Солнце

Просмотров : 3299

Солнце


Наше Солнце — это светящийся шар из водорода и гелия диаметром 1,4 млн. км, что в 109 раз больше диаметра Земли, и массой в 745 раз большей, чем масса всех планет, вместе взятых. 
Солнце имеет важное значение для всего живого на Земле, так как является источником тепла и света, необходимых для того, чтобы наша планета была обитаемой. Для астрономов Солнце важно тем, что это единственная звезда, которую мы можем наблюдать вблизи. Изучение Солнца говорит нам о многом, чего бы мы не смогли узнать о звездах в целом иным способом.
В то время как большинство небесных объектов трудно наблюдать из-за их слабого блеска, Солнце представляет противоположную проблему: оно настолько яркое, что на него опасно смотреть. Даже если только мельком взглянуть на Солнце в бинокль или телескоп, есть риск ослепнуть. Разглядывание Солнца невооруженным глазом более чем несколько секунд может навсегда испортить ваше зрение. Безопасный и легкодоступный путь наблюдения Солнца — это проектирование его изображения на белый экран.
К некоторым телескопам прилагаются темные солнечные фильтры, которые помещаются перед окуляром. Во избежание неприятностей никогда не используйте их, так как при фокусировании на них солнечного света и тепла они могут треснуть. Существуют безопасные фильтры для телескопических наблюдений Солнца, сделанные из стеклянной или пластмассовой пленки с металлическим покрытием. Эти фильтры помещаются перед трубой телескопа и ослабляют приходящий свет и тепло до безопасного уровня. Фильтры, сделанные из тонкой пластмассовой пленки, называемой майларом, дают голубоватое изображение, а все остальные виды фильтров дают желтое или оранжевое изображение.
Если смотреть на Солнце в телескоп, проектируя его изображение на экран или через безопасный фильтр, то видна его сверкающая поверхность, называемая фотосферой («сфера света»). Она состоит из бурлящих газов температурой 5500 °С. Несмотря на то что это очень горячо по земным меркам, по сравнению с ядром Солнца, где протекают генерирующие энергию ядерные реакции, фотосфера является холодной; в ядре температура около 15 млн. °С.
В фотосфере наблюдается крапчатое, похожее на рисовые зерна явление, называемое грануляцией. Оно вызвано присутствием ячеек горячего газа, булькающего в фотосфере подобно кипению воды в кастрюле. Диаметр гранул от 300 до 1500 км. Если внимательно посмотреть на изображение Солнца, то можно заметить, что его край темнее, чем центр диска. Это явление называется потемнением к краю. Оно обусловлено тем, что газ в фотосфере в некоторой степени прозрачен, и в центре диска видны более глубокие области Солнца, чем на краю. На фоне темного края можно увидеть более яркие образования, называемые факелами. Факелы являются высокотемпературными областями фотосферы. Также можно увидеть и заметные темные области, называемые солнечными пятнами. Это области холодного газа, поэтому по контрасту с более горячей и яркой фотосферой они кажутся темными.
Пятна — временные образования, которые возникают там, где силовые линии магнитного поля выходят из глубин Солнца на поверхность фотосферы. По-видимому, присутствие сильного магнитного поля препятствует выносу теплового потока из Солнца, и в результате возникает холодное пятно. У пятна есть темная центральная область, называемая тенью, с температурой около 4000 °С, окруженная более светлой полутенью с температурой около 5000 °С. (Температура тени пятна равна поверхностной температуре красного гиганта, такого как Альдебаран.)
Размеры пятен колеблются от маленьких пор, не превышающих самые крупные гранулы, до огромных сложных пятен, во много раз превосходящих размер Земли. Пятна таких размеров видны невооруженным глазом, когда Солнце подернуто дымкой, в короткий промежуток времени после восхода или перед закатом, или через специальные солнечные фильтры. Крупное пятно примерно за неделю достигает своего максимального размера, а потом медленно исчезает примерно за две недели.
Так как Солнце вращается, пятна появляются на одном его краю и скрываются за противоположным краем. Самые крупные пятна образуют группы размером, достаточным, чтобы охватить большую часть расстояния от Земли до Луны. Группа пятен может существовать на протяжении одного-двух оборотов Солнца (один-два месяца). Обычно группа пятен содержит два основных компонента, расположенных в направлении восток-запад. Пятно, которое лидирует при движении по диску из-за вращения Солнца, называется p-пятном (preceding — с английского предшествующий) и обычно имеет больший размер, чем следующее за ним f-пятно (follower — последующий), р- и f-пятна имеют противоположные заряды, подобно концам подковообразного магнита. При этом пятна соединяются петлеобразными силовыми линиями.
Иногда силовые линии магнитного поля в сложной группе пятен запутываются, что приводит к внезапному выделению энергии. Происходит вспышка, которая может длиться от нескольких минут до часа. Во время вспышки в космическое пространство выбрасываются заряженные частицы. Эти частицы достигают Земли через сутки, вызывая в верхней атмосфере такие явления, как радиопомехи и неземные зрелища полярных сияний. Во время полярного сияния небо светится полосами зеленого и красного цвета, которые принимают форму складок или арок, мерцая и изменяя очертания в течение часов. Полярные сияния возникают у магнитных полюсов Земли и доходят до более низких широт только во время сильной солнечной активности, так что изредка они видны достаточно далеко в северных и южных широтах.
