Три открытия и три ошибки, рожденные солнечными затмениями

Магнитное поле Солнца: как оно работает?

Частью проблемы является то, что мы не понимаем много мелких событий, происходящих на Солнце. Мы знаем, как оно выполняет свою работу по нагреванию нашей планеты. Но моделей задействованных в этом процессе материалов и сил пока просто не существует. Мы пока не можем достаточно близко подойти к Солнцу, чтобы изучить его подробно.

Ответ на большинство вопросов о Солнце в наши дни сводится к тому, что Солнце является очень сложным магнитом. Земля тоже имеет магнитное поле. Но Земля, несмотря на океаны и подземную магму, все же намного плотнее Солнца. Которое является просто большим сгустком газа и плазмы. Земля более твердый объект.

Солнце тоже вращается. Но поскольку оно не сплошное, его полюса и экватор вращаются с разной скоростью. Материя перемещается на Солнце вверх и вниз по его слоям, как в кастрюле с кипящей водой. Этот эффект вызывает беспорядок в линиях магнитного поля. Заряженные частицы, составляющие внешние слои Солнца, перемещаются по таким линиям, как поезда на высокоскоростных железных дорогах. Эти линии ломаются и снова соединяются, высвобождая огромное количество энергии (солнечные вспышки). Или производят завихрения, полные заряженных частиц, которые могут свободно выбрасываться с этих рельсов в космос с колоссальной скоростью (выброс коронарной массы).

У нас есть много спутников, которые уже отслеживают Солнце. Solarer Pro Parker, запущенный в этом году, только начинает свои наблюдения. Он будет продолжать свою работу до 2025 года. Ученые надеются, что миссия даст ответы на многие загадочные вопросы о Солнце.

Фотосфера – атмосфера Солнца

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

Фотосфера – солнечная атмосфера. Именно её мы, собственно, и видим с Земли

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 слоях.

Солнечная поверхность, наблюдаемая в телескоп в видимом диапазоне длин волн, представляется совокупностью ярких площадок, окружённых относительно тёмными тонкими промежутками. Это – солнечные гранулы, их размеры различны и составляют в среднем 700 км, “время жизни” (появление и угасание гранулы) примерно 8 мин. Гранулы разделяются тёмными промежутками шириной около 300 км.

Температура же того среднего слоя, излучение которого мы воспринимаем, около 6000 К. При таких условиях почти все молекулы газа распадаются на отдельные атомы. Лишь в самых верхних слоях фотосферы сохранятся относительно немного простейших молекул и радикалов типа H2, OH, CH.

Особую роль в солнечной атмосфере играет не встречающийся в земной природе отрицательный ион водорода, который представляет собой протон с двумя электронами. Это необычное соединение возникает в тонком внешнем, наиболее холодном слое фотосферы при “налипании” на нейтральные атомы водорода отрицательно заряженных свободных электронов, которые поставляются легко ионизуемыми атомами кальция, натрия, магния, железа и других металлов.

При возникновении отрицательные ионы водорода излучают большую часть видимого света. Этот же свет ионы жадно поглощают, из-за чего непрозрачность атмосферы с глубиной быстро растет. Поэтому видимый край Солнца и кажется нам очень резким.

Почти все наши знания о Солнце основаны на изучении его спектра – узенькой разноцветной полоски, имеющей ту же природу, что и радуга. Впервые, поставив призму на пути солнечного луча, такую полоску получил Ньютон и воскликнул: “Спектрум!” (лат. spectrum – “видение”). Позже в спектре Солнца заметили темные линии и сочли их границами цветов.

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

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

Временами в небольшой области солнечной атмосферы возникают концентрированные магнитные поля, в несколько тысяч раз более сильные, чем на Земле. Ионизованная плазма – хороший проводник, она не может перемещаться поперек линий магнитной индукции сильного магнитного поля. Поэтому в таких местах перемешивание и подъем горячих газов снизу тормозится, и возникает темная область – солнечное пятно. На фоне ослепительной фотосферы оно кажется совсем черным, хотя в действительности яркость его слабее только в десять.

