NASA отключило 17 лет изучавший Солнце орбитальный аппарат SORCE

Легенды о Светиле

В древности люди полагали, что Солнце и Луна живут всего один день, а на следующий загораются новые солнце и луна. Времена менялись – менялись и легенды, слагаемые про наше дневное светило.

То его представляли прозрачным шаром — словно из стекла, а огонь в нем зажигался от некоего и огня, находящегося за пределами сферы небесной. То думали, что солнце это — «око мира», состоящее из чистого света и огня.

Уильям Гершель

Даже великий Гершель предполагал, что светило населено живыми существами. Океан огня, что окружает Солнце, находился (по его представлениям) далеко от поверхности светила. Жителей же защищал от жара слой очень плотных облаков.

Противникам его теории, говорящих о том, что такой жар не может выдержать ни одно живое существо, он приводил в пример высокогорные вершины на Земле. Ведь высоко в горах, в местности наиболее приближенной к Солнцу, температура понижается.

По мнению английского астронома, Солнце, а также другие планеты должны быть населены существами, имеющими различные органы, приспособленные к особым условиям других небесных тел.

Все эти наивные, с точки зрения современного человека, учения продержались почти до конца позапрошлого века – пока не появилось учение об энергии.

Исследования современности

Сегодня, благодаря новейшему оборудованию, круг возможностей для исследователей стал намного шире. Аппараты, способные вести работы в открытом космосе, делают необходимые снимки, фиксируют рентгеновские лучи, испускаемые Солнцем и регистрируют множество процессов, протекающих на поверхности звезды. Учёные узнали, из чего состоит Солнце:

Из чего состоит Солнце

  • Корона. Так назвали оболочку звезды с внешней стороны. По причине низкого уровня плотности этот слой возможно рассмотреть только во время затмения. По этой же причине в ней образуются гигантские прорехи, из которых на Землю устремляется ветер Солнца. Этот мощнейший поток является причиной северного сияния и магнитных бурь. Скорость таких ветров составляет 300-1300км/ч.
  • Хромосфера. Этот слой состоит полностью из газов. В некоторых местах его толщина достигает шестнадцать тысяч километров. Здесь происходит термоконвекция газов, они, словно расплавленный парафин в лавовом светильнике, перемещаются от нижнего слоя к верхнему. Именно они со своим постоянным движением и немыслимой температурой приводят к образованию дыр в короне и формированию потоков солнечного ветра.
  • Фотосфера. Здесь властвуют страшные огненные бури, диаметр которых может доходить до тысячи километров. Плотный слой имеет толщину в 1500 км. Трудно поверить, но температура здесь достигает 6000С. Такая высокая температура достигается путём поглощения энергии из нижних слоёв и переработки её в тепло. По своей структуре слой гранулированный, и любое его нарушение отображается для учёных пятнами на Солнце.
  • Конвективный слой имеет толщину до 200 тысяч километров. Именно здесь газы обмениваются энергией с радиацией, нагреваются и поднимаются в фотосферу, там они охлаждаются и отправляются вниз за новой порцией энергии и тепла.
  • Радиационный слой. Толщина более пятисот тысяч километров и невероятно высокая плотность позволяют гамма-лучам бомбардировать вещество и преобразовываться в менее смертоносные рентгеновские и ультрафиолетовые лучи.
  • Солнечный котел. Тут в постоянной активности термоядерная реакция. При высокой температуре водород преобразуется в гелий. Даже древние титаны не вынесли бы давления, которое влияет на всё здесь – триллион килограммов на кубический сантиметр. Объём обращенного водорода составляет около 4,5 млн тонн.

Загадки астрологической Луны

Движение Солнца

Как двигается Солнце

Ранее учёные ошибочно полагали, что движение планет в нашей галактике происходит вокруг Солнца. Создание и использование современных мощных приборов помогли опровергнуть эту теорию.

Сейчас доподлинно известно, что движение галактики происходит вокруг её центра, также удалось найти на звёздном небе и тот самый центр млечного пути. Он находится недалеко от созвездия Стрельца и надёжно скрыт мутными облаками пыли и газа. Если их можно было убрать каким-либо способом, то в ночном небе зияло бы огромное пятно без чётких границ, а свет от него был бы ярче, чем от Луны.

Млечный путь

В наше время гигантская звезда находится в довольно спокойной космической зоне Млечного пути, примерно посередине спиралевидных рукавов Персея, Стрельца и Ориона. Все они различимы невооружённым глазом на небе в ночное время в виде туманных полос. Внешний рукав Карина, находящийся дальше, виден лишь в сверхмощный телескоп при определённых погодных условиях.

Движение Солнца

На том участке, который занимает Солнце, влияние других звезд значительно ослаблено. По предположениям учёных, если бы звезда находилась в самом рукаве, жизнь на нашей планете, скорее всего, не зародилась бы никогда.

