Сколько лучей у солнца

Что мы знаем о Солнце

Самая детально изученная звезда – это наше Солнце. Оно весьма полезно для нас: без него не было бы жизни на Земле. Но что мы узнали про Солнце за всю историю его наблюдений?

Из предыдущей лекции мы знаем, что Солнце очень большое: по диаметру в 10 раз крупнее самой большой планеты нашей системы – Юпитера, и почти в 110 раз крупнее Земли. А по массе Солнце с Юпитером различаются почти в 10³ = 1000 раз, поскольку их плотность примерно одинаковая, около 1,5 г/см³ – это чуть больше, чем у морской воды, т. е. привычная для нас величина. Но надо понимать, что это среднее значение по всему объёму: на поверхности Солнца плотность газа намного меньше, а к центру она нарастает так, что становится в 20 раз больше, чем у железа.

Как смотреть на Солнце

Мы ощущаем Солнце благодаря его излучению. А какова его полная мощность? Если поместить Солнышко в точку фокуса гигантского космического рефлектора и тем самым сконцентрировать всю его световую мощь на Землю, то через 4 минуты все наши океаны не просто закипели бы, они бы полностью выкипели в космическое пространство. Представьте: всего 4 минуты – и нет больше воды на Земле, вот что такое солнечное излучение. А через 10 суток испарился бы весь земной шар.

К счастью, на нас попадает не всё солнечное излучение, а его микроскопическая доля, поэтому Земля и жизнь на ней не сильно от него страдают. Но учтите: прямой солнечный свет очень опасен для зрения. Конечно, можно на мгновение глянуть – и сразу же отвести взгляд. Но лучше этого не делать. Даже если вы собираетесь наблюдать за солнечным затмением, то смотреть на него длительно без тёмных очков нельзя. И очки нужны не пляжные, а специальные, с очень плотной светозащитной плёнкой, которая примерно в тысячу раз ослабляет световой поток; в таком случае ваша сетчатка от наблюдения не пострадает.

А если вы решили наблюдать Солнце в телескоп, то запомните, что дело это крайне опасное. Телескоп собирает свет огромным объективом и весь его направляет в ваш глаз. Астрономы шутят, что на Солнце в телескоп можно посмотреть лишь дважды в жизни: один раз – правым глазом, а второй раз – левым. На мгновение глянул в окуляр – и всё, капут. Чтобы этого избежать, сделали специальный окуляр с зеркальцем, которое отбрасывает 99,99% света вбок, отводя его в ту часть обсерватории, где людей не должно быть. А в глаз попадает совсем чуть-чуть света, и тогда можно безопасно смотреть на солнечную поверхность.

Но если вам когда-нибудь придётся подсесть к окуляру большого телескопа, учтите, что это не совсем безопасно: обратите внимание, что параллельно его оси имеется маленький телескопчик – своеобразный оптический прицел, называемый гидом или искателем, у которого свой окуляр. В школьные годы в такой телескоп я наблюдал Солнце в проекции на белом экране (это очень удобный и безопасный способ) и однажды забыл закрыть объектив искателя. Внезапно, почувствовав запах горелого, я догадался и моментально отпрыгнул от телескопа. А потом долго ходил в пальто с прожжённой на спине дырой. Так что даже небольшой телескоп, сфокусировав на вашей спине лучи Солнца, может сильно вам навредить.

Проще всего наблюдать Солнце вообще без телескопа. Берёте маленький листочек бумаги или картонки, протыкаете в нём дырочку иголкой – и получившаяся камера-обскура даёт вам геометрически точный портрет Солнца. Люди таким способом наблюдают затмение, не рискуя.

Если у вас есть небольшая подзорная труба без специальных светофильтров, то можно, удобно расположив у окуляра экран, спроецировать на него изображение. По мере того, как Луна «наползает» на Солнце, с экрана вы фотографируете фазы затмения безопасно для глаз.

Что видно на Солнце

Глядя на нашу родную звезду с Земли, мы видим хорошо оформленный круг фотосферы, можем измерить его диаметр. Присмотревшись, замечаем любопытный эффект потемнения к краю: в центре солнечный диск ярче, чем по краям. Это легко объяснимо: в середине наш взгляд протыкает солнечную атмосферу перпендикулярно и уходит вглубь, в горячие слои, вплоть до предела прозрачности, в то время как на видимом крае (его называют лимбом) луч зрения проходит только сквозь верхние слои атмосферы, а они более холодные и поэтому менее яркие.

