Що видно на Сонце
Кожному напевно відомо, що не можна дивитися на Сонце неозброєнимоком, а тим більше в телескоп без спеціальних, дуже темних світлофільтрівабо інших пристроїв, що послаблюють світло. Нехтуючи цією забороною,спостерігач ризикує отримати найсильніших опік очей. Найпростіший спосіброзглядати Сонце - це спроектувати його зображення на білий екран.
За допомогою навіть маленького любительського телескопа можна отриматизбільшене зображення сонячного диска. Що ж видно на цьому зображенні?
Перш за все звертає увагу різкість сонячного краю. Сонце --газова куля, що не має чіткої межі, щільність його зменшується поступово.
Чому ж у такому випадку ми бачимо його різко окресленим? Справа в тому, щопрактично все видиме випромінювання Сонця виходить з дуже тонкого шару,який має спеціальну назву - фотосфера (грецьке: "сфера світла").
Його товщина не перевищує 300 кілометрів. Саме цей тонкий шар світитьсяі створює у спостерігача ілюзію того, що Сонце має "поверхню".
Грануляція
На перший погляд диск Сонця здається однорідним. Однак, якщопридивитися, на ньому виявляється багато великих і дрібних деталей. Навітьпри не дуже хорошу якість зображення видно, що вся фотосфера складаєтьсязі світлих зерняток (званих гранулами) і темних проміжків між ними.
Це схоже на купчасті хмари, коли дивишся на них зверху. Розміри гранулневеликі за сонячним масштабами - до 1000-2000 кілометрів у поперечнику;межгранульние доріжки більш вузькі, приблизно 300-600 кілометрів завширшки. Насонячному диску спостерігається одночасно близько мільйона гранул.
Картина грануляції не є застиглої: одні гранули зникають, іншіз'являються. Кожна з них живе не більше 10 хвилин. Все це нагадуєкипіння рідини в каструлі. Таке порівняння не випадково, оскількифізичний процес, відповідальний за обидва явища, один і той же. Цеконвекція - перенесення тепла великими масами гарячого речовини, якіпіднімаються знизу, розширюючись і одночасно остигаючи.
Грануляція створює загальне тло, на якому можна спостерігати набагато більшеконтрастні і великі об'єкти - сонячні плями і факели.
Плями
Сонячні плями - це темні освіти на диску Сонця. У телескопвидно, що великі плями мають досить складну будову: темну областьтіні оточує півтінь, діаметр якої більш ніж в два рази перевищуєрозмір тіні. Якщо пляма спостерігається на краю сонячного диска, то створюєтьсявраження, що воно схоже на глибоку тарілку. Відбувається це тому, щогаз в плямах прозоріше, ніж у навколишній атмосфері, і погляд проникаєглибше.
За величиною плями бувають дуже різними - від малих, діаметромприблизно 1000-2000 км, до гігантських, які значно перевищують розміри нашоїпланети. Окремі плями можуть досягати в діаметрі 40 тисяч кілометрів.
А найбільше з спостерігалися плям досягала 100 тисяч кілометрів.
Встановлено, що плями - це місця виходу в сонячну атмосферу сильнихмагнітних полів. Магнітні поля зменшують потік енергії, що йдуть від надрсвітила до фотосфері, тому в місці їх виходу на поверхню температурападає. Плями холодніше навколишнього їх речовини приблизно на 1500 К, а,отже, і менш яскраві. Ось чому на загальному фоні вони виглядають темними.
Сонячні плями часто утворюють групи з кількох великих і малихплям, і такі групи можуть займати значні області на сонячномудиск. Картина групи весь час змінюється, плями народжуються, ростуть ірозпадаються. Живуть великі плями довго, іноді протягом двох або трьохобертів Сонця (період обертання Сонця складає приблизно 27 діб).
Смолоскипи
Практично завжди плями оточені яскравими полями, які називаютьфакелами. Смолоскипи гаряче навколишнього атмосфери приблизно на 2000 К і маютькомірчасту складну структуру. Величина кожного осередку - близько 30 тисячкілометрів. В центрі диска контраст факелів дуже малий, а ближче до краюзбільшується, так що краще за все вони помітні саме по краях. Смолоскипиживуть ще довше, ніж плями, іноді три-чотири місяці. Вони не обов'язковоіснують разом з плямами, дуже часто зустрічаються факельні поля, всерединіяких плями ніколи не з'являються. Мабуть, факели теж ємісцями виходу магнітних полів у зовнішній шар Сонця, але ці поля слабкіше,ніж у плямах.