Движение звезды происходит не по прямой линии, как предполагалось ранее, а вихреобразно, то приближаясь, то вновь удаляясь от рукавов на безопасное расстояние. Вместе с соседками Солнце облетает круг галактического диска за 220 мл лет.

Конечно, по-прежнему, вся работа ведется только дистанционно, так как еще не созданы приборы, способные находиться на самом Солнце, но и это огромный прорыв в исследовании космического тела для всего человечества.

Отзывы и мнения

В исследованиях Солнца ещё очень много пробелов. До сих пор существуют только предположения о возрасте звезды, о продолжительности её жизненного цикла и поведении. При таком развитии техники в современности странно, что космическое приборостроение развивается черепашьим шагом. Я думаю, что необходимо вкладывать мировую валюту именно в такое русло, а не в вооружение.

Игорь.

Не верится, что такие сложные процессы, какие, например, происходят внутри Солнца, запустились сами собой. Планеты вращаются по четко заданным траекториям, рождаются и гаснут звезды, появляются чёрные дыры. Мне кажется, что всё – это результат чьей-то кропотливой работы, которую мы должны ценить, ибо от этого зависит наша жизнь.

Евгения

Развитие в сфере изучения космоса движется с огромной скоростью. Даже смешно подумать, что раньше человечество всерьёз верило в плоскую форму Земли, расположенную на черепахе. Значение исследования Солнца невозможно переоценить, так как от его активности и развития всяческих процессов на его поверхности зависит существование всей нашей цивилизации, всего живого на планете.
Артур.

Солнечные пятна

И только с появлением спектрального анализа были кардинально пересмотрены представления о центральном Светиле.

Густав Кирхгоф

Густав Кирхгоф (немецкий физик) первый провел анализ линий солнечного спектра и предположил, что в атмосфере Светила присутствуют химические элементы аналогичные земным. Также он сделал предположение о солнечных пятнах — это явление он объяснил низкой температурой последних.

С солнечными пятнами связано имя исследователя-любителя – аптекаря Дессау Швабе. Хотя целью его наблюдений было обнаружение планеты перед Меркурием — ему принадлежит открытие периодического изменения количества пятен, видимых на Светиле (1851 г.). Швабе обнаружил, что период максимального количество пятен, равно как и их отсутствие повторяются через 10 лет.

Дессау Швабе

Солнце

  • Астрономия
  • »

  • Солнце

рисунок Солнца

Примерная плотность нашей звезды Солнца — 1,4 г/см2. Она классифицируется как звезда G2V. Тела, относящиеся к данному виду, еще принято называть «желтыми карликами». Средний температурный показатель у Солнца — 6000 К. Именно поэтому свет, который исходит от него, имеет преимущественно белый цвет. Только вблизи поверхности Земли солнечный свет становится с желтоватым окрасом.

В Солнечном спектре содержатся линии нейтральных и ионизированных металлов. В меньшем количестве здесь имеется и линии гелия, и водорода. Всего в системе Млечного пути содержится около 100 млрд светил. Большая часть из них обладает меньшей яркостью, чем Солнце. У главной звезды, равно как и у других звезд, которые являются составляющими главной последовательности, энергия образуется с участием термоядерного синтеза. Конкретно у Солнца «топливом» для преобразования энергии является гелий и водород.

Наша планета удалена от главной звезды на 149 млн 600 тыс. км. Само светило находится от нас на дистанции, измеряемой в 26 тыс. св. годах от «сердца» нашей галактики. На данный момент система нашей звезды располагается во внутреннем рукаве Ориона.

Общие сведения о Солнце

Солнечное излучение, как было сказано выше, главный источник энергии, поддерживающий жизнь землян. Солнечной постоянной оценивается мощность светила, т. е. количеством выделяемой энергетической активности, которая проходит через определенную область в единицу площади, перпендикулярную солнечным лучам.

Попадая в нашу атмосферу, лучи Солнца теряют около 370 Вт/мІ своей мощности. Соответственно, на поверхность Земли даже при идеальных погодных условиях, попадает лишь 1000 Вт/мІ. Дошедшая до поверхностного слоя планеты энергия составляет естественные и искусственные процессы. Например, растения за счет солнечного света, задействованного в фотосинтезе, участвуют в производстве такого жизненно важного элемента, как кислород. Что касается искусственного применения, то солнечную энергию используют для получения электроэнергии.

Ультрафиолетовые лучи, исходящие от Солнца также обладают полезным, антисептическим свойством. Ультрафиолет нередко применяют в целях быстрой дезинфекции воды и других предметов. Данное излучение частично развивается в озоновом слое атмосферы Земли. Именно поэтому его мощность ощутимо изменяется с широтой.