Поверхность Солнца не столь однородна, как кажется на первый взгляд: на светлом фоне мы замечаем какие-то пятнышки. Причём если день ото дня фотографируем или зарисовываем Солнце, то отметим перемещение этих пятен. Делаем вывод, что, во-первых, Солнце вращается, а во-вторых, на Солнце не все области имеют одинаковую температуру: если обычная температура – около 6000 K, то пятна явно холоднее – до 4000 K, как показывают измерения. Вроде бы разница невелика, но вспомните, что лучеиспускательная способность пропорциональна 4-й степени температуры. Кроме того, спектр смещается из области видимого света в инфракрасный диапазон, а инфракрасные лучи хуже проходят сквозь земную атмосферу и хуже фиксируются фотоприемниками, поэтому пятна выглядят такими чёрными.

Размер солнечных пятен невероятен. Бывают пятна в несколько раз больше земного шара. Пятна окружены яркой поверхностью фотосферы, где постоянно всплывают горячие потоки газа. На их фоне явно выделяются более холодные пятна, причём с градацией яркости: астрономы говорят, что у солнечного пятна есть «тень» (амбра) и «полутень» (пенамбра). Пятно стабильно, потому что мощное магнитное поле препятствует горизонтальному перемешиванию в нём газа. Частицы горячего газа ионизованы, по существу это плазма, которая в магнитном поле движется своеобразно: вдоль силовых линий может, а поперёк – нет, поэтому циркуляция вещества в поперечных направлениях заторможена.

Когда мы изучаем фотосферу Солнца с сильным увеличением, то и помимо пятен обнаруживаем много чего любопытного. Сейчас появилось новое поколение телескопов, в том числе и на спутниках, летающих за пределами атмосферы Земли, так что теперь мы можем наблюдать структуру поверхности очень детально. Оказывается, что даже спокойная, невозмущённая фотосфера не однородна, она вся состоит как бы из зёрнышек, гранул. Размер этих гранул – порядка угловой секунды, что соответствует примерно тысяче километров. Это гигантские потоки плазмы, которые с околозвуковой скоростью выныривают из недр Солнца, остывают и уходят вниз. А в пятнах происходит «водопад»: охлаждаясь, вещество вдоль силовых магнитных линий устремляется вниз, но снизу поток тепла подходит не такой интенсивный. Поэтому вещество охлаждается всё сильнее и сильнее и на контрасте с яркой поверхностью становится для телескопа тёмным, практически чёрным.

Как работает Солнце

Внутреннее строение Солнца мы себе представляем так: есть центральная часть, или ядро, в котором температура выше 5 млн градусов, а в самом его центре – примерно 15 млн. Это источник энергии, там идут термоядерные реакции, а выделяющаяся при этом энергия переносится наружу. В звёздах эффективно работают два механизма переноса.

Из внутренней, высокотемпературной части перенос энергии осуществляется в основном квантами излучения, фотонами. Вещество лежит слоями, практически не перемешиваясь, а кванты из ядра сквозь него диффундируют к более холодной поверхности. Квантов там много, плотность их отнюдь не маленькая, и продвигаются они очень медленно. Дело в том, что плазма настолько непрозрачна для света, что родившемуся в ядре электромагнитному кванту, который движется со скоростью света, чтобы выбраться на поверхность и улететь в открытое пространство, требуется порядка ста тысяч лет.

На какой-то глубине плотность и температура квантов уменьшаются настолько, что они становятся не в состоянии обеспечить перенос всей энергии, которая выделяется в ядре. И тут в дело переноса энергии вступает уже конвекция, перемешивание вещества: горячие потоки газа всплывают, охлаждаются, становятся менее тёплыми и тонут. Как в кастрюльке, если воду подогреваем на плитке, она бурлит.

В природе есть и третий механизм переноса энергии – теплопроводность: в твёрдом теле молекулы колеблются и друг друга толкают, происходит кинетическая передача тепла. Этот процесс внутри Солнца тоже имеет место, но роли практически не играет. Однако есть звёзды, в которых теплопроводность является основным способом переноса, это белые карлики.

Современным телескопам на космических аппаратах не мешает атмосфера Земли, они намного детальнее показывают нам структуру поверхности Солнца, и иногда мы видим странные вещи: яркие точки на границах отдельных конвективных ячеек. Космические снимки получаются очень качественные, с высоким угловым разрешением. Раньше, всего лишь лет десять тому назад, в наземные телескопы мы не могли этого явления заметить. Теперь же мы понимаем, что бурление газа выносит не только горячие слои вещества, но вместе с ними и магнитное поле, «вмороженное» в потоки плазмы. В соседних ячейках с обеих сторон выходящие на поверхность потоки несут свои магнитные поля друг к другу. Встречаются два потока газа, на линии их соприкосновения магнитные силовые линии уплотняются, и плотность энергии магнитного поля, пропорциональная квадрату его напряжённости, нарастает. На изображениях, полученных при моделировании, и на прямых снимках Солнца видно, что на границе конвективных ячеек температура выше. Этот локальный разогрев происходит потому, что часть магнитной энергии переходит в тепловую энергию газа. На этом принципе основаны многие наземные приборы. Так, в некоторых термоядерных реакторах, которые сейчас конструируют, способом нагрева плазменного потока служит его «обжимание» магнитным полем, так называемый пинч-эффект.