Кількість плям і факелів характеризує сонячну активність,максимуми якої повторюються через кожен одинадцять років. У роки мінімумуна Сонці довгий час може не бути жодної плями, а в максимумі їхчисло зазвичай вимірюється десятками.
Сонячні інструменти
Основним інструментом астронома-спостерігача, що б він не вивчав нанебі, є телескоп. І хоча принцип дії всіх телескопів загальний, длякожній області астрономії розроблені свої модифікації цього приладу.
Яскравість Сонця велика, отже, світлосила оптичної системисонячного телескопа може бути невеликою. Набагато цікавіше отримати якможна більший масштаб зображення. Тому у сонячних телескопів дужевеликі фокусні відстані. Найбільший з них має фокусна відстань
90 м і дає зображення Сонця діаметром 80 см.
Обертати подібну конструкцію було б нелегко. На щастя, це і непотрібно. Сонце рухається по небосхилу лише в обмеженій його області, усерединісмуги шириною близько 470. Тому сонячного телескопу не потрібна монтировкадля наведення в будь-яку точку неба. Його встановлюють нерухомо, а сонячніпромені направляються рухомий системою дзеркал - целостат.
Бувають горизонтальні і вертикальні (баштові) сонячні телескопи.
Горизонтальний телескоп побудувати легше, тому що всі його деталі знаходятьсяна горизонтальній осі. З ним і працювати легше. Але в нього є однаістотний недолік. Сонце дає багато тепла, і повітря всередині телескопасильно нагрівається. Нагріте повітря рухається вгору, більш холодне - вниз.
Ці зустрічні потоки роблять зображення тремтячим і нерізкий. Тому вОстаннім часом будують в основному вертикальні сонячні телескопи. У нихпотоки повітря рухаються майже паралельно променів світла і менше псуютьзображення.
Важливим параметром телескопа є кутове дозвіл,характеризує його здатність давати окремі зображення двох близькиходин одному деталей. Наприклад, дозвіл в 1 кутову секунду (1 ") означає,що можна розрізнити два об'єкти, між якими дорівнює 1 "дуги. Відомийрадіус Сонця складає трохи менше 1000 ", а справжній - близько 700 тисячкілометрів. Отже, 1 "на Сонце відповідає відстані трохибільше 700 км. Кращі фотографії Сонця, отримані на найбільшихінструментах, дозволяють побачити деталі розміром близько 200 км.
Звичайно сонячні телескопи призначені в основному для спостереженняфотосфери. Щоб спостерігати самі зовнішні і сильно зріджені, а томуслабо світяться шари сонячному атмосфери - сонячну корону, користуютьсяспеціальним інструментом. Він так і називається коронограф. Винайшов йогофранцузький астроном Бернар Ліо в 1930 році.
У звичайних умовах сонячну корону побачити не можна, тому що світло від неїв 10 тисяч разів слабкіше світла денного неба поблизу Сонця. Можнаскористатися моментами повних сонячних затемнень, коли диск Сонцязакрито Місяцем. Але затемнення бувають рідко і часом у важкодоступних районахземної кулі. Та й погода не завжди сприятлива. А тривалої повноїфази затемнення не перевищує 7 хвилин. Коронограф ж дозволяє спостерігатикорону поза затемненням.
Щоб видалити світло від сонячного диска, у фокусі об'єктива коронографавстановлена штучна "місяць". Вона являє собою маленький конус здзеркальною поверхнею. Розмір його трохи більше діаметра зображення
Сонця, а вершина направлена до об'єктива. Світло відкидається конусомназад в трубу телескопа або в особливу світлову "пастку". А зображеннясонячної корони будує додаткова лінза, яка знаходиться за конусом.
Крім того, необхідно прибрати розсіяне світло в телескопі. Самоеголовне - це добре відполірований лінзовий об'єктив без дефектів всерединіскла. Його потрібно ретельно захищати від пилу. Кожна порошинка, кожен дефектлінзи - подряпини або бульбашка - при сильному освітленні працює як маленькедзеркальце - відбиває світло у випадковому напрямку.
коронографа зазвичай встановлюють високо в горах, де повітря прозоре інебо темніше. Але й там сонячна корона все-таки слабше, ніж ореол неба навколо
Сонця. Тому її можна спостерігати тільки у вузькому діапазоні спектра, вспектральних лініях випромінювання корони. Для цього використовують спеціальнийфільтр або спектрограф.
Спектрограф - найважливіший допоміжний прилад для астрофізичнихдосліджень. Багато сонячні телескопи служать лише для того, щобнаправляти пучок сонячного світла в спектрограф. Основними його елементамиє: щілину для обмеження надходить світла; коліматор (лінза абодзеркало), який робить паралельним пучок променів; дифракційна решіткадля розкладання білого світла в спектр і фотокамера чи іншої детекторзображення.
