Земният живот дължи своя произход на небесното тяло. Той затопля и осветява всичко на повърхността на нашата планета. Не без основание почитането на Слънцето и представянето му като велик небесен бог намира отражение в култовете на първобитните народи, населявали Земята.
Минаха векове и хилядолетия, но значението му в човешкия живот само се увеличи. Всички сме деца на Слънцето.
Какво е Слънцето?
Звезда от Галактиката млечен път, неговият геометрична форма, представляваща огромна, гореща, газообразна топка, излъчваща непрекъснато потоци енергия. Единственият източник на светлина и топлина в нашата звездно-планетна система. Сега Слънцето е на възрастта на жълто джудже, според общоприетата класификация на видовете звезди във Вселената.
Характеристики на Слънцето
Слънцето има следните параметри:
- Възраст –4,57 милиарда години;
- Разстояние до Земята: 149 600 000 км
- Маса: 332 982 земни маси (1,9891·10³⁰ kg);
- Средната плътност е 1,41 g/cm³ (увеличава се 100 пъти от периферията към центъра);
- Орбиталната скорост на Слънцето е 217 km/s;
- Скорост на въртене: 1.997 km/s
- Радиус: 695-696 хил. км;
- Температура: от 5 778 К на повърхността до 15 700 000 К в ядрото;
- Температура на короната: ~1 500 000 K;
- Слънцето е стабилно в своята яркост, то е в 15% от най-ярките звезди в нашата Галактика. Излъчва по-малко ултравиолетови лъчи, но има повече маса в сравнение с подобни звезди.
От какво е направено Слънцето?
По мой собствен начин химичен съставнашето светило не се различава от другите звезди и съдържа: 74,5% водород (по маса), 24,6% хелий, по-малко от 1% други вещества (азот, кислород, въглерод, никел, желязо, силиций, хром, магнезий и други вещества). Вътре в ядрото има непрекъснати ядрени реакции, които превръщат водорода в хелий. Абсолютното мнозинство от масата слънчева система– 99,87% принадлежи на Слънцето.
Под въздействието на гравитацията С., като всяка звезда, има тенденция да се свива. Тази компресия се противодейства от спада на налягането в резултат на високата вътрешна температура и плътност. слоеве S. В центъра на S. температура T ≈ 1.6. 10 7 K, плътност ≈ 160 g/cm -3. Такава висока температура в централните райони на слънцето може да се поддържа дълго време само чрез синтеза на хелий от водород. Тези реакции и явления. основен източник на енергия C.
При температури ~10 4 К (хромосфера) и ~10 6 (корона), както и в преходния слой с междинни температури се появяват йони на различни елементи. Емисионните линии, съответстващи на тези йони, са доста многобройни в късовълновата област на спектъра (λ< 1800 . Спектр в этой области состоит из отдельных эмиссионных линий, самые яркие из к-рых - линия водорода L a (1216 ) и линия нейтрального (584 ) и ионизованного (304 ) гелия. Излучение в этих линиях выходит из области эмиссии практически не поглощаясь. Излучение в радио- и рентг. областях сильно зависит от степени солнечной активности, увеличиваясь или уменьшаясь в несколько раз в течение 11-летнего и заметно возрастая при вспышках на Солнце.
Phys. Характеристиките на различните слоеве са показани на фиг. 5 (условно е подчертана долната хромосфера с дебелина ≈ 1500 km, където газът е по-хомогенен). Нагряването на горната атмосфера на Севера - хромосферата и короната - може да се дължи на механични фактори. енергия, пренесена от вълни, възникващи в горната част на конвективната зона, както и разсейване (поглъщане) на електрическа енергия. токове, генерирани от магнитни полета, движещи се заедно с конвективни потоци.
Наличието на повърхностна конвективна зона на север причинява редица други явления. Клетките от най-горния слой на конвективната зона се наблюдават на повърхността на слънцето под формата на гранули (виж). По-дълбоките мащабни движения във втория слой на зоната се появяват под формата на супергранулационни клетки и хромосферна мрежа. Има основание да се смята, че конвекцията в още по-дълбок слой се наблюдава под формата на гигантски структури - клетки с размери, по-големи от супергранулацията.