Хотя космические телескопы, например, американский спутник «Солнечная динамическая обсерватория» (Solar Dynamic Observatory), действительно показывают нам намного более детальные изображения, но не это главное. Важнее то, что с помощью заатмосферных обсерваторий мы регистрируем гораздо больший спектральный диапазон: можно получить отдельно рентгеновский, ультрафиолетовый, инфракрасный портреты Солнца. Рассматривая последовательную серию этих фотографий, мы прежде всего замечаем, что площадь, занятая на диске Солнца пятнами, их количество и плотность меняются. Иногда их нет совсем или мало, а иногда их много и они большого размера. Это регулярное явление, открытое ещё в XVII веке, называют солнечной активностью, по сути это и есть активность процессов во внешнем слое Солнца, а пятна – её индикатор. Активность Солнца проявляется не только зримо, но и в его радиоизлучении, и в корпускулярном излучении, и в рентгеновском, которые тоже меняются год от года.

Рядом с пятном можно различить светлые прожилки, их обычно называют факелами. Физикам это явление тоже должно быть понятно: горячая плазма не смогла прорваться в область пятна, магнитное поле её туда не пустило, но ей надо куда-то деваться – и она прорывается рядом. Такими факелами окружено каждое пятно, но по краям Солнца они выглядят более контрастно.

С начала XVII века, когда Галилей начал наблюдать Солнце, ведётся хронология солнечной активности. На графике, демонстрирующем изменение во времени числа пятен или их общей площади, довольно чётко соблюдается периодичность: примерно 11,5 лет отделяет каждый максимум солнечной активности от последующего, т.е. периоды активности можно прогнозировать. Это важно, потому что в эпоху высокой активности Солнце представляет опасность, особенно для космической техники: чаще возникают неполадки, плотнее становятся верхние слои земной атмосферы, и т.п.

С середины XVII по начало XVIII века (в так называемый минимум Маундера) на Солнце вообще не отмечалось пятен, вспышек, мощных потоков газа, а на Земле это отозвалось малым ледниковым периодом. На старых голландских картинах изображали, что люди катались по каналам на коньках, в то время это было распространённой забавой. А попробуйте сейчас зимой поехать в Голландию: каналы не замерзают, а если иной раз и замерзнут на неделю, то никто на такой лёд не решится выйти.

Когда мы фотографируем не в широком диапазоне излучения, а выделяем из всего спектра одну узкую спектральную линию, получаются довольно интересные портреты. Например, если наблюдать Солнце сквозь интерференционно-поляризационный фильтр, который пропускает свет только в окрестности линии Hα (соответствующей переходу электрона в атоме водорода со 3-го на 2-й энергетический уровень), то на фоне однородной поверхности солнечного диска видны яркие области, в которых водород интенсивно излучает, и тёмные – в которых он поглощает. Понятно, что яркие области более горячие. Но откуда берутся тёмные? Это взвиваются фонтаны газа, которые висят некоторое время над поверхностью Солнца, поддерживаемые магнитным полем. Их называют протуберанцами, это относительно холодные и плотные водородные облака, плавающие в разреженной и горячей солнечной атмосфере, и они частично поглощают свет, идущий с поверхности.

И совсем фантастическим Солнце выглядит в отдельных линиях ультрафиолетового диапазона, но такие портреты получаются только со спутников: до поверхности Земли излучение длиной волны менее 300 нанометров не доходит. В белом свете Солнце кажется спокойным, но в линии излучения ионизованного железа та же самая поверхность выглядит совсем по-другому.

На синтетическом портрете, сложенном из нескольких спектральных линий, многое можно увидеть одновременно: тут и активные области, и выбросы-протуберанцы, и потоки газа в солнечной короне, и отдельные яркие точки, которых раньше не замечали вообще. Такие снимки рассказывают нам о том, как функционирует эта звезда на поверхности.

Особенно интересно получается, если делать снимки непрерывно и потом складывать из отдельных кадров «мувики». Так, один из старейших орбитальных телескопов, SOHO, уже 20 лет летает в космосе и несколько раз в час фотографирует Солнце через фильтр, пропускающий линии излучения водорода. Просматривая серии таких снимков, мы видим вспышки и протуберанцы в развитии, а также вращение звезды.