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

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

Хромосфера Солнца

Хромосфера Солнца (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.

Во время полного солнечно затмения, когда диск Солнца скрыт от наших глаз, мы видим хромосферу – тонкий яркий ореол по краям солнечного диска

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. километров.

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

Наиболее распространены “спокойные” протуберанцы, появление которых обычно связано с развитием группы пятен, но существуют они значительно дольше пятен (до 1 года). Непосредственно в зоне пятен наблюдаются после вспышек, протуберанцы солнечных пятен – потоки газа, втекающего из короны в зону пятен со скоростями в неск. десятков км/с. Другой вид протуберанцев связан с выбросами вещества вверх (обычно после вспышек) со скоростями 100-1000 км/с (быстрые эруптивные протуберанцы).

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.

Впервые спектр протуберанца вне затмения наблюдали французский астроном Пьер Жансен и его английский коллега Джозеф Локьер в 1868 г. Щель спектроскопа располагают так, чтобы она пересекала край Солнца, и если вблизи него находится протуберанец, то можно заметить спектр его излучения.

Направляя щель на различные участки протуберанца или хромосферы, можно изучить их по частям. Спектр 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.

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

Иногда нечто похожее на взрывы происходит в очень небольших по размеру областях атмосферы Солнца. Это так называемые хромосферные вспышки (самые мощные взрывоподобные процессы, могут продолжаться всего несколько минут, но за это время выделяется энергия, которая иногда достигает 1025 Дж).

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.

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

Как выглядит Солнце и почему это важно?

Может показаться, что Солнце имеет четкие границы, но это не так. Его плотность постепенно убывает, резкие очертания «шара» мы наблюдаем лишь потому, что всё видимое излучение исходит из небольшого светящегося слоя толщиной не более 320 км — фотосферы. И именно она создаёт иллюзию того, что у Солнца есть «поверхность». Сама фотосфера имеет круглую форму, причем достаточно постоянную. Эта форма зависит от скорости вращения, магнитного поля и потоков плазмы в недрах Солнца. Если взглянуть на нее через телескоп с возможностью достаточного разрешения, то можно разглядеть, что фотосфера имеет гранулированную структуру. Её можно сравнить с кучевыми облаками, на которые смотришь сверху из иллюминатора самолета. При этом картина грануляции не является застывшей. Одни гранулы исчезают, другие появляются, каждая из них живет не более 20 мин. Весь этот процесс напоминает кипение жидкости в кастрюле.

В огромном плазменном шаре Солнца сосредоточено 99,866 % массы всей Солнечной системы. С поверхности Земли Солнце изучают при помощи радио- и оптических методов. Внеатмосферная астрономия позволила значительно расширить исследуемый диапазон частот электромагнитного излучения Солнца. Всё многообразие солнечных явлений, которое было раскрыто благодаря этим методам, свойственно, вероятно, не только Солнцу, но и другим звёздам. Ведь Солнце — всего лишь одна из многочисленных звезд в нашей Галактике, поэтому такие направления, как исследование строения Солнца, его источников энергии, образования солнечного спектра, являются общими для физики звезд в целом. У нас нет возможности наблюдать другие звезды с таким же пространственным разрешением, как Солнце. То есть пока что мы не можем видеть детали на поверхности других звезд, потому что они удалены от нас на световые годы. А поверхности Солнца и его окружение мы можем подвергнуть относительно точному анализу.

Очередное небольшое созвездие Севера

Одним из таких не совсем больших объектов является созвездие Северная Корона. Созвездие занимает порядка 179 квадратных градусов неба. По своей площади оно занимает лишь 73 место среди 88 имеющихся на сегодня небесных созвездий. Ясной ночью без дополнительной оптики нам под силу разглядеть около 20 слабых звезд Северной Короны. Лишь одно светило из всех них имеет вторую звездную величину.