До 1970-х гг. вспышки считались единственной причиной полярных сияний, но сейчас признано, что другая форма активности, называемая коро- нальными выбросами массы (КВМ) в действительности оказывает больший эффект. КВМ являются огромными пузырями горячего газа, извергаемыми Солнцем. Иногда они возникают одновременно со вспышками, но часто и без них. О существовании КВМ ранее не знали, так как их можно обнаружить только с космических кораблей.
  Наблюдая за перемещением пятен по поверхности Солнца, мы можем измерить период вращения Солнца. Поскольку Солнце газообразное, а не твердое тело, то оно вращается на разных широтах с разной скоростью. Его вращение наиболее быстрое на экваторе, период вращения здесь 25 суток; к широте 45° он увеличивается до 28 суток, а возле полюсов вращение самое медленное, с периодом 34 суток. Обычно средним периодом считается 25,38 суток, что соответствует периоду вращения на широте 17°. В результате орбитального движения Земли вокруг Солнца пятну необходимо на два дня больше, чтобы вернуться на то же самое место Солнца, где мы его наблюдали с Земли.
Число видимых пятен увеличивается и уменьшается с периодом около 11 лет, хотя некоторые циклы бывают короче, вплоть до 8 лет, и длиннее, вплоть до 16 лет. Во время минимума солнечной активности на протяжении нескольких дней может не быть ни одного пятна, в то время как во время максимума свыше сотни пятен могут наблюдаться в одно время. Однако уровень активности значительно меняется от цикла к циклу; среднее число пятен, наблюдаемое в максимуме, колеблется от 40 до 180, и, даже когда Солнце предположительно не активно, все равно имеются несколько крупных пятен и вспышек. Солнечная активность непредсказуема, в чем есть своя прелесть для наблюдателя.
Имеется несколько основных правил. Первое пятно каждого нового цикла появляется на широтах около 30-35° к северу и югу от экватора. По мере развития цикла пятна образуются все ближе к экватору. Число пятен достигает пика и потом опять спадает. С приближением минимума последние пятна цикла появляются на широтах 5-10° к северу и югу от экватора. В это же время, в минимуме солнечной активности, первое пятно следующего цикла формируется на высоких широтах. Изредка пятна можно найти и на экваторе, чрезвычайно редки пятна на широтах больших, чем 40°.
Над фотосферой находится тонкий слой газа, называемый хромосферой, с глубиной около 10 000 км. Хромосфера настолько слаба, что обычно ее можно увидеть только с помощью специальных инструментов. Однако она видна в течение нескольких секунд во время полного солнечного затмения как розоватый серп перед тем или после того, как Луна полностью закроет диск Солнца. Этот розоватый цвет вызван свечением водорода, он-то и дал название хромосфере, которое означает «цветная сфера».
Также во время полного солнечного затмения вокруг Солнца видны огромные выбросы газа, простирающиеся из хромосферы в космическое пространство и называемые протуберанцами. Они имеют такой же характерный розовый цвет, как и хромосфера, обусловленный излучением водорода. Подобно остальным образованиям на поверхности Солнца, протуберанцы контролируются магнитным полем. Так называемые спокойные протуберанцы простираются от Солнца на расстояние около 100 000 км и более, иногда образуя изящные арки высотой в десятки тысяч километров. Когда силуэты протуберанцев вырисовываются на ярком фоне фотосферы, они называются волокнами. Спокойные протуберанцы могут быть видны на протяжении месяцев. На другом конце временной шкалы находятся эруптивные протуберанцы, время жизни которых всего лишь несколько часов. Они видны как вспышки на краю Солнца, выбрасывающие вещество в пространство со скоростью около 1000 км/с. Все формы солнечной активности — пятна, вспышки и протуберанцы — имеют 11 -летний цикл.
Венчающий Солнце ореол — это корона, слабо светящееся газовое гало, которое становится видимым только, когда сверкающая фотосфера скрывается во время полного солнечного затмения. Корона состоит из очень разреженного газа температурой от 1 до 2 млн °С. Похожие на лепестки лучи коронального газа выходят из экваториальной области Солнца, а короткие, более скромные перышки выходят из полярных областей. Очертания короны меняются на протяжении солнечного цикла: в максимуме активности корона имеет более округлую форму, чем в минимуме.
Газ из короны Солнца постоянно выбрасывается в Солнечную систему, образуя солнечный ветер. Заряженые частицы солнечного ветра, фиксируемые на Земле, имеют скорость около 400 км/с. Самым заметным проявлением солнечного ветра является отклонение кометных хвостов от Солнца. Солнечный ветер простирается далеко за пределы орбиты самой удаленной планеты, в конечном счете смешиваясь с разреженным межзвездным газом. Следовательно, в этом смысле можно считать, что все планеты Солнечной системы находятся внутри короны Солнца.


Теги: Солнце, солнечная система

Комментариев: 0 | Категория: Солнечная система
Вернуться
Уважаемый посетитель, Вы зашли на сайт как незарегистрированный пользователь.
Мы рекомендуем Вам зарегистрироваться либо войти на сайт под своим именем.
Информация
Посетители, находящиеся в группе Гости, не могут оставлять комментарии к данной публикации.

Форма входа

Реклама

Популярные статьи

Наша планета Земля

Полезные статьи

Календарь

«    Июнь 2017    »
ПнВтСрЧтПтСбВс
 1234
567891011
12131415161718
19202122232425
2627282930