Солнце вращается не особенно быстро: примерно за 27 суток оно делает один оборот вокруг своей оси. Но есть звёзды, которые оборачиваются за несколько часов. Причина медленного вращения Солнца в том, что в процессе формирования нашей Солнечной системы планеты «отобрали» у своей звезды момент импульса, так что полный момент Солнечной системы в основном принадлежит планетам и складывается из их орбитального движения, прежде всего – движения массивного Юпитера. Поэтому, если мы видим, что какая-то звезда быстро вращается, то планет у неё, скорее всего, нет.

Детальный снимок окрестности солнечного пятна, сделанный в области одной спектральной линии ионизованного железа, хорошо показывает структуру магнитного поля. Подобно тому, как насыпанные на картонку железные опилки при поднесении снизу магнита выстраиваются вдоль силовых линий магнитного поля, так же точно ориентируются и потоки плазмы вокруг пятен, представляющих собой магнитные полюса. Таким образом, мы можем непосредственно изучать магнитные поля и поведение газа в этих магнитных полях. Поля там неслабые, порядка тысячи гауссов. В принципе, можно и на Земле такую напряжённость получить, но это нелегко. А тут у нас, можно сказать, бесплатная физическая лаборатория, в которой можно наблюдать и изучать магнитную газодинамику.

Как правило, протуберанцы спокойные. Они приподнимаются магнитным полем, ещё немножко свет на них снизу давит, т.е. получается магнитная ловушка, в которой висит плазменное облако, остывает – и тогда мы его видим. Иногда газ всё-таки покидает поверхность Солнца, и его потоки устремляются из фотосферы в более высокие слои атмосферы – хромосферу и корону. Корону мы видим редко, потому что она хоть и очень горячая, более миллиона градусов, но очень разрежена и поэтому света даёт мало. Только во время солнечного затмения, когда солнечный диск закрыт Луной, мы замечаем, что у Солнца атмосфера очень протяжённая и динамично меняющаяся: потоки газа вырываются из неё довольно интенсивно. На хороших снимках солнечного затмения мы прослеживаем корону очень далеко. И она каждый раз разная, потому что меняется активность в разных областях Солнца.

А теперь сопоставьте известные вам данные: поверхность Солнца нагрета всего до 5—6 тысяч градусов, но отходим дальше в холодный космос – и вдруг миллионы градусов. Странная картина, правда? Вроде бы тепло течёт от нагревателя к холодильнику, а поверхность Солнца – это и есть холодильник по сравнению с ядром. Что туда приносит энергию, что нагревает корону?

До сих пор выдвигали разные гипотезы необычно высокой температуры газа в короне – и звуковые волны, и магнитные. Лишь недавно астрофизики поняли причину этого явления: микровспышки на поверхности Солнца, малюсенькие яркие точки в области контакта между всплывающими в виде гранул потоками газа. Но «микро» такая вспышка лишь в масштабе всего Солнца, а абсолютная величина энергии каждой такой вспышки – порядка сотни мегатонн тринитротолуола (ТНТ). Для сравнения: энергия взрыва самой мощной бомбы (водородной) за всю историю человечества – 50 мегатонн (это была наша бомба, отечественная). А тут – сотни мегатонн, но тем не менее мы их называем «нановспышками», потому что на Солнце они почти не заметны.

Вспышка – это, по сути, взрыв магнитной бомбы: магнитные поля сжимают поток плазмы, от этого она за короткое время сильно разогревается. В этом месте на поверхности Солнца возникает возмущение, от которого расходятся тяжёлые (физики говорят — гравитационные) волны, подобные волнам на поверхности воды. Т.е. вспышка как бы стукнула по поверхности – и пошла волна, типичное цунами. В каждой такой вспышке энергии выделяется достаточно, чтобы большой кусок плазмы нагреть и выбросить с поверхности. Не обязательно насовсем; он может взлететь и потом упасть – ведь от Солнца оторваться нелегко.

Бывает, что облако выбрасывается со второй космической скоростью, это называют «корональные выбросы массы», которые летят в разные стороны. Если комета сталкивается с таким выбросом, у неё хвост может оторвать. Правда, тут же новый, как у ящерицы, вырастет, потому что она постоянно испаряется. Налетают солнечные выбросы и на Землю. Когда такое плазменное облако на нашу атмосферу обрушивается, мы наблюдаем полярное сияние. Для нас эти события важны, поэтому за солнечными чудесами сегодня следит множество спутников. Полярное сияние также возникает и на Юпитере, и на Сатурне.

Солнце, как и всё в этом мире, не вечное. О том, сколько ему (и Земле) осталось существовать, – на следующей лекции.

Солнце

Солнце — единственная звезда Солнечной системы. Оно представляет собой гигантский раскаленный огненный шар, который в 110 раз больше Земли по размерам и в 333 тысячи раз — по массе. Вокруг Солнца вращаются планеты и их спутники, карликовые планеты и их спутники, астероиды, метеороиды, кометы и космическая пыль.