"Серце" спектрографа - дифракційна решітка, яка представляєсобою дзеркальну скляну пластинку з нанесеними на неї паралельнимиштрихами. Число штрихів у кращих грат досягає 1200 на міліметр.
Основна характеристика спектрографа - його спектральний дозвіл. Чимвище дозвіл, тим більш близькі спектральні лінії можна побачитироздільно. Дозвіл залежить від декількох параметрів. Один з них --порядок спектра. Дифракційна решітка дає багато спектрів, видимих підрізними кутами. Кажуть, що вона має багато порядків спектру. Найяскравішийпорядок спектра - перший. Чим далі порядок, тим спектр слабша, але йогодозвіл вище. Однак далекі порядки спектру накладаються один наодного. Оскільки потрібно і високий дозвіл, і яскравий спектр, доводитьсяйти на компроміс. Тому для спостережень зазвичай використовують другий-третійпорядки спектру.
Однією з найбільш цікавих систем є ешельний спектрограф. Уньому окрім спеціальної грати, званої Ешел, варто скляна призма.
Промені світла падають на Ешель під дуже гострим кутом. При цьому багато порядківспектру накладаються один на одного. Їх поділяють за допомогою призми,яка переломлює світло перпендикулярно штрихами решітки. У результатівиходить спектр, порізаний на шматочки. Довжину щілини ешельного спектрографароблять дуже маленькою - кілька міліметрів, і спектри томувиходять вузькими.
Ешельний спектр являє собою набір смужок, розташованих одинпід інший і розділених темними проміжками. Можливість використаннявисоких порядків спектру в ешельном спектрографі дає перевагу вроздільної силі, що дуже важливо при вивченні тонкої структуриспектральних ліній.
Внутрішня будова Сонця.
Наше Сонце - це величезний світиться газовий кулю, усередині якогопротікають складні процеси і в результаті безперервно виділяється енергія.
Внутрішній об'єм Сонця можна розділити на кілька областей; речовина вних відрізняється за своїми властивостями, і енергія розповсюджується за допомогоюрізних фізичних механізмів.
У центральній частині Сонця знаходиться джерело його енергії, або, говорячиобразною мовою, та опалювач, яка нагріває його і не дає йому охолонути.
Ця область називається ядром. Під вагою зовнішніх шарів речовина всередині
Сонця стисло, причому чим глибше, тим сильніше. Щільність його збільшується доцентру разом із зростанням тиску та температури. У ядрі, де температурадосягає 15 мільйонів кельвінів, відбувається виділення енергії.
Ця енергія виділяється в результаті злиття атомів легких хімічнихелементів в атоми більш важких. У надрах Сонця з чотирьох атомів воднюутворюється один атом гелію. Саме цю страшну енергію люди навчилисязвільняти від вибуху водневої бомби. Є надія, що в недалекомумайбутньому людина зможе навчитися використовувати її і в мирних цілях.
Ядро має радіус не більше чверті загального радіусу Сонця. Проте в йогообсязі зосереджена половина сонячної маси і виділяється практично всяенергія, яка підтримує світіння Сонця.
Але енергія гарячого ядра повинна якось виходити назовні, до поверхні
Сонця. Існують різні способи передачі енергії в залежності відфізичних умов середовища, а саме: променистий перенесення, конвекція ітеплопровідність. Теплопровідність не грає велику роль в енергетичнихпроцесах на Сонце і зірок, тоді як променистий та конвективний переносидуже важливі.
Відразу навколо ядра починається зона променистої передачі енергії, де вонапоширюється через поглинання і випромінювання речовиною порцій світла --квантів.
Щільність, температура і тиск зменшуються в міру віддалення від ядра,і в цьому ж напрямі йде потік енергії. В цілому процес цей вкрайповільний. Щоб квантом дістатися від центру Сонця до фотосфери,необхідні багато тисячі років: адже, переізлучаясь, кванти увесь час змінюютьнапрямок, майже настільки ж часто рухаючись назад, як і вперед. Але коливони врешті-решт виберуться назовні, це будуть вже зовсім інші кванти.
Що ж з ними сталося?
У центрі Сонця народжуються гамма-кванти. Їх енергія в мільйони разівбільше, ніж енергія квантів видимого світла, а довжина хвилі дуже мала. Задорозі кванти зазнають дивовижні перетворення. Окремий квантспочатку поглинається яких-небудь атомом, але тут же знову перевипромінюють;найчастіше при цьому виникає не один колишній квант, а два чи навітькілька. За законом збереження енергії їх загальна енергія зберігається, атому енергія кожного з них зменшується. Так виникають кванти все меншихі менших енергій. Потужні гамма-кванти як би дробляться на менш енергійнікванти - спочатку рентгенівських, потім ультрафіолетових і нарешті видимих іінфрачервоних променів. У підсумку найбільшу кількість енергії Сонце випромінює ввидимому світлі, і не випадково наші очі чутливі саме до нього.