Созвездие Северная Корона, вид в программе планетарии Stellarium

У созвездия Северная Корона совсем немного звездных соседей. Рядом с Северной Короной можно увидеть только Волопаса, Геркулеса да голову созвездия Змея. Шесть звезд вместе с самой яркой во главе образуют фигуру, напоминающую венец или корону. Созвездие можно увидеть из любого уголка России. Тем не менее, лучшими условиями для наблюдения его звезд является летний период.

Линии излучения звёздной короны

Астрономы-любители и учёные, которые занимались исследованиями спектра солнечного света обнаружили большое количество различного рода излучений и линий, несопоставимых с чем-либо. Ни один из известных химических элементов не мог дать подобные линии при проведении спектрального анализа. Поэтому некоторые учёные предположили, что в составе Солнца имеются вещества неизвестные современной науке. Данный элемент решено было назвать термином «короний».

Это вещество пытались обнаружить до тех пор, пока кто-то не обратил внимание на температуру солнечной короны. К удивлению большинства, измеренное значение было намного больше миллиона градусов Цельсия

Подобные температурные режимы приводят к полной ионизации веществ, находящихся в составе звёздной атмосферы, таких как гелий и водород. Они теряют электроны, что лишает их возможности осуществлять излучение в привычном для них спектре. Подобная ионизация приводит к тому, что видимое излучение приобретает характер редких элементов несвойственных по составу Солнца. Происходит выделение линий, ионизированных кальция и железа. Именно соединение спектров этих элементов натолкнуло учёных на мысль о существовании неизвестного до сих пор вещества корония.

В настоящее время совсем необязательно дожидаться полного затмения, чтобы наблюдать солнечную корону. Для этого изобрели новые инструменты, которые называются коронографы. Они позволяют в любое время закрыть диск звезды с помощью специальной заслонки, тем самым предоставляя возможность изучать её атмосферу.

Температура Солнца

Хотя внутренняя структура солнечного ядра скрыта от прямых наблюдений, можно сделать вывод, с использованием различных моделей, что максимальная температура внутри нашей звезды составляет около 16 миллионов градусов (по Цельсию). Фотосфера — видимая поверхность Солнца — имеет температуру около 6000 градусов по Цельсию, однако она увеличивается очень резко от 6000 градусов до нескольких миллионов градусов в короне, в районе 500 километров над фотосферой.

Солнце горячее на внутренней стороне, чем на внешней стороне. Тем не менее, наружная атмосфера Солнца, короны, действительно горячее, чем фотосферы.

В конце тридцатых годов Гротриан (1939) и Эдлен обнаружили, что странные спектральные линии, наблюдаемые в спектре солнечной короны, излучаются элементами, такими как железо (Fe), кальций (Са) и никель (Ni) в очень высоких стадиях ионизации. Они пришли к выводу, что корональный газ сильно нагревается с температурой более 1 миллиона градусов.

Вопрос о том, почему солнечная корона настолько горяча, остается одной из самых захватывающих головоломок астрономии за последние 60 лет. Однозначного ответа на этот вопрос пока нет.

Хотя солнечная корона несоизмеримо горяча, она также имеет очень низкую плотность. Таким образом, лишь небольшая часть от общего солнечного излучения требуется для подпитки короны. Суммарная мощность, излучаемая в рентгеновских лучах, составляет лишь около одной миллионной полной светимости Солнца. Важный вопрос заключается в том, как транспортируется энергия до короны и какой механизм отвечает за транспорт.

Физические свойства

Температуры солнечной короны чрезвычайно высоки: в отличии от 5,800  K солнечной поверхности и 7000  К в хромосфере (тонкий слой , который отделяет поверхность короны), он достигает двух миллионов Кельвинов. Это явление значительного повышения температуры по мере удаления от поверхности Солнца до конца не изучено. Однако это частично объясняется существованием плазменных струй, называемых «  спикулами  », которые распространяются от поверхности к атмосферным высотам со скоростью от 50 до 100  км / с . Parker Solar Probe , спущен на воду12 августа 2018, с мыса Канаверал , Флорида , НАСА , и у которого есть миссия по наблюдению за солнечной звездой в течение семи лет, должно позволить разгадать загадку.