Основные характеристики

• Возраст: 4,6 млрд лет
• Тип: желтый карлик
• Диаметр: 1 392 000 км
• Длина экватора: 4 370 000 км
• Масса: 1,99 × 1030 кг
• Температура ядра: 15 700 000°С
• Температура поверхности: 5500°С

Что видно на Солнце

Солнце — газовый шар, не имеющий четкой границы. Его плотность убывает постепенно, однако, первое, на что обращает внимание наблюдатель, — резкость солнечного края.

Это связано с тем, что практически все видимое излучение светила исходит из очень тонкого (200–300 км) по сравнению с радиусом Солнца слоя, который называется фотосферой. Отсюда иллюзия того, что Солнце имеет «поверхность»: слои выше фотосферы прозрачны для видимого света, а ниже взгляд не проникает.

Однородный на первый взгляд диск Солнца содержит много крупных и мелких деталей. Вся фотосфера состоит из светлых зерен (гранул) и темных промежутков между ними. Размеры гранул по солнечным масштабам невелики: 1000–2000 км в поперечнике, а темные дорожки между ними имеют ширину порядка 300–600 км. Одновременно наблюдается около миллиона гранул, каждая из которых живет не более 10 мин. Грануляцию вызывает конвекция — перенос тепла большими массами (пузырями) горячего вещества, которые поднимаются снизу, расширяясь и одновременно остывая. На фоне грануляции наблюдаются более контрастные и крупные объекты — солнечные пятна и факелы.

Магнитное поле участвует во всех процессах на Солнце. Временами в небольшой области солнечной атмосферы возникает концентрированное магнитное поле, в несколько тысяч раз сильнее, чем у поверхности Земли. Солнечное вещество, ионизованная плазма, — хороший проводник, она не может перемещаться поперек линий магнитной индукции сильного магнитного поля. Поэтому в таких местах перемешивание и подъем горячих газов снизу тормозятся и возникает темная область — солнечное пятно. Пятна холоднее окружающего вещества примерно на 1500 К. На фоне ослепительной фотосферы они кажутся совсем черными, хотя в действительности яркость пятен слабее только раз в десять.

Мелкие пятна существуют менее суток, развитые — приблизительно 10–20 суток, самые большие могут наблюдаться до 100 суток. С течением времени величина и форма пятен сильно меняются. Возникнув в виде едва заметной точки — поры, пятно постепенно увеличивается в размерах до нескольких десятков тысяч километров. По величине пятна очень разны — от малых, диаметром примерно 1000–2000 км, до гигантских, значительно превосходящих размеры нашей планеты. Размер самого большого из наблюдавшихся пятен превышал 100 тыс. км.

Крупные пятна состоят из темной области, называемой тенью. Ее окружает полутень волокнистой структуры, в 2–3 раза большего диаметра. Газ в пятнах прозрачнее, чем в окружающей атмосфере, поэтому если пятно наблюдается на краю солнечного диска, то создается впечатление, что оно вогнуто.

Пятна, большие и малые, часто образуют группы, которые могут занимать значительные, хорошо заметные области на солнечном диске. Картина группы все время меняется, пятна рождаются, растут и распадаются.

Практически всегда пятна окружены ярки ми ажурными полями, которые называют факелами (факельными полями). Особенно отчетливо они видны на краю солнечного диска и кажутся набором ярких волокон, образующих ячейки размером около 30 тыс. км. Факельные поля живут дольше, иногда по три-четыре месяца. Обычно (но не всегда) появление факельных полей предшествует появлению пятен, также они остаются жить после их исчезновения. По-видимому, факелы тоже являются местами выхода магнитного поля в наружные слои Солнца.

Пятна и факелы вместе образуют активные области. Все сложные процессы, происходящие в активных областях, связаны с изменчивостью магнитного поля, их породившего. Именно в активных областях происходят солнечные вспышки, а в верхних слоях солнечной атмосферы над ними висят протуберанцы. Количество активных областей характеризует солнечную активность. Она достигает максимума каждые 7–17 лет (в среднем — каждые 11 лет). В годы минимума активности на Солнце может не быть ни одного пятна десятилетиями, как в 1645–1715 гг., а в максимуме их число измеряется десятками и может превышать 100.

Инструменты для наблюдения Солнца

Основным инструментом астронома-наблюдателя является телескоп. И хотя принцип действия всех телескопов общий, для каждой области астрономии разработаны свои модификации этого прибора.

