра­фиолета “озоновый экран”, предохраняющий жизнь на Земле от гибельных лучей. Не поглотившаяся часть наиболее длинноволнового ультрафиолетового излучения доходит до земной поверхности. Именно эти лучи вызывают у людей загар и даже ожоги кожи при длительном пребывании на солнце.

Излучение в видимом диапазоне поглощается слабо. Однако оно рассеивается атмосферой даже в отсутствие облаков, и часть его возвращается в межпланетное пространство. Облака, состоящие из капелек воды и твёрдых частиц, значительно усиливают отражение солнечного излучения. В результате до поверхности планеты доходит в среднем около половины падающего на границу земной атмосферы света.

Количество солнечной энергии, приходящийся на поверхность площадью 1 м², развёрнутую перпендикулярно солнечным лучам на границе земной атмосферы, на­зывается солнечной постоянной. Измерить её с Земли очень трудно, и потому значе­ния, найденные до начала космических исследований, были весьма приблизитель­ными. Небольшие колебания (если они реально существовали) заведомо “тонули” в неточности измерений. Лишь выполнение специальной космической программы по определению солнечной постоянной позволило найти её надёжное значение. По по­следним данным, оно составляет 1370 с точностью до 0,5 %. Колебаний, пре­вышающих 0,2 % за время измерений не выявлено.

На Земле излучение поглощается сушей и океанами. Нагретая земная поверх­ность в свою очередь излучает в длинноволновой инфракрасной области. Для такого излучения азот и кислород атмосферы прозрачны. Зато оно жадно поглощается во­дяным паром и углекислым газом. Благодаря этим малым составляющим воздушная оболочка удерживает тепло. В этом и заключается парниковый эффект атмосферы. Между приходом солнечной энергии на Землю и её потерями на планете в общем существует равновесие: сколько поступает, столько и расходуется. В противном случае температура земной поверхности вместе с атмосферой либо постоянно по­вышалась бы, либо падала.

Солнечный ветер и межпланетные магнитные поля

В конце 50-х годов XX века американский астрофизик Юджин Паркер пришёл к выводу, что, поскольку газ в солнечной короне имеет высокую температуру, кото­рая сохраняется с удалением от Солнца, он должен непрерывно расширяться, запол­няя Солнечную систему. Результаты, полученные с помощью советских и американ­ских космических аппаратов, подтвердили правильность теории Паркера.

В межпланетном пространстве действительно мчится направленный от Солнца поток вещества, получивший название солнечный ветер. От представляет собой продолжение расширяющейся солнечной короны; составляют его в основном ядра атомов водорода (протоны) и гелия (альфа-частицы), а также электроны. Частицы солнечного ветра летят со скоростями, составляющими несколько сот километров в секунду, удаляясь от Солнца на многие десятки астрономических единиц – туда, где межпланетная среда Солнечной системы переходит в разреженный межзвёздный газ. А вместе с ветром в межпланетное пространство переносятся и солнечные маг­нитные поля.

Общее магнитное поле Солнца по форме линий магнитной индукции немного напоминает земное. Но силовые линии земного поля близ экватора замкнуты и не пропускают направленные к Земле заряженные частицы. Силовые линии солнечного поля, напротив, в экваториальной области разомкнуты и вытягиваются в межпла­нетное пространство, искривляясь подобно спиралям. Объяснятся это тем, что сило­вые линии остаются связанными с Солнцем, которое вращается вокруг своей оси. Солнечный ветер вместе с “вмороженным” в него магнитным полем формирует га­зовые хвосты комет, направляя их в сторону от Солнца. Встречая на своём пути Землю, солнечный ветер сильно деформирует её магнитосферу, в результате чего наша планета обладает длинным магнитным “хвостом”, также направленным от Солнца. Магнитное поле Земли чутко отзывается на обдувающие её потоки солнеч­ного вещества.