Голям местен маг. полета в зоната ± 30 o от екватора водят до развитие на т.нар. активни зони с включени петна в тях. Броят на активните региони, тяхното положение на диска и полярността на слънчевите петна в групите се променят с период от ≈ 11,2 години. По време на необичайно високия пик от 1957-58 г. дейност засегна почти целия слънчев диск. В допълнение към силните локални полета на север има по-слабо мащабно магнитно поле. поле. Това поле променя знака с период от прибл. 22 години и изчезва близо до полюсите при максимална слънчева активност.
По време на голямо изригване се освобождава огромна енергия, ~10 31 -10 32 erg (мощност ~10 29 erg/s). Извлича се от магнитна енергия. полета с активна площ. Според идеите те се развиват успешно от 60-те години на миналия век. В СССР при взаимодействието на магнитните потоци възникват токови слоеве. Развитието в текущия лист може да доведе до ускоряване на частиците, а има и задействащи (пускови) механизми, които водят до внезапно развитие на процеса.
Ориз. 13. Видове въздействие на слънчево изригване върху Земята (според Д. X. Менцел).
Рентгенов радиацията и слънчевите космически лъчи, идващи от факела (фиг. 13), предизвикват допълнителна йонизация на земната йоносфера, което се отразява на условията за разпространение на радиовълните. Потокът от частици, изхвърлени по време на изригването, достига орбитата на Земята за около ден и причинява магнитна буря и полярни сияния на Земята (виж,).
В допълнение към корпускулярните потоци, генерирани от факли, има непрекъснато корпускулярно излъчване C. То е свързано с изтичането на разредена плазма отвън. области на слънчевата корона в междупланетното пространство - от слънчевия вятър. Загубата на материя поради слънчевия вятър е малка, ≈ 3. 10 -14 на година, но представлява основното. компонент на междупланетната среда.
Слънчевият вятър носи мащабно магнитно поле в междупланетното пространство. поле В. Въртене В. извива линиите на междупланетното магнитно поле. полета (IMF) в спиралата на Архимед, която ясно се наблюдава в равнината на еклиптиката. Тъй като основната характеристика на мащабни магнитни полета С. явл. две околополярни области с противоположна полярност и съседните на тях полета, при спокоен север северното полукълбо на междупланетното пространство се оказва запълнено с поле от един знак, южното полукълбо от друг (фиг. 14). Близо до максимума на активността, поради промяна на знака на мащабното слънчево поле, се получава обръщане на полярността на това редовно магнитно поле. полета на междупланетното пространство. Магн. потоците на двете полукълба са разделени от токов лист. При въртене на C. Земята се намира няколко пъти. дни, след това над и след това под извитата „гофрирана“ повърхност на сегашния слой, т.е. пада във вечната замръзналост, насочена или на север, или встрани от нея. Това явление се нарича. междупланетен магнитно поле.
Близо до максималната активност, потоците от частици, ускорени по време на изригвания, най-ефективно влияят на земната атмосфера и магнитосфера. По време на фазата на спад на активността, към края на 11-годишния цикъл на активност, с намаляване на броя на изригванията и развитието на междупланетния токов слой, стационарните потоци на засилен слънчев вятър стават по-значими. Въртейки се заедно със севера, те предизвикват геомагнитни вълни, които се повтарят на всеки 27 дни. възмущение. Тази повтаряща се (повтаряща се) активност е особено висока в края на четните цикли, когато посоката на магнитното поле е различна. Полетата на слънчевия "дипол" са антипаралелни на земните.
Лит.:
Мартинов Д. Я., Курс по обща астрофизика, 3 изд., М., 1978;
Менцел Д. Г., Нашето слънце, прев. от англ., М., 1963; Слънчева и слънчево-земна физика. Илюстрован терминологичен речник, прев. от англ., М., 1980;
Шкловски И. С., Физика на слънчевата корона, 2 изд., М., 1962;
Северни А.Б., Магнитни полета на Слънцето и звездите, UFN, 1966, том 88, т. 1, стр. 3-50; - Слънчева корона - гранулация
Има висока температура. На повърхността е около 5500 градуса по Целзий. Слънцето има атмосфера, наречена корона. Тази област се състои от прегрят газ - плазма. Температурата му достига повече от 3 милиона градуса. И учените се опитват да разберат защо външният слой на Слънцето е толкова по-горещ от всичко, което се намира отдолу.
Проблемът, който обърква учените, е съвсем прост. Тъй като източникът на енергия е в центъра на Слънцето, тялото му трябва да става все по-хладно с отдалечаване от центъра. Но наблюденията показват друго. И досега учените не могат да обяснят защо слънчевата корона е по-гореща от другите му слоеве.