Яркость Солнца велика, и светосила оптической системы солнечного телескопа неважна и может быть небольшой. Интерес представляет как можно больший масштаб изображения. Поэтому у солнечных телескопов очень большие фокусные расстояния. Крупнейший инструмент с зеркалом 1,6 м находится в обсерватории Китт Пик, имеет фокусное расстояние 82,6 м и дает изображение Солнца диаметром 82 см. Так как Солнце движется по небосводу лишь в ограниченной области (внутри полосы шириной около 47°), то 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. Однако Солнце дает много тепла, так что воздух внутри телескопа сильно нагревается. Движение нагретого воздуха поперек солнечных лучей делает изображение дрожащим и нерезким. Поэтому крупные солнечные телескопы имеют вертикальную конструкцию, так как в них потоки воздуха движутся почти параллельно лучам света и меньше портят изображение.

Важным параметром телескопа является угловое разрешение, т. е. способность давать раздельные изображения двух близких друг к другу деталей. Например, разрешение в 1 угловую секунду (1″) означает, что с помощью данного телескопа можно различить два объекта, угол между которыми равен 1″ дуги. Видимый радиус Солнца составляет чуть меньше 1000″, а истинный — около 700 тыс. км. Следовательно, 1″ на Солнце соответствует расстоянию немногим более 700 км. Лучшие фотографии Солнца позволяют увидеть детали размером около 100 км.

Обычные солнечные телескопы предназначены в основном для наблюдения фотосферы. Чтобы наблюдать самые внешние и сильно разреженные слои солнечной атмосферы — солнечную корону, пользуются специальным инструментом — коронографом, который изобрел французский астроном Бернар Лио (1897—1952) в 1930 г.

В обычных условиях солнечную корону увидеть нельзя, так как свет от нее в 10 тыс. раз слабее света дневного неба вблизи Солнца. Ее наблюдают во время полных солнечных затмений, когда диск Солнца закрыт Луной. Но они бывают редко, видны в узкой полосе, а продолжительность полной фазы затмения не превышает 7 мин. 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.

Коронографы обычно устанавливают высоко в горах, где воздух прозрачнее и небо темнее. Но и там солнечная корона все же слабее, чем ореол неба вокруг Солнца. Поэтому ее 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 решетка для разложения белого света в спектр и фотокамера или иной детектор изображения. «Сердце» спектрографа — дифракционная решетка, которая представляет собой зеркальную стеклянную пластинку с нанесенными на нее параллельными штрихами. Число штрихов у лучших решеток достигает 1200 на миллиметр. Основная характеристика спектрографа — его спектральное разрешение. Чем выше разрешение, тем более близкие спектральные линии можно увидеть раздельно.

Внутреннее строение Солнца

Солнце — это огромный светящийся газовый шар, внутри которого протекают сложные процессы. Так же, как и другие звезды, Солнце светит благодаря идущим в его недрах термоядерным реакциям.

Источник энергии находится в центральной части светила — ядре . Плотность солнечного вещества растет к центру вместе с ростом давления и температуры, и в ядре звезды температура достигает 15 млн кельвинов. При таких параметрах среды начинает происходить реакция синтеза атомных ядер, когда ядра атомов легких элементов сливаются в ядро атома более тяжелого элемента, а масса нового ядра оказывается меньше, чем суммарная масса тех ядер, из которых оно образовалось. Остаток массы превращается в энергию, которую уносят частицы, освободившиеся в ходе реакции. Эта энергия почти полностью переходит в тепло.

Основное вещество, составляющее Солнце, — водород, он и служит главным «топливом». На долю водорода приходится около 71% всей массы светила, почти 27% принадлежит гелию, а остальные 2% — более тяжелым элементам, таким как углерод, азот, кислород и металлы. В недрах Солнца из четырех атомов водорода образуется один атом гелия. На каждый грамм водорода, участвующего в реакции, приходится 6 ⋅ 10 11 Дж выделяющейся энергии. Такого количества энергии достаточно, чтобы нагреть от температуры 0°С до точки кипения 1000 м 3 воды.

Ядро имеет радиус не более четверти общего радиуса Солнца. Однако в его объеме 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 большой роли в энергетических процессах на Солнце и звездах, тогда как лучистый и конвективный переносы очень важны.

Сразу вокруг ядра начинается зона лучистого переноса энергии , в которой энергия распространяется через поглощение и излучение веществом порций света — квантов.

Плотность, температура и давление уменьшаются по мере удаления от ядра, и в этом же направлении идет поток энергии. В целом процесс этот очень медленный. Чтобы квантам добраться от центра Солнца до его видимой зоны — фотосферы, необходимы многие сотни тысяч лет, так как, переизлучаясь, кванты все время меняют направление, почти столь же часто двигаясь назад, как и вперед. В процессе переизлучения кванты меняют и свою природу.