Жизненный цикл Солнца

Приблизительный возраст Солнца — 4,5 млрд. лет. Известно, что оно расходует водород в качестве топлива. По мере его уменьшения, Солнце начинает разогреваться все сильнее. Соответственно, и светимость Солнца начинает увеличиваться. Когда возраст звезды достигнет 5,6 млрд лет, его яркость будет на 11% выше, чем сегодня.

К тому моменту, когда Солнце достигнет возраста 8 млрд лет, его яркость станет на 40% выше. Ученые полагают, что земные условия на тот момент будут подобны настоящим условиям на планете Венера. Вся жидкость с поверхности будет унесена в космос. После этого на Земле перестанут существовать почти какие-либо жизненные формы. Чем быстрее запасы водорода в ядре будут истощаться, тем быстрее будет увеличиваться оболочка звезды, а ядро, наоборот, начнет уменьшаться.

Когда Солнце достигнет возраста 10,9 млрд. лет, запасы водорода ядра полностью истощатся. Оставшийся же гелий начнет сжиматься. Слабое горение водорода все еще будет поддерживаться в структуре «сердцевины». Еще 0,7 млрд лет она будет стремительно расширяться, пока еще сохраняя свою светимость. По достижении 11,6 млрд лет Солнце достигнет размеров субгиганта. В возрасте 12,2 млрд лет звездное ядро может быть раскалено до такой степени, что запустится новый процесс сжигания водорода. Тогда звезда начнет быстро увеличиваться. Затем оно отклонится от главной последовательности, и размер его будет с «красный гигант».

В этом состоянии радиус Солнца становится больше в 256 раз. В этом виде жизнеспособность Солнца будет равняться несколько десятков миллионов лет. К тому времени, когда температурные показатели ядерного вещества достигнут отметки 100 млн К, неминуемо возникновение глобальной гелиевой вспышки и тогда начнется термоядерная реакция синтеза гелия. Звезда, которая получит иной временный источник энергии, снова начнет уменьшаться. Через 100-110 млн лет данный синтез приостановится. Внешние оболочки звезды вновь начнут «расти», вследствие чего она вновь станет размером с «красный гигант». В данный период на Солнце постоянно будут происходить вспышки. Светимость звезды достигнет максимального уровня.

Ученые прогнозируют, что массы нашей звезды чересчур малы для завершения своего существования образованием сверхновой. В конце концов, ее оболочка отделится от ядра. Из звездного вещества, так или иначе, будет образована планетарная туманность с центром под названием белый карлик, который будет образован из ядра Солнца. Такие образования представляют собой горячие и плотные тела по размеру с нашу планету.

Составляющие Солнца

Звездное солнечное ядро является особым местом. Энергия и тепло создаются здесь за счет термоядерных реакций. Она пронизывает все звездные слои, включая фотосферу. Из данного слоя звезды энергетическое вещество выделяется в виде солнечного света и кинетической энергии.

Область лучистого переноса

Данная область находится сразу после солнечного ядра. Из нее энергия распространяется излучением и поглощением фотонов. Директория отдельного элемента не зависит от того, были ли данные фотоны ранее поглощены плазмой или нет. Именно они сохраняют способность проникать практически во все слои плазмы лучистой области. Они также могут и перемещаться назад на более низкие уровни. Температурные показатели области лучистого переноса равны от 207 млн. К. и выше. Температура в зоне лучистого переноса от 207 млн. К. и выше. Необходимо заметить, что здесь полностью отсутствует макроскопическая конвекция. Это является явным свидетельством того, что адиабатический температурный градиент здесь выше в сравнении с градиентом лучевого равновесия.

Конвективная зона Солнца

Вблизи поверхностных слоев температура и плотность материи Солнца приобретает меньший показатель, которого недостаточно для того, чтобы полноценно перенести энергию путем переизлучения. В данной области начинается процесс, который носит название — вихревое перемешивание плазмы. А в верхние слои звезды энергетический поток переносится посредством движения самого вещества.

Роль конвективной солнечной зоны Солнца чересчур огромна. Ведь непосредственно здесь начинает свои важные процессы и движение звездное вещество. Термики в данной области способствуют проявлению на поверхности Солнца гранул и провоцируют процесс супергрануляции. Эти гранулы существуют 10-15 минут, что приблизительно равно тому промежутку, в течение которого газ способен единожды обогнуть такую гранулу.

Атмосфера Солнца. Определение фотосферы

Видимый слой поверхности Солнца называется фотосферой. Ее толщина определяется в пределе от 100 до 400 км. Именно от нее исходит большая часть солнечного света. Температура фотосферы равна от 4400 до 6600 Е. По ней также измеряются габариты Солнца. Ввиду того что газ здесь достаточно разрежен, скорость его вращения в данной области значительно меньше этого же показателя вращения плотных тел. Что касается полярных зон и зоны экватора, то газ здесь движется неравномерно.