Квант потрібно дуже багато часу, щоб просочитися через щільнесонячне речовина назовні. Так що якщо б опалювач усередині Сонця раптомзгасла, то ми б дізналися про це лише мільйони років по тому.
На своєму шляху через внутрішні сонячні шари потік енергії зустрічаєтаку область, де непрозорість газу сильно зростає. Це конвективназона Сонця. Тут енергія передається вже не випромінюванням, а конвекцією.
Що таке конвекція? Коли рідина кипить, вона перемішується. Так самоможе вести себе і газ. У жаркий день, коли земля нагріта променями Сонця,на фоні віддалених предметів добре помітні піднімаються цівки гарячогоповітря. Їх легко спостерігати і над полум'ям газового пальника, і надрозпеченої конфоркою плити. Те ж саме відбувається і на Сонці в областіконвекції. Величезні потоки гарячого газу піднімаються вгору, де віддають своєтепло навколишньому середовищу, а охолоджене сонячний газ опускається вниз.
Схоже, що сонячне речовина кипить і перемішується, як в'язка рисовакаша не вогні.
Конвективна зона починається приблизно на відстані 0,7 радіуса відцентру і простягається практично до самої видимої поверхні Сонця
(фотосфери), де перенесення основного потоку енергії знову стаєпроменистим. Однак за інерцією сюди все ж проникають гарячі потоки з більшеглибоких, конвективних шарів. Добре відома спостерігачам картинагрануляції на поверхні Сонця є видимим явищем конвекції.
Звідки береться енергія Сонця?
Чому Сонце світить і не холоне вже мільярди років? Яке "паливо"дає йому енергії? Відповіді на ці питання вчені шукали століттями, і тількина початку XX століття було знайдено правильне рішення. Тепер відомо, що
Сонце, як і інші зірки, світить завдяки що протікають в його надрахтермоядерним реакцій. Що ж це за реакції?
Якщо ядра атомів легких елементів зіллються в ядро атома більш важкогоелементу, то маса нового ядра виявиться менше, ніж сумарна маса тих жеядер, з яких воно утворилося. Залишок маси перетворюється на енергію,яку забирають частинки, які звільнилися в ході реакції. Ця енергія майжеповністю переходить в тепло. Така реакція синтезу атомних ядер можевідбуватися тільки при дуже високому тиску і температурі понад 10 млн.градусів. Тому вона і називається термоядерної.
Основна речовина, що становить Сонце, - водень, на його частку приходитьблизько 71% всієї маси світила. Майже 27% належить гелію, а інші 2
% - Більш важким елементам, таким, як вуглець, азот, кисл?? рід і метали.
Головним "паливом" на Сонце служить іменного водень. З чотирьох атомівводню в результаті ланцюжка перетворень утворюється один атом гелію. А зкожного грама водню, який бере участь в реакції, виділяється 6 (1011 Дженергії! На Землі такої кількості енергії вистачило б для того, щобнагріти від температури 00С до точки кипіння 1000 м3 води!
Розглянемо механізм термоядерної реакції перетворення водню в гелій,яка, мабуть, найбільш важлива для більшості зірок. Називається вонапротон-протонної, так як починається з тісного зближення двох ядер атомівводню - протонів.
Протони заряджені позитивно, тому взаємно відштовхуються, причому,за законом Кулона, сила цього відштовхування обернено пропорційна квадратувідстані і при тісного зближення повинна стрімко зростати. Однакпри дуже високій температурі і тиску швидкості теплового руху частинокнастільки великі, а часткам так тісно, що найбільш швидкі з них все ж такизближуються один з одним і опиняються у сфері впливу ядерних сил. Урезультаті може статися ланцюжок перетворень, яка завершитьсявиникненням нового ядра, що складається з двох протонів і двох нейтронів, --ядра гелію.
Далеко не кожне зіткнення двох протонів призводить до ядерної реакції.
Протягом мільярдів років протон може постійно стикатися з іншимипротонами, так і не дочекавшись ядерного перетворення. Але якщо в моменттісного зближення двох протонів відбудеться ще й інше малоймовірне дляядра подія - розпад протона на нейтрон, позитрон і нейтрино (такийпроцес називається бета-розпадом), то протон з нейтронів об'єднується встійке ядро атома важкого водню - дейтерію.