На своем пути через внутренние солнечные слои поток энергии встречает такую область, где непрозрачность газа сильно возрастает. Это конвективная зона Солнца. Здесь энергия передается уже не излучением, а конвекцией. Конвекция может происходить в жидких и газообразных средах. На Солнце в области конвекции огромные потоки горячего газа поднимаются вверх, где отдают свое тепло окружающей среде, а охлажденный солнечный газ опускается вниз. 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 все же проникают горячие потоки из более глубоких, конвективных слоев. Хорошо известная наблюдателям картина грануляции на поверхности Солнца является видимым проявлением конвекции.

Атмосфера Солнца: фотосфера и хромосфера

Атмосфера — это газовая оболочка небесного тела, которая удерживается его гравитацией. Внешние слои звезд также называются атмосферой. Внешними считаются те слои, откуда хотя бы часть излучения может беспрепятственно, не поглощаясь более высокими слоями, уйти в окружающее пространство.

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 1/3000 доли солнечного радиуса, фотосферу иногда условно называют поверхностью Солнца. Плотность газов в фотосфере примерно такая же, как в земной стратосфере, и в сотни раз меньше, чем у поверхности Земли. Температура фотосферы уменьшается от 8000 К на глубине 300 км до 4000 К в самых верхних ее слоях. Температура среднего слоя, к излучению которого чувствителен глаз человека, около 6000 К.

Особую роль в солнечной атмосфере играет отрицательный ион водорода, который представляет собой протон с двумя электронами. В земной природе такой ион не встречается. 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 хорошо поглощают, из-за чего непрозрачность атмосферы с глубиной быстро растет. Поэтому видимый край Солнца и кажется нам очень резким.

Фотосфера постепенно переходит в более разреженные слои солнечной атмосферы — хромосферу и корону. Хромосфера (греч. «сфера цвета») названа так за свою красновато-фиолетовую окраску. Она видна во время полных солнечных затмений как клочковатое яркое кольцо вокруг черного диска Луны, только что затмившего Солнце. Хромосфера весьма неоднородна и состоит в основном из продолговатых вытянутых язычков (спикул), придающих ей 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 тыс. км.

Рост температуры в хромосфере объясняется распространением волн и магнитных полей, проникающих в нее из конвективной зоны. Вещество нагревается примерно так же, как это происходит в 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 слоев солнечной атмосферы, которые расположены выше хромосферы.

Часто во время затмений или при помощи специальных приборов 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, окруженными плавными изогнутыми струями, которые втекают в хромосферу или вытекают из нее, 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 диска темными, 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. Спектр протуберанцев, как и хромосферы, состоит из ярких линий, главным образом водорода, гелия и кальция. Линии излучения других химических элементов тоже присутствуют, но они намного слабее.

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 свечение 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.

Солнечная корона

Внешняя часть солнечной атмосферы, корона, — самая разреженная, самая горячая и самая близкая к нам. Она простирается далеко от звезды в виде постоянно движущегося от нее потока плазмы — солнечного ветра. Вблизи Земли его скорость составляет в среднем 400–500 км/с, а порой достигает почти 1000 км/с.

Распространяясь далеко за пределы орбит Юпитера и Сатурна, солнечный ветер образует гигантскую гелиосферу, граничащую с еще более разреженной межзвездной средой. Фактически мы живем, окруженные солнечной короной, хотя и защищенные от ее проникающей радиации надежным барьером в виде земного магнитного поля. Через корону солнечная активность влияет на многие процессы, происходящие на Земле. Кроме того, корона оказалась уникальной естественной лабораторией, в которой можно наблюдать вещество в самых необычных и недостижимых на Земле условиях.

Главная причина особенностей короны — высокая температура сильно разреженного газа. При температуре свыше 1 млн градусов средние скорости атомов водорода превышают 100 км/с, а у свободных электронов они еще раз в 40 больше. При таких скоростях, несмотря на сильную разреженность вещества (всего 100 млн частиц в 1 см 3 , что в 100 млрд раз разреженнее воздуха на Земле), сравнительно часты столкновения атомов, особенно с электронами.

Силы электронных ударов так велики, что атомы легких элементов практически полностью лишаются 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. В результате образуется высокоионизованная плазма, состоящая 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 тяжелых атомов.

Плотность вещества в солнечной короне убывает с высотой значительно медленнее, чем плотность воздуха в земной атмосфере. Уменьшение плотности воздуха при подъеме 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. Силы, действующие против притяжения Солнца, связаны с огромными скоростями движения атомов и электронов в короне, разогретой до температуры 1–2 млн градусов.

В короне наблюдается большое количество деталей: корональные лучи, всевозможные «дуги», «шлемы» и другие сложные образования, четко связанные с активными областями. Но главной ее особенностью является лучистая структура. Корональные лучи имеют самую разнообразную форму: иногда они короткие, иногда длинные, бывают лучи прямые, а иногда они сильно изогнуты.