Определение хромосферы Солнца

Хромосфера Солнца — это практически последняя оболочка звезды. Ее средняя толщина равна 2 тыс. км. Свое название данная область получила от древнегреческого слова «цвет». Действительно, она имеет красноватый оттенок. Это связано с тем, что, скорее всего, в ее спектрометре наблюдается преобладание красной Н-альфа линии водорода. Наружный слой данной области не определяется четкой гранью из-за того, что происходят регулярные выбросы солнечной массы, которые здесь происходят. Они называются спикулы. В одно и то же время на Солнце может синхронно проявляться 60-70 тыс. спикул.

Плотность хромосферы характеризуется как средняя. Она не обладает достаточной яркостью для того, чтобы ее можно было увидеть в без специальных средств. Это возможно лишь в случае полного солнечного затмения, при котором хромосферу становится видно из-за перекрытия чересчур яркой фотосферы.

Хромосферные структуры состоят из: • хромосферной сетки. Она целиком покрывает всю поверхность Звезды. Данная сетка состоит из линий, которые окружают ячейки супергрануляции; • флоккулов — световые образования, напоминающие по своему виду облака. Они преобладают в зонах мощных магнитных полей — активных областей, окружающих солнечные пятна; • волокон и волоконцев (фибриллов), которые представляют собой темные линии разной длины и ширины. В своем большинстве они преобладают в областях наивысшей солнечной активности.

Солнечная корона

Солнечная корона фото

Чрезвычайно высокие температуры, преобладающие в этом слое, можно объяснить тем, что здесь происходит эффект магнитного присоединения. Также сказывается и последствие ударных волн. Очертания короны изменчивы в зависимости от того, в какой фазе и цикле находится солнечная активность. Например, во время своего максимума корона приобретает более округлые очертания. В наименьший же период — вытягивается вдоль экваторной линии звезды. Для излучения солнечной короны необходим рентгеновский и ультрафиолетовый диапазон. Но данные отфильтровываются земной атмосферой. Благодаря технике нового поколения ученые все-таки нашли способ для их более тщательного изучения. Оказалось, что излучения солнечной короны неравномерны. В ней имеются, как и более активные, так и спокойные зоны. А в данном слое существуют и коронарные дыры, через которые в космос вырывается поток магнитных силовых линий.

Солнечный ветер

Солнечный ветер схема

Первый вид солнечного ветра характеризуется большей плотностью, нежели быстрый. Его структура также является более сложной. Она характеризуется регионами турбулентности. Наша звезда вместе с таким ветром испускает в 1 секунду в среднем 1,3*1036 частиц.

Магнитные поля Солнца

Разновидности солнечных магнитных полей

Периодически в плазме солнечного ветра наблюдается возникновение электрических токов. Причина этого заключается в том, что она определяется высокой электропроводностью. Ученые разделяют магнитное поле звезды на два вида. Отличаются они в основном по своему масштабу.

Характерной чертой глобального магнитного поля является сильная напряженность, которая достигает своего максимума в области видимого поверхностного слоя. Ее сила может достигать нескольких Гаусс. При слабой солнечной активности структура глобального магнитного поля больше напоминает дипольную. При максимуме данное напряжение начинает уменьшаться. А через несколько лет на полюсах звезды оно и вовсе исчезает. Но, в общем, при мощной солнечной активности оно продолжает существовать. Его структура на данном этапе определяется, как квадрупольная. После завершения данного периода, напряженность диполя снова начинает расти, вследствие чего изменяются и полярности Солнца.

Локальные магнитные солнечные поля имеют мощную напряженность, которая измеряется несколькими тысячами Гаусс. Такие показатели обычно наблюдается в зоне солнечных пятен в период максимума активности. Что касается магнитных полей, которые входят в состав зоны пятен, то они обладают структурой, носящий мультиполярный или биполярный характер. В зоне фотосферы можно наблюдать и униполярные области. Они расположены вблизи полюсов, и, соответственно, носят меньший показатель напряженности.

Действие и циклы Солнца

За действиями на Солнце стоит целый набор всевозможных явлений, спровоцированных совокупностью мощнейших магнитный полей на звезды. Данные поля, зачастую, выглядят пигментными пятнами, где происходят вспышки. Эти процессы сопровождаются разными видами геомагнитной активности. Их появление объясняется достаточно серьезными проявлениями на Солнце, которые достигают поверхности Земли и атмосферной среды. Ученые условились обозначать мощность солнечной активности «цюрихским числом», названым именем Р. Вольфа. Оно равно числу обозреваемых солнечных пятен на одной половине сферы звезды. Уровень активности для каждого периода всегда неодинаковый.

Периодичность активности Солнца равна 11 годам. Необычно огромное количество солнечных пятен было зафиксировано в 1947 году. Общая их длина составила 300 тыс. километров, а ширина — 145 тыс. км. Эти пятна можно было наблюдать невооруженным глазом в определенное время суток.