Ядро дейтерію (Дейтон) за своїми властивостями схоже на ядро водню,тільки важче. Але на відміну від останнього в надрах зірки ядро дейтеріюдовго існувати не може. Вже через кілька секунд, зіткнувшись ще зодним протоном, воно приєднує його до себе, випускає могутній гамма-квант істає ядром ізотопу гелію, у якого два протони пов'язані не з двоманейтронами, як у звичайного гелію, а тільки з самим. Раз на кількамільйонів років такі ядра легкого гелію зближуються настільки тісно, щоможуть об'єднатися в ядро звичайного гелію, "відпустив на свободу" двапротона.
Отже, в результаті послідовних ядерних перетворень утворюється ядрозвичайного гелію. Породжені в ході реакції позитрони і гамма квантипередають енергію навколишнього газу, а нейтрино зовсім йдуть з зірки,тому що мають дивовижну спроможність проникати через величезнітовщі речовини, не зачепивши ні одного атома.
Реакція перетворення водню в гелій відповідально за те, що всередині
Сонця зараз набагато більше гелію, ніж на його поверхні. Природно,виникає питання: що ж буде з Сонцем, коли весь водень у його ядрівигорить і перетворитися на гелій, а як скоро це станеться?
Виявляється, приблизно через 5 мільярдів років вміст водню в ядрі
Сонця настільки зменшиться, що його горіння почнеться в шарі навколо ядра.
Це призведе до роздування сонячної атмосфери, збільшення розмірів Сонця,падіння температури на поверхні і підвищення її в ядрі. Поступово Сонцеперетвориться на червоний гігант - порівняно холодну зірку величезногорозміру з атмосферою, що перевершує межі орбіти Землі. Життя Сонця наце закінчиться, і воно буде зазнавати ще багато змін, поки в кінцікінців не стане холодним і щільним газовим кулею, всередині якого вже невідбувається ніяких термоядерних реакцій.
Коливання Сонця. Геліосейсмології
геліо? Сейсмологія? Який зв'язок між Сонцем і землетрусом? Або,може бути, на Сонце теж відбуваються землетруси, або, вірніше,солнцетрясенія?
Земна сейсмологія заснована на особливостях звуку (під землею. Однакна Сонці сейсмограф (прилад, що реєструє коливання грунту) поставитине можна. Тому коливання Сонця вимірюють зовсім іншими методами.
Головний з них заснований на ефекті Доплера. Тому що сонячна поверхнюритмічно опускається і піднімається (коливається), то її наближення -видалення позначається на спектрі випромінюється світла. Досліджуючи спектри різнихділянок сонячного диска, отримують картину розподілу швидкостей;звичайно ж, з часом вона змінюється - хвилі біжать. Періоди цих хвиль лежатьв діапазоні приблизно від 3 до 10 хв. Коли ж вони вперше були відкриті,знайдене значення періоду склало приблизно 5 хв. З тих пір всі ціколивання називаються "п'ятихвилинні".
Швидкості коливання сонячної поверхні дуже малі - десяткисантиметрів в секунду, і виміряти їх неймовірно складно. Але часто цікавоне саме значення швидкості, а те, як вона змінюється з часом (якхвилі проходять по поверхні). Припустимо, людина перебуває в приміщенні зщільно заштореними вікнами; на вулиці сонячно, але в кімнаті присмерк. Іраптом ледь помітний рух повітря трохи зрушують штору, і в очі б'єсліпучим сонячний промінь. Легкий вітерець викликає настільки сильний ефект!
Приблизно так само вимірюють вчені найменші зміни променевої швидкостісонячної поверхні. Роль штори грають лінії поглинання в спектрі Сонця.
Прилад, що вимірює яскравість сонячного світла, настроюється так, щоб вінпропускав лише світло з довжиною хвилі точно в центрі якої-небудь вузької лініїпоглинання. Тоді при найменшій зміні довжини хвилі на вхід приладупотрапить не темна лінія, а яскравий сусідню ділянку безперервного спектру. Алеце ще не все.
Щоб виміряти період хвилі з максимальною точністю, її потрібноспостерігати як можна довше, причому без перерв, інакше потім не можна будевизначити, яка це хвиля - та ж сама, чи вже інша. А Сонце коженвечір ховається за горизонтом, та ще й хмари час від часу набігають ...