Стара тайна
Въпреки температурата си, слънчевата корона обикновено не се вижда от наблюдател на Земята. Това се дължи на интензивната яркост на останалата част от Слънцето. Дори сложните инструменти не могат да го изследват, без да вземат предвид светлината, излъчвана от повърхността на Слънцето. Но това не означава, че съществуването на слънчевата корона е скорошно откритие. Може да се види в редки, но предвидими събития, които са очаровали хората от хиляди години. Тези са пълни.
През 1869 г. астрономите се възползват от такова затъмнение, за да изследват външния слой на Слънцето, който внезапно става видим за наблюдение. Те насочиха спектрометри към Слънцето, за да изследват неуловимия материал на короната. Изследователите откриха непозната зелена линия в спектъра на короната. Неизвестното вещество е наречено корониум. Въпреки това, седемдесет години по-късно учените разбраха, че това е познат елемент - желязото. Но нагрят до безпрецедентни милиони градуси.
Ранна теория казва, че акустичните вълни (помислете за материала на Слънцето, който се компресира и разширява като акордеон) може да са отговорни за температурата на короната. В много отношения това е подобно на това как една вълна изхвърля капки вода с висока скорост на брега. Но слънчевите сонди не са успели да открият вълни с мощността, която да обясни наблюдаваната коронална температура.
В продължение на почти 150 години тази мистерия е една от малките, но интересни мистерии на науката. В същото време учените са уверени, че познанията им за температурата както на повърхността, така и в короната са съвсем верни.
Магнитното поле на Слънцето: как работи?
Част от проблема е, че не разбираме много от малките събития, които се случват на Слънцето. Ние знаем как върши работата си да затопля нашата планета. Но модели на материалите и силите, участващи в този процес, просто все още не съществуват. Все още не можем да се доближим достатъчно до Слънцето, за да го изследваме в детайли.
Отговорът на повечето въпроси за Слънцето в наши дни е, че Слънцето е много сложен магнит. Земята също има магнитно поле. Но въпреки океаните и подземната магма, тя все още е много по-плътна от Слънцето. Което е просто голяма купчина газ и плазма. Земята е по-твърд обект.
Слънцето също се върти. Но тъй като тя не е твърда, нейните полюси и екватор се въртят с различни скорости. Материята се движи нагоре и надолу по слоевете на Слънцето, като в тиган с вряща вода. Този ефект причинява разстройство в линиите на магнитното поле. Заредените частици, които изграждат външните слоеве на Слънцето, пътуват по линии като високоскоростни влакове. железници. Тези линии се прекъсват и свързват отново, освобождавайки огромни количества енергия (слънчеви изригвания). Или произвеждат вихри, пълни със заредени частици, които могат свободно да бъдат изхвърлени от тези релси в космоса с колосална скорост (изхвърляне на коронална маса).
Имаме много сателити, които вече проследяват Слънцето. Solarer Pro, стартиран тази година, едва започва своите наблюдения. Тя ще продължи да работи до 2025 г. Учените се надяват, че мисията ще даде отговори на много мистериозни въпроси за Слънцето.
Ако намерите грешка, моля, маркирайте част от текста и щракнете Ctrl+Enter.
Затъмненията са сред най-зрелищните астрономически явления. Обаче не технически средстване може напълно да предаде усещанията, които възникват в наблюдателя. И въпреки това, поради несъвършенството на човешкото око, то не може да види всичко наведнъж. Фините детайли на тази прекрасна картина могат да бъдат разкрити и уловени само чрез специални техники за фотография и обработка на сигнала. Разнообразието от затъмнения далеч не се изчерпва само с явленията в системата Слънце-Земя-Луна. Сравнително близките космически тела редовно хвърлят сенки едно върху друго (необходимо е само наблизо да има мощен източник на светлинно излъчване). Наблюдавайки този космически театър на сенките, астрономите получават много интересна информация за структурата на Вселената. Снимка: Вячеслав Хондирев
В българския курорт Шабла 11 август 1999 г. беше обикновен летен ден. Синьо небе, златист пясък, топло нежно море. Но никой не влезе във водата на плажа - обществеността се подготвяше за наблюдения. Именно тук стокилометрово петно от лунната сянка трябваше да пресече брега на Черно море, а продължителността на пълната фаза, според изчисленията, достигна 3 минути 20 секунди. Отличното време беше в съответствие с дългосрочните данни, но всички гледаха с тревога облака, надвиснал над планините.