Исследования и наблюдения за Солнцем в прошлых веках

ученый Галилей

Большинство памятников, сохранившихся по сей день связано с Солнцем. К примеру, мегалиты символизируют солнцестояние летом. Самые крупные такие монументы сейчас расположены в Египте, Великобритании и Мексике. Все они были выстроены с расчетом, чтобы земная тень пересекала фигуру пирамиды в моменты осеннего и весеннего равноденствий.

Астрономы древнего Египта вели наблюдения за наблюдаемыми годовыми движениями Солнца по эклиптике. Солнце по их мнению являлось планетой. В то время их было известно только семь. Переворот в научном понимании до современного уровня Первым, кто решил изучать Солнце, как физический небесный объект, стал греческий ученый Анаксагор. Он открыто заявлял: «что Солнце не является колесницей Галиоса», — как говорилось в греческих мифах. Философ был убежден, что этот объект представляет собой гигантский горячий шар. За свои убеждения Анаксагор был заключен в тюрьму и приговорен к смертной казни. Через какое-то время его все же освободили, благодаря Периклу.

Мысли о том, будто Солнце является центром определенной системы также посещали древнеиндийского ученого Аристарха Самосского. Но только в XVI веке данную теорию возродил Коперник.

Впервые просчитать расстояние от нас до Солнца попытался Аристарх Самосский. Но полученное число было далеким от действительности.

Ученый предсказал, что расстояние между Землей и Солнцем равно восемнадцати расстояниям между ними, вместо реальных 294. Древние китайские ученые занимались изучением солнечных пятен. В 1610 году Солнце начали наблюдать через бинокли и другие примитивные увеличительные приборы, что были доступны в те времена.

После создания первого гелиоскопа, Галилей, Томас Хэрриот и Кристофер Шейн смогли наглядно изучить солнечные пятна.

Вскоре Галилей объявил пигментные пятна солнца элементами структуры нашей звезды. Шейн же считал, что затемнения на солнечном диске являются пересекающими его планетами. Такое заявление заставило Галилея заняться более тщательным изучением звезды. В конечном счете он смог доказать солнечное движение и высчитать длительность периода.

В XIX веке известный астроном Ватикана — Пьетро Анджело Секки создал новое направление в астрономии — спектроскопию.

Ученый сумел разложить луч на семь цветовых спектров. С открытием спектроскопии астрономы смогли обнаружить новый хим. элемент — гелий — главный компонент солнечного вещества. На протяжении долгого времени люди не понимали, что же является источником такой огромной энергии Солнца. Только в 1848 году ученым Робертом Майером была выдвинута метеоритная гипотеза. Она гласила, что Солнце накаляется в результате постоянной метеоритной бомбардировки. Но данную теорию сразу опровергли, ввиду того, что в такой же ситуации и условиях стала бы когда-то нагреваться и наша планета.

Лишь в ХХ веке ученые нашли точное объяснение данному процессу. Изначально Резерфодом была предложена гипотеза где предполагалось, что главное составляющее внутренней энергии звезды — радиоактивный распад. В 20-х годах прошлого века Артур Эддингт пытался доказать, что причина надвысоких температурных показателей Солнца кроется во всевозможных реакциях внутри него. В 1930 году ученые — Ганс Бете и Чандрасекар выявили реальный способ поддержания высоких температур у звезд. Астрофизики считали, что она кроется в термических реакциях в ядре, что делает их единственно возможным источником энергии звезды. Далее, в 1957 году Маргарет Беридж доказала, что практически все известные элементы Космоса возникли вследствие нуклеосинтеза, происходящего в звездах.

Грандиозные орбитальные изучения Солнечной системы

Впервые грандиозные изучения Солнца вблизи были проведены во время миссии «Спутник-2» в 1957 году. Данные наблюдения выполнялись сразу в нескольких диапазонах. Обнаружить солнечный ветер астрономом удалось лишь в 1959 году. Для этого им пришлось применить специальные ионные ловушки, расположенные на машинах «Луна 1» и «Луна 2».

После, инициативу наблюдений за звездой перехватило космическое агентство НАСА. Несколько спутников «Пионер» в период с 1960-1968 годы вышли на орбиту Земли с целью измерить показатели «солнечного ветра».

В 70-годах ушедшего века в космос были выпущены машины «Гелиос-I» и «Гелиос-II» для подробного исследования звезды. Спутники вышли на гелиоцентрическую орбиту, лежащую внутри орбиты планеты Меркурий. На тот момент расстояние, которое разделяло машины и Солнце было не более 40 млн. километров. Также в процессе данной операции удалось выяснить различие в плотности мелких метеоритов, находящихся вблизи звезды и тех, которые находятся в области нашей планеты.