Бомбардировка энергичными частицами

Помимо непрерывно “дующего” солнечного ветра наше светило служит источ­ником энергичных заряженных частиц (в основном протонов, ядер атомов гелия и электронов) с энергией 10⁶ – 10⁹ электронвольт (ЭВ). Их называют солнечными кос­мическими лучами. Расстояние от Солнца до Земли – 150 миллионов километров – наиболее энергичные их этих частиц покрывают всего за 10 – 15 минут. Основным источником солнечных космических лучей являются хромосферные вспышки.

По современным представлениям, вспышка – это внезапное выделение энер­гии, накопленной в магнитном поле активной зоны. На определённой высоте над поверхностью Солнца возникает область, где магнитное поле на небольшом протя­жении резко меняется по величине и направлению. В какой-то момент силовые ли­нии поля внезапно “пересоединяются”, конфигурация его резко меняется, что со­провождается ускорением заряженных частиц до высокой энергии, нагревом веще­ства и появлением жёсткого электромагнитного излучения. При этом происходит выброс частиц высокой энергии в межпланетное пространство и наблюдается мощ­ное излучение в радиодиапазоне.

Хотя “принцип действия” вспышки учёные, по-видимому, поняли правильно, детальной теории вспышек пока нет.

Вспышки – самые мощные взрывоподобные процессы, наблюдаемые на Солнце, точнее в его хромосфере. Они могут продолжаться всего несколько минут, но за это время выделяется энергия, которая иногда достигает 10²⁵ Дж. Примерно такое же количество тепла приходит от Солнца на всю поверхность нашей планеты за целый год.

Потоки жёсткого рентгеновского излучения и солнечных космических лучей, рождающиеся при вспышках, оказывает сильное влияние на физические процессы в верхней атмосфере Земли и околоземном пространстве. Если не принять специаль­ных мер, могут выйти из строя сложные космические приборы и солнечные батареи. Появляется даже серьёзная опасность облучения космонавтов, находящихся на ор­бите. Поэтому в разных странах проводятся работы по научному предсказанию сол­нечных вспышек на основании измерений солнечных магнитных полей.

Как и рентгеновское излучение, солнечные космические лучи не доходят до поверхности Земли, но могут ионизовать верхние слои её атмосферы, что сказыва­ется на устойчивости радиосвязи между отдалёнными пунктами. Но действие частиц этим не ограничивается. Быстрые частицы вызывают сильные токи в земной атмо­сфере, приводят к возмущению магнитного поля нашей планеты и даже влияют на циркуляцию воздуха в атмосфере.

Наиболее ярким и впечатляющим проявлением бомбардировки атмосферы солнечными частицами являются полярные сияния. Это свечение в верхних слоях атмосферы, имеющее либо размытые (диффузные) формы, либо вид корон или зана­весей (драпри), состоящих из многочисленных отдельных лучей. Сияния обычно бывают красного или зелёного цвета: именно так светятся основные составляющие атмосферы – кислород и азот – при облучении их энергичными частицами. Зрелище бесшумно возникающих красных и зелёных полос и лучей, беззвучная игра цветов, медленное или почти мгновенное угасание колеблющихся “занавесей” оставляют незабываемое впечатление. Подобные явления лучше всего видны вдоль овала по­лярных сияний, расположенного между 10⁰ и 20⁰ широты от магнитных полюсов. В период максимумов солнечной активности в Северном полушарии овал смещается к югу, и сияния можно наблюдать в более низких широтах.

Частота и интенсивность полярных сияний достаточно чётко следуют солнеч­ному циклу: в максимуме солнечной активности редкий день обходится без сияний, а в минимуме они могут отсутствовать месяцами. Наличие или отсутствие полярных сияний, таким образом, служит неплохим показателем активности Солнца. И это по­зволяет проследить солнечные циклы в прошлом, за пределами того исторического периода, когда проводились систематические наблюдения солнечных пятен.