Всъщност затъмнението вече беше в ход, просто малко хора се интересуваха от частичните му фази. Пълната фаза, до началото на която оставаше още половин час, беше различен въпрос. Чисто нов дигитален SLR, специално закупен за случая, беше в пълна готовност. Всичко е обмислено до най-малкия детайл, всяко движение се репетира десетки пъти. Времето нямаше време да се влоши, но по някаква причина тревогата нарасна. Може би фактът е, че светлината е значително намаляла и е станала рязко по-студена? Но така трябва да бъде с наближаването на пълната фаза. Птиците обаче не разбират това - всички птици, които могат да летят, се издигнаха във въздуха и крещяха в кръг над главите ни. Вятърът духаше откъм морето. То ставаше все по-силно с всяка минута и тежката камера започна да трепери на статива, който доскоро изглеждаше толкова надежден.
Нямаше какво да направя - няколко минути преди изчисления момент, рискувайки да проваля всичко, слязох от пясъчния хълм до подножието му, където храстите потушаваха вятъра. Няколко движения и буквално в последния момент техниката беше настроена отново. Но какъв е този шум? Кучетата лаят и вият, овцете блеят. Изглежда, че всички животни, които могат да издават звуци, го правят, както в последен път! Светлината намалява с всяка секунда. Птиците вече не се виждат в потъмнялото небе. Всичко се успокоява веднага. Нишковидният слънчев полумесец осветява морския бряг не по-ярко от пълната Луна. Изведнъж и то угасва. Всеки, който го е гледал в последните секунди без тъмен филтър, вероятно не е видял нищо в първите моменти.Моето нервно вълнение отстъпи място на истински шок: затъмнението, за което мечтаех през целия си живот, вече е започнало, скъпоценни секунди летят, а аз дори не мога да вдигна глава и да се насладя на най-рядкото зрелище - преди всичко фотографията! С всяко натискане на бутона камерата автоматично прави поредица от девет снимки (в режим на клин). Още едно. Все повече и повече. Докато камерата щрака затвора, аз все пак се осмелявам да се откъсна и да погледна короната през бинокъла. От черната луна много дълги лъчи се разпръснаха във всички посоки, образувайки перлена корона с жълтеникаво-кремав оттенък, а в самия ръб на диска проблеснаха ярко розови изпъкналости. Един от тях прелетя необичайно далеч от ръба на Луната. Разминавайки се отстрани, лъчите на короната постепенно избледняват и се сливат с тъмносиния фон на небето. Ефектът на присъствие е сякаш не стоя на пясъка, а летя в небето. И времето сякаш изчезна...
Изведнъж ярка светлина удари очите ми - това беше ръбът на Слънцето, изплуващо иззад Луната. Колко бързо свърши всичко! Изпъкналостите и лъчите на короната се виждат още няколко секунди, а снимането продължава до последно. Програмата е изпълнена! Няколко минути по-късно денят отново избухва. Птиците веднага забравиха уплахата си от необичайно късата нощ. Но вече дълги години паметта ми пази усещане за абсолютната красота и величие на космоса, чувство за причастност към неговите тайни.
Как за първи път е измерена скоростта на светлинатаЗатъмненията се случват не само в системата Слънце-Земя-Луна. Например четирите най-големи луни на Юпитер, открити от Галилео Галилей през 1610 г., изиграха важна роля в развитието на навигацията. В онази епоха, когато не е имало точни морски хронометри, те са можели да се използват за намиране на времето по Гринуич далеч от родните им брегове, което е било необходимо за определяне на дължината на кораба. Затъмненията на спътниците в системата на Юпитер се случват почти всяка вечер, когато един или друг спътник навлезе в сянката, хвърлена от Юпитер, или се скрие от погледа ни зад диска на самата планета. Познаване на предварително изчислените моменти на тези явления от морския алманах и сравняването им с местно времеполучени от елементарни астрономически наблюдения, можете да определите вашата географска дължина. През 1676 г. датският астроном Оле Кристенсен Рьомер забеляза, че затъмненията на луните на Юпитер леко се отклоняват от прогнозираните времена. Часовникът на Йовиан или изпревари с малко повече от осем минути, след което, след около шест месеца, изостана със същата сума. Ремер сравнява тези колебания с позицията на Юпитер спрямо Земята и стига до извода, че цялата работа е в забавяне на разпространението на светлината: когато Земята е по-близо до Юпитер, затъмненията на нейните спътници се наблюдават по-рано, когато са по-далеч - по късно. Разликата от 16,6 минути съответства на времето, необходимо на светлината да измине диаметъра на орбитата на Земята. Ето как Рьомер измерва скоростта на светлината за първи път.