В 1973 году начала функционировать космическая обсерватория ATM. С ее помощью ученые получили массу полезной информации о солнечной переходной области, короне и ультрафиолетовом излучении. В ходе наблюдений были открыты коронарные дыры и что влияет на осуществление коронарных выбросов солнечной массы, непосредственно связанных с происхождением солнечного ветра.

В 1980 году организация НАСА запустила на околоземную орбиту аппарат Solar Mazomum Missian. Предназначением данного зонда было наблюдение за ультрафиолетовыми, рентгеновскими, гамма-излучениями, а также за вспышками на Солнце. Все исследования проходили в периоды солнечных вспышек.

В 1991 году японцы с целью наблюдения за Солнцем запустили свой спутник Yohkoh. Принцип работы этого аппарата основывался на изучении звезды в рентгеновском диапазоне. Данные, полученные в процессе работы спутника, помогли астрономам классифицировать несколько солнечных вспышек. Позитивным моментом миссии Yohkoh стало определение реальной активности короны.

Еще за одной важной программой SOHO, осуществляемой НАСА и ЕКА, был запущен свой аппарат. Который вместо запланированных двух лет проработал в космосе десять! Помимо изучения Солнца, SOHO также провел исследования многих комет, которые испарялись по мере приближения к звезде. Что касается отдельных исследований фотосферы Солнца, то во время их проведения ученые использовали спектроскопические методы. Они наиболее эффективны при наблюдении отдельных слоев звезды.

Чтобы получить гораздо больше информации о веществах составляющих Солнце, астрофизиками был запущен еще одну исследовательскую машину — Genesis. Мисия была завершена в 2004 году. Несмотря на некоторые повреждения, на его борту все же были в целости некоторые образцы «солнечного ветра» для наземных исследований.

В сентябре 2006 года на земную орбиту вывели обсерваторию Hinode. Она была разработана в японском научном университете ISAS. Обсерватория представляла собой вместилище всего необходимого для исследования — оптический и рентгеновский телескопы и спектрометр, работающий в ультрафиолетовом волновом диапазоне. Целью миссии Hinode было изучение процессов активности, происходящих в короне Солнца.

В 2006 году для наблюдений в космос была отправлена обсерватория STREO. Ее составляющими были два аппарата. Благодаря им ученым удалось получить изображения Солнца и происходящих на ней явлений.

В 2009 году российские ученые запустили спутник «Коронас-Фотон» вместе с группой космических машин «Тесис». Обсерватория была оснащена телескопом, спектрогелиографом и коронографом. Основной задачей этой группы машин являлся постоянный мониторинг солнечной активности.

В 2010 году для наблюдений в космос была направлена американская ракета Atlas V. Задачей запуска аппарата было выведение на орбиту новой системы SDO.

Солнечные затмения

схема Солнечного затмения

В 1886 году французский ученый П. Жансен смог во время полного солнечного затмения провести исследование солнечной хромосферы, открыв при этом гелий.

Планета и Звезда

Для всего находящегося на Земле жизненно важен свет Солнца. У большей части животных и растений он способствует систематизации циркадного ритма.

Конкретно на человека свет оказывает воздействие в 1000 люкс. В тех зонах Земли, где отмечаться дефицит солнечного света, отмечается скудный рост растений и малое их биоразнообразие. В листьях зеленых растений имеется хлорофилл — зеленый пигмент, на который «ловится» световая энергия, что необходима для протекания процессов фотосинтеза.

Этот процесс заключается в синтезе органических соединений из воды и углекислого газа, в котором задействован солнечный свет. Известно, что основной продукт фотосинтеза это кислород. Что означает — он является одним из главных факторов, поддерживающих жизнь на планете.

До Солнца очень сложно добраться

На самом деле для полета к Солнцу требуется в 55 раз больше энергии, чем на полет к Марсу. Во-первых, расстояние от Земли до нашей звезды составляет порядка 150 миллионов километров. Но расстояние не единственный фактор, выступающий здесь проблемой. Основной проблемой здесь выступает так называемая боковая скорость, то есть скорость относительно желаемого вектора движения.

Для понимая принципа боковой скорости необходимо понимать, как тела двигаются на орбитах. На самом деле все объекты на орбите Солнца бесконечно падают на звезду. Однако боковая скорость не даем им упасть, поскольку они фактически обгоняют тело, на которое падают. Земля движется вокруг Солнца со скоростью 108 000 километров в час. В итоге, когда аппарат сойдет с орбиты Земли, он будет двигаться в пространстве «вперед» и начнет падать на Солнце, но будет постоянно промахиваться, поскольку будет сохраняться показатель его боковой скорости. Для того, чтобы попасть к звезде, аппарату необходимо просто падать.