Циклы солнечной активности

Число пятен на диске Солнца не является постоянным, оно меняется как день ото дня, так и в течение более длительных промежутков времени. Немецкий астро­ном-любитель Генрих Швабе, который 17 лет вёл систематические наблюдения сол­нечных пятен, заметил: их количество убывает от максимума к минимуму, а затем увеличивается до максимального значения за период около 10 лет. При этом в мак­симуме на солнечном диске можно видеть 100 и более пятен, тогда как в минимуме – всего несколько, а иногда в течение целых недель не наблюдается ни одного. Со­общение о своём открытии Швабе опубликовал в 1843 году.

Швейцарский астроном Рудольф Вольф уточнил, что средний период измене­ния числа пятен составляет не 10, а 11 лет. Он же предложил для количественной оценки активности Солнца использовать условную величину, называемую с тех пор числом Вольфа. Оно определяется как сумма общего количества пятен на Солнце (f) и удесятерённого числа групп пятен (g), причём изолированное одиночное пятно тоже считается группой: W = f+10g.

Цикл солнечной активности называют 11- летним во всех учебниках и попу­лярных книгах по астрономии. Однако Солнце любит поступать по-своему. Так, за последние 50 лет промежуток между максимумами составлял в среднем 10, 4 года. Вообще же за время регу­лярных наблю­дений Солнца указан­ный период ме­нялся от 7 до 17 лет. И это ёщё не всё. Проанализировав наблюдения пятен с начала теле­скопических исследований, английский астроном Уолтер Маундер в 1893 году пришёл к выводу, что с 1645 по 1715 года на Солнце вообще не было пятен! Это за­ключение подтвердилось в последующих работах; мало того, выяснилось, что по­добные “отпуска” Солнце брало и в более далёком прошлом. Кстати, именно на “маундеровский минимум” пришёлся период самых холодных зим в Европе за по­следнее тысячелетие.

На этом сюрпризы солнечных циклов не кончаются. Ведущее пятно в группе (первое по направлению вращения Солнца) обычно имеет одну полярность (напри­мер, северную), а замыкающее – противоположную (южную), и это правило выпол­няется для всех групп пятен в одном полушарии Солнца. В другом полушарии кар­тина обратная: ведущие пятна в группах будут иметь южную полярность, а замы­кающие – северную. Но ,оказывается, при появлении пятен нового поколения (сле­дующего цикла) полярность ведущих пятен меняется на противоположную. Лишь в циклах через один ведущие пятна обретают прежнюю полярность. Так что “истинный” солнечный цикл с возвращением прежней магнитной полярности веду­щих пятен в действительности охватывает не 11, а 22 года (конечно, в среднем).

Список литературы:

1. Энциклопедия для детей. Т.8. Астрономия 2-е издание, Э68 испр.

(Главн. ред. М.Д. Аксёнов – М.: Аванта+, 2000-688 с.: ил.

1. Энциклопедический словарь юного астронома, М.:Педагогика,1980 г.

2. Астрономия: Учебник для 11 кл. сред. шк., М: Просвещение,1990 г.

3. Клушанцев П.В. "Одиноки ли мы во вселенной?" 0:Дет. лит.,1981г.

4. Поиски жизни в Солнечной системе: Перевод с английского. М.: Мир,1988 г.

Содержание

“Что видно на Солнце?” ……………………………………………..3

Грануляция…………………………….………………………………3

Пятна………………………………….………………………………..3

Факелы…………………………………………………………………4

Солнечные инструменты…………….……………………………….4

Внутреннее строение Солнца………………………………………..6

“Откуда берётся энергия Солнца”…………………………………...8

Солнечная атмосфера……………………………………………….12

Фотосферы…………………………………………………………...12

Хромосфера………………………………………………………….13

Корона………………………………………………………………..14

Как Солнце влияет на Землю……………………………………….17

Энергия солнечного света…………….…………………………….18

Солнечный ветер и межпланетные магнитные поля.……………..19

Бомбардировка энергичными частицами………………………….19

Циклы солнечной активности………………………..……………..21

Список литературы……………………………………..……………23