Перше рішення проблеми полягало в спостереженні за Південним полярним колом
- Там Сонце влітку не заходить за горизонт тижнями і до того ж більше яснимднів, ніж у Заполяр'я. Однак налагоджувати роботу астрономів в Антарктидіскладно і дорого. Інший запропонований шлях більш очевидний, але ще більшедоріг: спостереження з космосу. Такі спостереження іноді проводяться якпобічні дослідження (наприклад, на вітчизняних "Фобос", за вони летілидо Марса). Наприкінці 1995 року був запущений міжнародний супутник SOHO (Solarand Heliospheric Observatory), на якому встановлено безліч приладів,розроблених вченими різних країн.
На більшу частину спостережень як і раніше, проводять із Землі. Щобуникнути перерв, пов'язаних з ночами і поганою погодою, Сонце спостерігають зрізних континентів. Адже коли в Східному півкулі ніч, у Західному --день, і навпаки. Сучасні методи дозволяють представити такі спостереженняяк один безперервний ряд. Важливе умова для цього - щоб телескопиі прилади були однаковими. Подібні спостереження проводять у рамках великихміжнародних проектів.
Що ж вдалося дізнатися про Сонце, вивчаючи ці незвичайні, беззвучнийзвукові хвилі? Спочатку уявлення про їх природі не сильно відрізнялися відтого, що було відомо про коливання земної кори. Учені уявляли собі,як процеси на Сонці (наприклад, грануляція) порушують ці хвилі, і вонибіжать по поверхні нашого світила, немов морські хвилі з водної гладі.
Але надалі виявився дуже цікавий факт: виявилось, щодеякі хвилі в різних частинах сонячного диска пов'язані між собою
(фізики кажуть: мають одну фазу). Це можна уявити собі так, нібився поверхня покрита рівномірною сіткою хвиль, але в деяких місцях вонане видно, а в інших чітко проявляється. Виходить, що різні областімають тим не менш узгоджену картину осциляції. Дослідники прийшли довисновку, що сонячні коливання носять глобальний характер: хвилі пробігаютьдуже великі відстані і в різних місцях сонячного диска видніпрояви однієї і тієї ж хвилі. Таким чином, можна сказати, що Сонце
"Звучить, як дзвін", тобто як одне ціле.
Як і у випадку з Землею, коливання поверхні Сонця - лише відгомін тиххвиль, які поширюються в його глибинах. Одні хвилі доходять до центру
Сонця, інші загасають на півдорозі. Це і допомагає досліджувати властивостірізних частин сонячних надр. Вивчаючи хвилі з різною глибиною проникнення,вдалося навіть побудувати залежність швидкості звуку від глибини! А оскількиз теорії відомо, що на нижній межі зони конвекції повинно бути різкезміна швидкості звуку, вдалося визначити, де починається сонячнаконвективна зона. Це не сьогодні одне з найважливіших досягненьгеліосейсмології.
Є у геліосейсмології і свої проблеми. Наприклад, поки не вдалосяз'ясувати причину коливань сонячної поверхні. Вважається, що найбільшймовірний джерело коливань - грануляція: що виходять на поверхню потокирозпеченої плазми, подібно потужним фонтанів, викликають розбігаються на всібоку хвилі. Однак на ділі все не так просто, і теоретики поки незмогли задовільно описати ці процеси. Зокрема, незрозуміло, чомухвилі настільки стійкі, що можуть оббігти все Сонце, не затухаючи?
За допомогою методів геліосейсмології вдалося встановити, що внутрішнячастину Сонця (ядро), обертається помітно швидше, ніж зовнішні шари.
Нерівномірний обертання Сонця робить на його осциляції таке жвплив, як тріщина на дзвін. У результаті "звук" стає недуже чистим - змінюються існуючі періоди коливань і з'являютьсянові. Це дає можливість досліджувати обертання внутрішніх шарів, якеіншими методами поки вивчати не можна. Вважається, що саме завдякинерівномірного обертання Сонця має магнітне поле.
Ось така несподівана і бурхливо розвивається, зараз галузь наукивиникла із, здавалося б, нічим не примітних вимірів рухівсонячної поверхні.
Сонячна атмосфера
Земна атмосфера - це повітря, яким ми дихаємо, звична нам газоваоболонка Землі. Такі оболонки є і в інших планет. Зірки цілкомскладаються з газу, але їх зовнішні шари також називають атмосферою. При цьомузовнішніми вважаються ті верстви, звідки хоча б частину випромінювання можебезперешкодно, не поглинаючись вышележащими шарами, піти в навколишнійпростір.
Фотосфера
Атмосфера Сонця починається на 200 - 300 км глибше видимого краюсонячного диска. Ці самі глибокі шари атмосфери називають фотосферою.
Оскільки їх товщина складає не більше однієї трьохтисячної частки сонячногорадіусу, фотосфери іноді умовно називають поверхнею Сонця.