Для решения вопроса боковой скорости NASA планирует использовать гравитационные маневры вокруг Венеры. Они позволят почти полностью погасить этот показатель, но при этом повысят максимальную скорость движения Солнечного зонда «Паркер», которая на пике сможет составить до 200 километров в секунду.

Вращение хромосферы

Вращение хромосферы исследуется, в основном, методом трассеров, при котором измеряются смещения узелков хромосферной сетки на фильтрограммах (фотоснимок Солнца в какой-либо спектральной линии) в линии К ионизованного кальция или же хромосферных образований на на фильтрограммах.

Благодаря равномерному распределению по поверхности Солнца и относительно большому времени жизни (несколько часов) узелки кальциевой хромосферной сетки являются удобными индикаторами дифференциального вращения. Одним из преимуществ использования этих узелков является также возможность измерений дифференциального вращения в период минимума солнечном активности. Анализируя движение узелков на фильтрограммах в линии К ионизованного кальция и измеряя доплеровские сдвиги избранных фотосферных линий, исследователи пришли к выводу, что экваториальная скорость вращения кальциевой хромосферы незначительно отличается от скорости вращения фотосферы.

Исследуя хромосферные образования, наблюдатели не находят сколько-нибудь заметной зависимости скорости их вращения от широты. При изучении зависимости скорости вращения хромосферы от продолжительности жизни и размеров хромосферных «трассеров» было обнаружено, что долгоживущие образований (~27 дней) вращаются как твердые тела, в то время как у короткоживущих (~1 день) наблюдается небольшая дифференциальность. Из наблюдений других хромосферных образований, например, флоккулов, был получен несколько иной результат. У небольших по площади и наиболее компактных флоккулов обнаружена, более высокая угловая скорость и более крутой профиль дифференциального вращения по сравнению с менее компактными флоккулами. При рассмотрении широтной и радиальной зависимостей скорости по хромосферным волокнам видно, что скорость вращения волокон существенно больше скорости вращения пятен. Причем волокна, тесно связанные с активными областями, не обнаруживают дифференциального вращения, в то время как удаленные показывают его четко. В период максимума солнечной активности скорость вращения волокон выше, чем в среднем по циклу, и уменьшение угловой скорости с ростом широты в максимуме активности более заметное, чем в целом по 11-летнему циклу.

Таким образом, хромосфера вращается на экваторе с почти такой же угловой скоростью, как фотосфера. Дифференциальность вращения хромосферы меньше, чем у фотосферы. Соотношение скорости вращения хромосферы и гелиографической широты зависит от времени жизни и площади хромосферных трассеров.

Введение

Определить скорость вращения Солнца — это значит узнать на наблюдений, с какой скоростью вращаются различные слои Солнца, детали и образования на его поверхности. Обычно скорость вращения выражается в угловой мере (градус/сутки) и линейной (км/сек). Употребляют понятие периода вращения, приводя количество суток, в течение которого Солнце совершает полный оборот.

Длительные и трудоемкие наблюдения завершались обычно выводом эмпирических формул, описывающих зависимость угловой скорости от гелиографической широты. Наиболее известной и распространенной до сих пор является формула, имеющая вид

щ (ц) = А + В sin2 ц, (1)

где ц — гелиографическая широта; А — значение экваториальной скорости вращения Солнца; В — коэффициент, определяющий, как быстро убывает с ростом широты угловая скорость вращения, т. е. он является мерой дифференциальности вращения. Эта формула была впервые получена французским астрономом Фаем и носит его имя. Коэффициенты А и В могут быть различными для разных образований солнечной атмосферы, по которым определяется скорость вращения Солнца. Даже для одних и тех же образований, например, солнечных пятен, значения коэффициентов в формуле Фая будут отличаться, если использованы различные временные ряды наблюдений.

Существует много способов исследования вращения Солнца. Все они сводятся к двум основным методам его измерения:

1) по смещению со временем различных образований солнечной атмосферы (трассеров), таких, как солнечные пятна, факелы, волокна, крупно — и мелкомасштабные магнитные поля, образования в зеленой и электронной коронах, проявления в радиоизлучении и т. д.;

2) по доплеровским сдвигам отдельных спектральных линий в спектре Солнца в различных точках диска или его края (лимба). Этот метод называется спектральным. Информация, полученная из наблюдения трассеров, может быть проанализирована также двумя различными путями, а именно:

а) вычислением ежедневных смещений отдельных образований на солнечном диске;

б) статистическим анализом серии временных данных.

При использовании первого способа можно получить непосредственно угловую скорость, второго — объяснить основные периоды вращения Солнца для различных широт. Во всех этих методах есть свои достоинства и недостатки. Например, большие трудности возникают при определении скорости вращения по трассерам, так как скорости вращения и вид кривой дифференциального вращения зависят от вида трассера. Предполагается, что они связаны с подповерхностными слоями, которые вращаются с большей скоростью. Таким образом, трассеры не обязательно отражают движение того слоя атмосферы Солнца, которому они принадлежат. К этому следует добавить, что все образования солнечной атмосферы имеют тенденцию менять свою форму и вообще разрушаться со временем, что неизбежно отражается на значении искомой величины.