Срещи в небесните възли
По удивително съвпадение видимите размери на Луната и Слънцето са почти еднакви. Благодарение на това в редки моменти на пълни слънчеви затъмнения могат да се видят изпъкналости и слънчевата корона - най-външните плазмени структури на слънчевата атмосфера, които постоянно „отлитат“ в открития космос. Ако Земята нямаше толкова голям спътник, засега никой нямаше да предположи за тяхното съществуване.
Видимите пътища по небето на Слънцето и Луната се пресичат в две точки - възли, през които Слънцето преминава приблизително веднъж на шест месеца. Точно по това време стават възможни затъмнения. Когато Луната срещне Слънцето в един от възлите, слънчево затъмнение: върхът на конуса на лунната сянка, опирайки се в повърхността на Земята, образува овално петно от сянка, което се движи с висока скорост по повърхността на Земята. Само хората, попаднали в него, ще видят лунния диск, напълно блокирайки слънчевия. За наблюдател на пълната фазова лента затъмнението ще бъде частично. Освен това в далечината може дори да не го забележите - в крайна сметка, когато по-малко от 80-90% от слънчевия диск е покрит, намаляването на осветеността е почти незабележимо за окото.
Ширината на пълната фазова лента зависи от разстоянието до Луната, което поради елиптичността на нейната орбита варира от 363 до 405 хиляди километра. На максималното си разстояние конусът на лунната сянка пада малко по-малко от повърхността на Земята. В този случай видимият размер на Луната се оказва малко по-малък от Слънцето и вместо пълно затъмнение настъпва пръстеновидно затъмнение: дори в максималната фаза около Луната остава светъл ръб на слънчевата фотосфера, което затруднява виждането на короната. Астрономите, разбира се, се интересуват преди всичко от пълните затъмнения, при които небето потъмнява толкова много, че може да се наблюдава лъчистата корона.
Лунните затъмнения (от гледна точка на хипотетичен наблюдател на Луната те, разбира се, ще бъдат слънчеви) се случват по време на пълнолуние, когато нашият естествен спътник преминава възела, противоположен на мястото, където се намира Слънцето, и попада в конуса на сянката, хвърлена от Земята. Вътре в сянката няма пряка слънчева светлина, но светлината, пречупена в земната атмосфера, все пак достига повърхността на Луната. Обикновено го оцветява в червеникаво (и понякога кафеникаво-зеленикаво), поради факта, че дълговълновата (червена) радиация във въздуха се абсорбира по-малко от късовълновата (синя) радиация. Човек може да си представи какъв ужас е донесъл на първобитния човек внезапно потъмнелият, зловещо червен диск на Луната! Какво можем да кажем за слънчевите затъмнения, когато дневната светлина, основното божество за много народи, внезапно започна да изчезва от небето?
Не е изненадващо, че търсенето на модели в модела на затъмненията се превърна в една от първите трудни астрономически задачи. Асирийски клинописни плочки, датиращи от 1400-900 г. пр.н.е. д., съдържат данни за систематични наблюдения на затъмнения през епохата на вавилонските царе, както и споменаване на забележителен период от 65851/3 дни (сарос), през който се повтаря последователността от лунни и слънчеви затъмнения. Гърците отидоха още по-далеч - от формата на сянката, пълзяща върху Луната, те заключиха, че Земята е сферична и че Слънцето е много по-голямо от нея.
Как се определят масите на другите звезди?
Александър Сергеев
Шестстотин "извора"
Докато се отдалечава от Слънцето, външната корона постепенно затъмнява. Когато на снимки се слива с фона на небето, яркостта му е милион пъти по-малка от яркостта на изпъкналостите и вътрешната корона около тях. На пръв поглед е невъзможно да се заснеме короната по цялата й дължина от ръба на слънчевия диск до сливането с небесния фон, тъй като е добре известно, че динамичният обхват на фотографските матрици и емулсии е хиляди пъти по-малък. Но снимките, които илюстрират тази статия, доказват обратното. Проблемът има решение! Но трябва да отидете до резултата не направо, а по заобиколен начин: вместо един „идеален“ кадър, трябва да направите серия от снимки с различни експозиции. Различни изображения ще разкрият области от короната, разположени на различни разстояния от Слънцето.