Механизмы, необходимые для нагрева солнечной короны, долгое время связывали с наличием петель магнитного поля , называемых «корональными петлями». Эти петли проходят через полюса Солнца и тянутся сквозь солнечную корону. Они обладают способностью выделять большое количество энергии , поэтому играют определенную роль в нагревании солнечной короны.

В начале 2010-х годов наблюдения японского спутника Hinode показали, что роль корональных петель в нагреве солнечной короны не является определяющей. Согласно публикации астрофизиков из Колумбийского университета , нагрев солнечной короны является результатом альфвеновских волн , других электромагнитных волн, излучаемых Солнцем.

С другой стороны, солнечная корона состоит из сильно ионизированного газа , или плазмы , в качестве чрезвычайно низкой плотности (около 10 12 раз менее плотные , чем фотосферы). Из — за своей высокой температуры, в частности , эта плазма испускает излучение в крайней ультрафиолетовой .

Эта корона разделена на два слоя: корона K и корона F. Корона K от kontinuierliche Korona (непрерывная корона) берет свою светимость от диффузии Томсона . Корона F для короны фраунгофера в основном освещена в соответствии со спектром линий фраунгофера . Поскольку светимость короны K уменьшается с удлинением , яркость короны F становится доминирующей из-за удлинения примерно в четыре солнечных луча . Зодиакальный свет легко наблюдаемое проявление короны F.

Внешний вид и внешний вид

Слабая аура вокруг восходящего солнца

Корона вокруг уличного фонаря, создаваемая запотевшим стеклом

Если облака движутся перед солнцем или луной, при определенных условиях вокруг соответствующего источника света образуются светящиеся диски, которые иногда все еще окружены цветными кольцами. Научное название этого светящегося явления — корона, яркий диск в центре короны — ореол. На обиходе это часто называют двором, а цветные кольца также называют венками. Однако эти термины не всегда используются таким образом, и, что является еще одним источником путаницы, ореолы также упоминаются как венки в более старых текстах .

Короны обычно наблюдаются вокруг Луны, реже вокруг Солнца. Это происходит не потому, что они реже встречаются вокруг солнца, а потому, что солнечный свет затмевает явление короны, и, более того, как правило, следует избегать взгляда на солнце (и этого также следует избегать из-за опасности для окружающей среды). глаза). Следовательно, чтобы наблюдать солнечные короны, необходимо ослабить солнечный свет — используя фильтры или наблюдая явление в зеркальном отражении, на водоеме или оконном стекле. При благоприятных условиях также могут наблюдаться короны вокруг планет или звезд.

Обычно видно только ореол вокруг Луны — белый диск, край которого сливается с желтым и красным. Сама луна часто затмевается ореолом. Если его можно увидеть, разница в размере между ним и венчиком сразу заметна: в то время как диск полной луны можно увидеть под углом примерно 0,5 °, диаметр венчика в зависимости от размера капель (см. ), угол обычно составляет от 2,5 ° до 8 °. Ореолы более или менее выражены почти во всех типах облаков , не слишком толстых , поэтому встречаются сравнительно часто. Короны особенно часто появляются в высококучевых облаках и тонкослойных облаках .

При благоприятных условиях к ореолу прикрепляются цветные кольца (см. ), благодаря чему синий, зеленый, желтый и красный цвета можно увидеть изнутри. Наблюдались до четырех кольцевых систем. Внешние не имеют синего цвета, в остальном цвета аналогичны цветам внутренней системы колец. Короны могут иметь самые разные размеры, угловой диаметр крайних колец может достигать 15 °. Когда облака проходят сквозь них, корона может измениться — диаметр может увеличиваться или уменьшаться, кольца появляются или снова исчезают, в зависимости от того, как меняются размеры капель.

Вы также можете наблюдать или создавать искусственную корону, например, глядя на лампу через запотевшее окно или туман.

Что такое космическая погода?