Щільність газів в фотосфері приблизно така ж, як у земнійстратосфері, і сотні разів менше, ніж у поверхні Землі. Температурафотосфери зменшується від 8000 К на глибині 300 км до 4000 К в самихверхніх шарах. Температура ж того середнього шару, випромінювання якого мисприймаємо, близько 6000 К.
За таких умов майже всі молекули газу розпадаються на окреміатоми. Лише в самих верхніх шарах фотосфери зберігаються щодотрохи найпростіших молекул і радикалів типу H2, OH, CH.
Особливу роль у сонячній атмосфері відіграє не зустрічається в земнійприроді негативний іон водню, який є протон здвома електронами. Це незвичайне поєднання виникає в тонкому, зовнішньому,найбільш "холодному" шарі фотосфери при "налипанні" на нейтральні атомиводню негативно заряджених вільних електронів, що поставляютьсялегко іонізуемимі атомами кальцію, натрію, магнію, заліза та іншихметалів. При виникненні негативні іони водню випромінюють більшучастина видимого світла. Цей же світло іони жадібно поглинають, через щонепрозорість атмосфери з глибиною швидко зростає. Тому видимий край
Сонця і здається нам дуже різким.
Майже всі наші знання про Сонця засновані на вивченні його спектру --вузенькою різнобарвною смужки, що має ту ж природу, що і веселка.
Вперше, поставивши призму на шляху сонячного проміння, таку смужку отримав
Ньютон і вигукнув: "Спектрум!" (Латинське Spectrum - "бачення"). Пізніше вспектрі Сонця помітили темні лінії і визнали їх межами квітів. У 1815році німецький фізик Йозеф Фраунгофер дав перший докладний опис такихліній в сонячному спектрі, і їх стали називати його ім'ям. Виявилося, щофраунгоферових лінії відповідають вузьким ділянках спектру, які сильнопоглинаються атомами різних речовин.
У телескоп з великим збільшенням можна спостерігати тонкі деталіфотосфери: вся вона здається посипаної дрібними яскравими зернятками - гранулами,розділеними мережею вузьких темних доріжок. Грануляція є результатомперемішування спливаючих більш теплих потоків газу і опускаються більшехолодних.
Різниця температур між ними в зовнішніх шарах порівняно невелика
(200-300 К), але глибше, в конвективної зоні, вона більше, і перемішуваннявідбувається значно інтенсивніше. Конвекція в зовнішніх шарах Сонцявідіграє величезну роль, визначаючи загальну структуру атмосфери. Зрештоюсаме конвекція в результаті складної взаємодії з сонячнимимагнітними полями є причиною всіх різноманітних проявів сонячноїактивності.
Магнітні поля беруть участь у всіх процесах на Сонце. Часом вневеликій області сонячної атмосфери виникають концентрованімагнітні поля, у кілька тисяч разів сильніші, ніж на Землі.
Ионизованного плазма - хороший провідник, вона не може переміщатися попереклінії магнітної індукції сильного магнітного поля. Тому в таких місцяхперемішування і підйом гарячих газів знизу гальмується, і виникає темнаобласть - сонячне пляма. На тлі сліпучої фотосфери воно здаєтьсязовсім чорним, хоча насправді яскравість його слабкіше тільки в раздесять.
З часом величина і форма плям сильно змінюються. Виникнувши ввигляді ледь помітною - пори, пляма поступово збільшує свої розміри додекількох десятків тисяч кілометрів. Великі плями, як правило, складаютьсяз темної частини (ядра) і менш темною - півтіні, структура якої надаєплямі вид вихору. Плями бувають оточені більш яскравими ділянками фотосфери,званими смолоскипами або факельним полями.
Фотосфера поступово переходить у більш розріджені шари сонячноїатмосфери - хромосферу і корону.
Хромосфера
Хромосфера (грецьке "сфера кольори") названа так за свою червонувато -фіолетового забарвлення. Вона видно під час повного сонячного затемнення, якклочковатое яскраве кільце навколо чорного диска Місяця, тільки що затьмарить
Сонце. Хромосфера досить неоднорідна і складається в основному здовгастих витягнутих язичків (спікули), які додають її вид палаючої трави.
Температура цих хромосферних струменів в два-три рази вище, ніж у фотосфері, ащільність у сотні тисяч разів менше. Загальна протяжність хромосфери 10-15тисяч кілометрів.
Зростання температури в хромосфері пояснюється поширенням хвиль імагнітних полів, що проникають у неї з конвективної зони. Речовинанагрівається приблизно так само, як якщо б це відбувалося в гігантськіймікрохвильової печі. Швидкості теплових рухів частинок зростають, частішаютьзіткнення між ними, і атоми втрачають свої зовнішні електрони: речовинастає гарячої ионизованного плазмою. Ці ж фізичні процесипідтримують і надзвичайно високу температуру самих зовнішніх шарів сонячноїатмосфери, які розташовані вище хромосфери.