Общая яркость и форма солнечной короны меняются. В эпоху максимума солнечных пятен она имеет сравнительно округлую форму. Когда же пятен мало, корональные лучи образуются лишь в экваториальных и средних широтах, форма короны становится вытянутой, а у полюсов появляются характерные короткие лучи, так называемые полярные щеточки, 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.

Между структурой короны и отдельными образованиями в атмосфере Солнца существует определенная связь. Например, над пятнами и факелами обычно наблюдаются яркие и прямые корональные лучи, в сторону которых изгибаются соседние лучи. В основании корональных лучей яркость хромосферы увеличивается. Эта возбужденная область хромосферы горячее и плотнее соседних областей. Над пятнами в короне наблюдаются яркие сложные образования. Протуберанцы также часто бывают окружены оболочками из корональной материи.

Влияние Солнца на Землю

Солнце — главный, хотя и не единственный, двигатель происходящих на земле процессов. Оно освещает и согревает нашу планету, без чего была бы невозможна жизнь на Земле не только человека, но даже микроорганизмов. Оно посылает на Землю электромагнитные волны всевозможной длины — от многокилометровых радиоволн до чрезвычайно коротковолновых гамма-лучей.

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

Окрестностей Земли достигают заряженные частицы разной энергии — как высокой (солнечные космические лучи), так и низкой и средней (потоки солнечного ветра, выбросы от вспышек). Наконец, Солнце испускает мощный поток элементарных частиц — нейтрино. Однако их воздействие на земные процессы пренебрежимо мало: для этих частиц земной шар прозрачен, так что они свободно пролетают сквозь него.

Солнечные космические лучи в основном состоят из протонов, ядер атомов гелия и электронов с энергией 106 –109 электронвольт (эВ). Наиболее энергичные из этих частиц преодолевают расстояние от Солнца до Земли, равное 150 млн км, всего за 10–15 мин. Основным источником солнечных космических лучей служат хромосферные вспышки.

Как и рентгеновское излучение, солнечные космические лучи не доходят до поверхности Земли, но могут ионизовать верхние слои ее атмосферы, что сказывается на устойчивости радиосвязи между отдаленными 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 зеленого цвета: именно так светятся основные составляющие атмосферы — кислород и азот — при облучении их энергичными частицами. Зрелище бесшумно возникающих красных и зеленых 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 10° и 20° широты от магнитных полюсов. В период максимумов солнечной активности сияния можно наблюдать в более низких широтах. Частота и интенсивность полярных сияний достаточно четко 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.

Солнечный ветер и энергия солнечного света

В конце 1950-х гг. американский астрофизик Юджин Паркер пришел 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, названный солнечным ветром. Он представляет собой продолжение расширяющейся солнечной короны. Его в основном составляют ядра атомов водорода (альфа-частицы), а также электроны. Частицы солнечного ветра летят со скоростями несколько сотен километров в секунду, удаляясь от Солнца на многие десятки астрономических единиц — туда, где межпланетная среда Солнечной системы переходит в разреженный межзвездный газ. Вместе с ветром в межпланетное пространство переносится и солнечное магнитное поле.

Общее магнитное поле Солнца по форме линий магнитной индукции немного напоминает земное. Но силовые линии земного поля вблизи 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. Объясняется это тем, что силовые линии остаются связанными с Солнцем (как говорят — вмороженными), 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 своем пути Землю, солнечный ветер сильно деформирует ее магнитосферу, в результате чего наша планета обладает длинным магнитным «хвостом», также направленным от Солнца. Магнитное поле Земли чутко отзывается на обдувающие ее потоки солнечного вещества.

Электромагнитное излучение, приходящее от Солнца, подвергается в земной атмосфере строгому отбору. Проникают в нее видимый свет и ближнее ультрафиолетовое и инфракрасное излучения, а также радиоволны в сравнительно узком диапазоне (от сантиметровых до метровых). Все остальное излучение либо отражается, либо поглощается атмосферой, нагревая и ионизуя ее верхние слои.

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

Мягкое (длинноволновое) ультрафиолетовое излучение способно проникать еще глубже, оно поглощается на высоте 30—35 км. Здесь ультрафиолетовые кванты разбивают на атомы (диссоциируют) молекулы кислорода (O₂) с последующим образованием озона (O₃). Тем самым создается непрозрачный для ультрафиолета «озонный 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 твердых частиц, значительно усиливают отражение солнечного излучения. В результате до поверхности планеты доходит в среднем около половины падающего на границу земной атмосферы света.

На Земле излучение поглощается сушей и океаном. 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 ее 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.