Такива изображения първо се обработват отделно и след това се комбинират помежду си според детайлите на лъчите на короната (изображенията не могат да се комбинират на Луната, тъй като тя се движи бързо спрямо Слънцето). Цифровата обработка на снимки не е толкова проста, колкото изглежда. Нашият опит обаче показва, че е възможно да се комбинират всякакви изображения на едно затъмнение. Широкоъгълен с дълъг фокус, с къса и дълга експозиция, професионален и любителски. Тези изображения съдържат части от работата на двадесет и пет наблюдатели, които са снимали затъмнението през 2006 г. Турция, в Кавказ и Астрахан.
Шестстотин оригинални снимки, претърпели много трансформации, се превърнаха само в няколко отделни изображения, но какви! Сега те имат всички най-малки подробности за короната и протуберанциите, хромосферата на Слънцето и звездите до девета величина. Дори през нощта такива звезди се виждат само с добър бинокъл. Лъчите на короната „работеха“ до рекордните 13 радиуса на слънчевия диск. И повече цвят! Всичко, което се вижда в крайните изображения, има реален цвят, който съответства на визуалните усещания. И това е постигнато не чрез изкуствено оцветяване във Photoshop, а чрез използване на строги математически процедури в програмата за обработка. Размерът на всяко изображение се доближава до гигабайт - можете да правите разпечатки с ширина до метър и половина без загуба на детайли.
Как се определят орбитите на астероидите
Затъмняващите променливи звезди се наричат близки двойни системи, в които две звезди се въртят около общ център на масата, така че орбитата е обърната с ръба към нас. Тогава двете звезди редовно се затъмняват една друга и земният наблюдател вижда периодични промени в общия им блясък. Най-известната затъмняваща променлива звезда е Алгол (бета Персей). Периодът на обръщение в тази система е 2 дни 20 часа и 49 минути. През това време се наблюдават два минимума в светлинната крива. Единият е дълбок, когато малката, но гореща бяла звезда Алгол А изчезва напълно зад мрачния червен гигант Алгол Б. По това време общата яркост на двойната звезда пада почти 3 пъти. По-малко забележимо намаляване на яркостта - с 5-6% - се наблюдава, когато Algol A преминава на фона на Algol B и леко отслабва яркостта си. Внимателното изследване на кривата на светлината ни позволява да научим много важна информация за звездната система: размера и яркостта на всяка от двете звезди, степента на удължаване на тяхната орбита, отклонението на звездите от сферичната форма под влиянието на приливните сили и най-важното - масата на звездите. Без тази информация би било трудно да се създаде и тества съвременната теория за структурата и еволюцията на звездите. Звездите могат да бъдат затъмнени не само от звезди, но и от планети. Когато планетата Венера премина през диска на Слънцето на 8 юни 2004 г., малко хора се сетиха да говорят за затъмнение, тъй като малкото тъмно петънце на Венера почти не повлия на блясъка на Слънцето. Но ако на негово място беше газов гигант като Юпитер, той щеше да скрие приблизително 1% от площта на слънчевия диск и би намалил яркостта му със същата сума. Това вече може да се регистрира със съвременни инструменти и днес вече има случаи на такива наблюдения. Освен това някои от тях са направени от любители астрономи. Всъщност „екзопланетните“ затъмнения са единственият начин за любителите да наблюдават планети около други звезди.
Александър Сергеев
Панорама в лунната сянка
Необикновената красота на слънчевото затъмнение не свършва с искрящата корона. В крайна сметка има и светещ пръстен по целия хоризонт, който създава уникално осветление в момента на пълната фаза, сякаш залезът се случва от всички посоки едновременно. Но малко хора успяват да откъснат очи от короната и да погледнат невероятните цветове на морето и планината. И тук на помощ идва панорамната фотография. Няколко снимки, събрани заедно, ще покажат всичко, което е убягнало от окото или не се е запечатало в паметта.
Панорамната снимка в тази статия е специална. Хоризонталното му покритие е 340 градуса (почти пълен кръг), а вертикалното почти до зенита. Само на него по-късно видяхме перести облаци, които почти развалиха наблюденията ни - те винаги водят до промяна на времето. И наистина, дъждът започна само час след като Луната напусна диска на Слънцето. Следите на двата самолета, които се виждат на снимката, всъщност не се откъсват в небето, а просто отиват в лунната сянка и поради това стават невидими. В дясната страна на панорамата затъмнението е в разгара си, а в левия край на изображението пълната фаза току-що е приключила.