Часто під час затемнень (а за допомогою спеціальних спектральних приладів
- І не чекаючи затемнень) над поверхнею Сонця можна спостерігатихимерної форми "фонтани", "хмари", "воронки", "кущі", "арки" та іншіяскраво світяться освіти з хромосферної речовини. Вони буваютьнерухомими або повільно змінюються, оточені плавними вигнутимиструменями, які втікають в хромосферу або випливають з неї, піднімаючись надесятки і сотні тисяч кілометрів. Це найграндіозніші освітисонячної атмосфери - протуберанці. При спостереженні в червоній спектральноїлінії, що випромінюється атомами водню, вони здаються на тлі сонячного темними,довгими і зігнутими волокнами.
протуберанці мають приблизно ту саму щільність і температуру, що іхромосфера. Але вони знаходяться над нею і оточені більш високими, сильнорозрідженими верхніми шарами сонячної атмосфери. Протуберанці не падають вхромосферу тому, що їх речовина підтримується магнітними полямиактивних областей Сонця.
Вперше спектр протуберанця поза затемненням спостерігали французький астроном
П'єр Жансен і його англійський колега Джозеф Лок'єра в 1868 році. Щілинаспектроскопа розташовують так, щоб вона перетинала край Сонця, і якщопоблизу нього знаходиться протубера?? ец, то можна помітити спектр його випромінювання.
Направляючи щілину на різні ділянки протуберанця або хромосфери, можнавивчити їх по частинах. Спектр протуберанця, як і хромосфери, складається зяскравих ліній, головним чином водню, гелію і кальцію. Лінії випромінюванняінших хімічних елементів також присутні, але вони набагато слабкіше.
Деякі протуберанці, пробувши тривалий час без помітних змін,раптово як би вибухають, і речовина їх зі швидкістю в сотні кілометрів насекунду викидається в міжпланетний простір. Вид хромосфери такожчасто змінюється, що вказує на безперервний рух складових їїгазів.
Іноді щось схоже на вибухи відбувається в дуже невеликих за розміромобластях атмосфери Сонця. Це так звані хромосферні спалаху. Вонитривають звичайно декілька десятків хвилин. Під час спалахів в спектральнихлініях водню, гелію, ионизованного кальцію та деяких інших елементівсвітіння окремої ділянки хромосфери раптово збільшується в десяткиразів. Особливо сильно зростає ультрафіолетове і рентгенівське випромінювання:деколи його потужність у декілька разів перевищує загальну потужність випромінювання
Сонця в цій короткохвильової області спектру до спалаху.
Плями, факели, протуберанці, хромосферні спалаху - все це проявсонячної активності. З підвищенням активності число цих утворень на
Сонце стає більше.
Корона
На відміну від фотосфери і хромосфери зовнішня частина атмосфери
Сонця - корона - володіє величезною довжиною: вона тягнеться намільйони кілометрів, що відповідає кільком сонячним радіусів, а їїслабке продовження йде ще далі.
Щільність речовини в сонячній короні зменшується з висотою значноповільніше, ніж щільність повітря в земній атмосфері. Зменшення щільностіповітря при підйомі вгору визначається тяжінням Землі. На поверхні
Сонця сила тяжіння значно більше, і, здавалося б, його атмосфера неповинна бути високою. Насправді вона надзвичайно велика.
Отже, є якісь сили, що діють проти тяжіння Сонця.
Ці сили пов'язані з величезними швидкостями руху атомів і електронів вкороні, розігрітій до температури 1 - 2 мільйони градусів!
Корону найкраще спостерігати під час повної фази сонячного затемнення.
Щоправда, за ті кілька хвилин, що вона триває, дуже важко замалювати НЕтільки окремі деталі, але навіть загальний вигляд корони. Око спостерігача ледвелише починає звикати до раптово настали сутінках, а що з'явився з -за краї Місяця яскравий промінь Сонця вже сповіщає про кінець затемнення. Тому частозамальовки корони, виконані досвідченими спостерігачами під час одного ітого самого затемнення, сильно розрізнялися. Чи не вдавалося навіть точно визначити їїколір.
Винахід фотографії дало астрономам об'єктивний і документальнийметод дослідження. Однак отримати гарний знімок корони теж нелегко.
Справа в тому, що найближча до Сонця її частину, так називається внутрішнякорона, порівняно яскрава в той час як далеко