Солнце — звезда, обладающая сильным магнитным полем. Его напряженность со временем меняется, цикл составляет 11 лет. Многочисленные вариации магнитного поля Солнца вызывают разнообразные эффекты, вся совокупность которых называется солнечной активностью. Это солнечные пятна, солнечные вспышки, корональные выбросы массы (КВМ), солнечный ветер и т.д. Во время солнечных вспышек энергичные заряженные частицы (солнечные космические лучи) долетают до Земли, взаимодействуют с верхними слоями атмосферы. Вспышки на Солнце и КВМ зачастую очень сложно предсказать, но именно этот вид активности Солнца вызывает на Земле полярные сияния в высоких и средних широтах. А взаимодействие магнитного поля КВМ с магнитным полем магнитосферы Земли становится причиной геомагнитных бурь, которые негативно сказываются на работе средств связи, средств передачи электроэнергии. Из-за этих явлений периодически возникают проблемы со спутниками разного уровня, иногда даже случаются потери спутников после относительно сильных вспышек. Все эти события, несомненно, приводят к огромным денежным потерям как для государства, так и для коммерческих организаций. Например, авиакомпании могут учитывать эти данные для определения дозы радиации, полученной экипажем вследствие изменений геомагнитной обстановки. Поэтому сейчас события космической погоды учеными воспринимаются так же, как, например, землетрясения или цунами. Эти явления также необходимо учитывать при решении ряда задач, связанных с использованием систем глобального позиционирования (например, GPS или системы ГЛОНАСС). Ведь состояние ионосферы существенно зависит от текущей солнечной активности, и, как следствие, пользователь может получить неверные данные о своем положении. Для полета к далеким планетам, если мы выходим за пределы магнитосферы Земли, экранирующей потоки солнечной радиации, нам нужно разработать очень надежные защитные системы.

Корона Солнца в рентгеновском излучении

Исследования короны Солнца с земли в видимом диапазоне являются сегодня исключением. Всё изучение учёными перешло в рентгеновский диапазон, невидимый с поверхности Земли. Это вызвано очень высокой температурой на поверхности звезды. Кроме того, фотосфера и хромосфера Солнца не производят почти рентгеновских лучей и не мешают своими излучениями учёным для наблюдения и изучения короны.

Именно так выглядит корона Солнца в рентгеновском излучении

Оптика для исследования и фотографирования рентгеновского спектра значительно отличается от обычной. У вас не получится наблюдать за звездной короной, даже если купите самый дорогой телескоп. Дело в том, что пригодный для изучения короны инструмент должен находиться за пределами нашей земной атмосферы — на борту спутника или геофизической ракеты. В конце прошлого века очень много полезной информации дал японский спутник Yohkoh. Его исследование короны проходило с 1991 по 2001 год. В нашем веке занимались изучением короны в рентгеновском спектре спутники: Коронас-Ф, Сохо и Трейс. Российский Коронас-Фотон выведен на земную орбиту в 2008 году.  На его борту имеется комплекс оборудования с телескопом Тесис для получения фотографий высокого разрешения. Они помогут разрешить много загадок и дать ответы на природу нашего светила и его короны. Учёные-физики получили отличный инструмент для исследования ближайшей звезды и космоса.

Положение и движение Солнца

  • Солнце и Земля;
  • Солнце и Луна;
  • Угол наклона Солнца: Как и почему;
  • Орбита Солнца;
  • Где находится Солнце;
  • Солнечное созвездие;
  • Где встает Солнце;
  • Вращается ли Солнце;

Строение Солнца

  • Из чего состоит Солнце;
  • Фотосфера;
  • Хромосфера;
  • Корона Солнца;
  • Переходный слой;
  • Гелиосфера;

Особенности Солнца

  • Солнечный цикл;
  • Магнитное поле Солнца;
  • Солнечные пятна;
  • Факелы;
  • Протуберанцы;
  • Флоккулы и волокна;
  • Спикулы;
  • Корональные дыры;
  • Корональные петли;
  • Корональные стримеры;
  • Гранулы и супергранулы;
  • Солнечная радиация;
  • Солнечный ветер;

Общее

  • Эволюция Солнца;
  • Как образуется солнечная энергия;
  • Почему Солнце горячее;
  • Почему Солнце красное;