Отдясно и отдолу се намира короната живак— никога не се отдалечава от Слънцето и не всеки успява да го види. Още по-надолу блести Венера, а от другата страна на Слънцето - Марс. Всички планети са разположени по една линия - еклиптиката - проекция върху небето на равнината, около която орбитират всички планети. Само по време на затъмнение (а също и от космоса) можете да видите нашата планетна система, заобикаляща Слънцето от ръба по този начин. В централната част на панорамата се виждат съзвездията Орион и Аурига. Ярките звезди Капела и Ригел са бели, докато червеният свръхгигант Бетелгейзе и Марс са оранжеви (цветът се вижда при увеличение). Стотици хора, които са наблюдавали затъмнението през март 2006 г., сега се чувстват сякаш са го видели със собствените си очи. Но панорамната снимка им помогна - тя вече е пусната в интернет.
Как трябва да правите снимки?На 29 март 2006 г. в село Кемер на средиземноморския бряг на Турция, докато чакаха началото на пълното затъмнение, опитни наблюдатели споделиха тайни с начинаещи. Най-важното нещо по време на затъмнение е да не забравяте да отворите лещите си. Това не е шега, това наистина се случва. И не трябва да се дублирате, като правите едни и същи снимки. Нека всеки снима това, което оборудването му може да прави по-добре от другите. За наблюдатели, въоръжени с широкоъгълни камери, външната корона е основната цел. Трябва да се опитаме да направим серия от нейни снимки при различни скорости на затвора. Собствениците на телефото обективи могат да получат подробни изображения на средната корона. И ако имате телескоп, тогава трябва да снимате района на самия ръб на лунния диск и да не губите ценни секунди в работа с друго оборудване. И тогава се чу обаждането. И веднага след затъмнението наблюдателите започнаха свободно да обменят файлове с изображения, за да съберат комплект за по-нататъшна обработка. Това по-късно доведе до създаването на банка от оригинални изображения на затъмнението от 2006 г. Сега всички разбраха, че има още много, много дълъг път от оригиналните снимки до детайлното изображение на цялата корона. Времената, когато всяка ясна снимка на затъмнение се смяташе за шедьовър и крайният резултат от наблюдението, са безвъзвратно отминали. След завръщането си у дома всеки трябваше да работи на компютъра.
Активно слънце
Слънцето, подобно на други звезди, подобни на него, се отличава с периодично възникващи състояния на активност, когато в атмосферата му възникват много нестабилни структури в резултат на сложни взаимодействия на движеща се плазма с магнитни полета. На първо място, това са слънчеви петна, където част от топлинната енергия на плазмата се преобразува в енергията на магнитното поле и в кинетичната енергия на движението на отделните плазмени потоци. Слънчевите петна са по-студени заобикаляща средаи изглеждат тъмни на фона на по-ярката фотосфера, слоя на слънчевата атмосфера, от който идва най-много видима светлина. Около слънчевите петна и в цялата активна област атмосферата, допълнително нагрята от енергията на затихващите магнитни полета, става по-ярка и структурите, наречени факули (видими в бяла светлина) и флокули (наблюдавани в монохроматична светлина на отделни спектрални линии, например , водород).
Над фотосферата има по-разредени слоеве на слънчевата атмосфера с дебелина 10-20 хиляди километра, наречена хромосфера, а над нея короната се простира на много милиони километри. Над групи слънчеви петна, а понякога и встрани от тях, често се появяват разширени облаци - изпъкналости, ясно видими по време на пълната фаза на затъмнение на ръба на слънчевия диск под формата на ярко розови дъги и емисии. Короната е най-тънката и много гореща част от слънчевата атмосфера, която сякаш се изпарява в околното пространство, образувайки непрекъснат поток от плазма, който се отдалечава от Слънцето, наречен слънчев вятър. Именно това придава на слънчевата корона лъчистия вид, който оправдава нейното име.
Въз основа на движението на материята в опашките на кометите се оказа, че скоростта на слънчевия вятър постепенно нараства с отдалечаване от Слънцето. След като се отдалечи от звездата с една астрономическа единица (радиуса на орбитата на Земята), слънчевият вятър „лети” със скорост 300-400 km/s с концентрация на частици от 1-10 протона на кубичен сантиметър. Срещайки по пътя си препятствия под формата на планетарни магнитосфери, потокът от слънчев вятър образува ударни вълни, които засягат атмосферите на планетите и междупланетната среда. Наблюдавайки слънчевата корона, ние получаваме информация за състоянието на космическото време в космическото пространство около нас.Най-мощните прояви на слънчевата активност са плазмени експлозии, наречени слънчеви изригвания. Те са придружени от силно йонизиращо лъчение, както и от мощни емисии на гореща плазма. Преминавайки през короната, плазмените потоци значително влияят на нейната структура. Например в него се образуват шлемовидни образувания, преминаващи в дълги лъчи. По същество това са продълговати тръби от магнитни полета, по които високи скоростиРазпространяват се потоци от заредени частици (главно енергетични протони и електрони). Всъщност видимата структура на слънчевата корона отразява интензивността, състава, структурата, посоката на движение и други характеристики на слънчевия вятър, който постоянно влияе на нашата Земя. По време на изригвания скоростта му може да достигне 600-700, а понякога и над 1000 km/s.
В миналото короната се наблюдаваше само по време на пълни слънчеви затъмнения и изключително близо до Слънцето. Общо се натрупаха около час наблюдения. С изобретяването на коронографа без затъмнение (специален телескоп, в който се създава изкуствено затъмнение) стана възможно постоянното наблюдение на вътрешните области на короната от Земята. Освен това винаги е възможно да се открие радиоизлъчване от короната, дори през облаци и на големи разстояния от Слънцето. Но в оптичния диапазон външните области на короната все още се виждат от Земята само по време на пълната фаза на слънчевото затъмнение.
С развитието на извънатмосферните методи за изследване стана възможно директното изобразяване на цялата корона в ултравиолетови и рентгенови лъчи. Най-впечатляващите изображения редовно идват от космическата слънчева орбитална хелиосферична обсерватория SOHO, изстреляна в края на 1995 г. като съвместни усилия на Европейската космическа агенция и НАСА. В изображенията на SOHO лъчите на короната са много дълги и се виждат много звезди. В средата обаче, в областта на вътрешната и средната корона, няма изображение. Изкуствената „луна“ в коронографа е голяма и закрива много повече от истинската. Но няма друг начин - Слънцето грее твърде силно. Така че сателитните изображения не заместват наблюденията от земята. Но космическите и земните изображения на слънчевата корона перфектно се допълват взаимно.
SOHO също така постоянно наблюдава повърхността на Слънцето и затъмненията не му пречат, тъй като обсерваторията се намира извън системата Земя-Луна. Няколко ултравиолетови изображения, направени от SOHO около пълната фаза на затъмнението от 2006 г., бяха събрани заедно и поставени на мястото на изображението на Луната. Сега можем да видим кои активни области в атмосферата на най-близката до нас звезда са свързани с определени характеристики в нейната корона. Може да изглежда, че някои „куполи“ и зони на турбулентност в короната не са причинени от нищо, но в действителност техните източници са просто скрити от наблюдение от другата страна на звездата.
"Руско" затъмнение
Следващото пълно слънчево затъмнение в света вече се нарича „руско“, тъй като ще се наблюдава предимно у нас. Следобед на 1 август 2008 г. пълната фазова ивица ще се простира от Северния ледовит океан почти по меридиана до Алтай, минавайки точно през Нижневартовск, Новосибирск, Барнаул, Бийск и Горно-Алтайск - точно покрай федералната магистрала M52. Между другото, в Горно-Алтайск това ще бъде второто затъмнение за малко повече от две години - именно в този град се пресичат лентите на затъмнението от 2006 и 2008 г. По време на затъмнението височината на Слънцето над хоризонта ще бъде 30 градуса: това е достатъчно за снимане на короната и е идеално за панорамна фотография. Времето в Сибир по това време обикновено е добро. Все още не е късно да подготвите няколко фотоапарата и да си купите самолетен билет.
Това затъмнение не е за изпускане. Следващото пълно затъмнение ще може да се види в Китайпрез 2009 г. и тогава добри условия за наблюдения ще се създадат едва през САЩпрез 2017 и 2024 г. IN Русияпаузата ще продължи почти половин век - до 20 април 2061 г.
Ако сте готови, ето ви добър съвет: наблюдавайте в групи и обменяйте получените изображения, изпратете ги за съвместна обработка в Обсерваторията на цветята: www.skygarden.ru. Тогава някой определено ще има късмет с обработката и тогава всички, дори тези, които остават у дома, ще видят благодарение на вас затъмнението на Слънцето - коронована звезда.