Спектральный метод, дающий линейную скорость вращения, имеет свои недостатки, в основном методического и технического характера.

Дифференциальное вращение солнечной фотосферы

Для определения скорости вращения атмосферы Солнца используются как спектральный, так и метод «трассеров». Однако поскольку скорость вращения атмосферы невелика, то ошибки измерений существенно влияют на ее точность. Например, шкала скоростей грануляции и отдельных супергранул соизмерима с величиной скорости вращения Солнца. Есть еще ряд всевозможных источников ошибок, таких как, например, красное смещение к краю солнечного диска, барометрические изменения, рассеяние света, изменение профилей спектральных линий и т. д. Все это необходимо учитывать при изучении скорости вращения Солнца по доплеровским сдвигам.

Трассеры также являются далеко не идеальными объектами для получения значений скорости. Во-первых, как уже отмечалось, они не обязательно показывают движение того слоя атмосферы Солнца, которому они принадлежат. Во-вторых, например, солнечные пятна, хотя и связаны со средой, в которой они существуют (с фотосферной плазмой), сильно, тем не менее они имеют собственные движения. В-третьих, образования солнечной атмосферы, которые берутся в качестве реперов, меняют свою форму и разрушаются со временем, что затрудняет отождествление их деталей день ото дня. Все это увеличивает ошибки при определении значений скорости вращения.

Вращение фотосферы по доплеровским сдвигам. Значения скоростей дифференциального вращения Солнца по измерениям доплеровских сдвигов спектральных линий получены многими исследователями. Не будем приводить историю исследования дифференциального вращения Солнца спектроскопическим методом, а сконцентрируем внимание на наблюдениях, проведенных в последнее время.

Получить полный текст

Современная электронная техника позволяет обнаружить поле скоростей на поверхности Солнца с точностью до ~5 м/сек. В качестве примера приведем уникальные наблюдения вращения Солнца спектроскопическим методом, проведенные на 45-метровом солнечном башенном телескопе обсерватории Маунт Вилсон (США). Наблюдения проводятся ежедневно с 1967 г., когда позволяют погодные условия. Измерения ведутся в 24 тыс. точках солнечного» диска. Каждой точке соответствует сигнал скорости, который представляет собой скорость фотосферы, наблюдаемой в крыльях спектральной линии нейтрального железа с длиной волны л 5250,2 Е Ход наблюдений Солнца вводится в ЭВМ, которая делает всевозможные эффемеридные коррекции (поправки с учетом вращения» Земли вокруг Солнца, Земли вокруг своей оси и т. д.) и обрабатывает данные, аппроксимируя их на первом этапе формулой

щ (ц) = A + В sin2 ц + С sin4 ц. (2)

Из результатов измерений 5 107 сдвигов этой линии за 5570 дней с января 1967 г. по настоящее время сделан вывод, что дифференциальное вращение, описываемое выражением (2), меняется со временем. Изменения составляют в среднем 10-20% без какой-либо временной закономерности. Отдельные значения скорости пока бывают, что в некоторые дни Солнце на экваторе вращается со скоростью, присущей высоким широтам.

Временные вариации скорости вращения Солнца были обнаружены почти одновременно с началом измерений скорости спектроскопическим методом. Природа этих временных флуктуации вращения Солнца еще не ясна. Широкие программы по исследованию этих явлений только начинают реализовываться с привлечением крупнейших солнечных телескопов и большого интервала длин волн.

Вращение Солнца, определяемое по солнечным пятнам. В начале 60-х годов нынешнего столетия начались планомерные регулярные наблюдения солнечных пятен с целью определения по ним скорости вращения Солнца. Эти наблюдения показали, что различные типы пятен дают разные значения скорости. Например, экваториальная скорость больше и профиль графика дифференциального вращения щ (ц) «круче» для солнечных пятен мелких размеров и для пятен с более асимметричными формами. Небольшие группы пятен двигаются в среднем на 2% быстрее, чем большие группы. Очень растянутые по долготе группы движутся быстрее, чем одиночные пятна. Средние значения скоростей вращения для разных типов пятен показывают значительное их различие в зависимости от времени наблюдения, широты и долготы этих образований. Пятна с большей угловой скоростью вращения имеют заметную тенденцию перемещаться к экватору, пятна же с медленным вращением дрейфуют к полюсам (или не так сильно движутся к экватору). Все это вызвано, вероятно, наличием вихревых движений или ячеек, которые увлекают своими действиями пятна. Если принять такую схему, то можно построить механизм для создания и поддержания экваториального ускорения вращения Солнца. Если еще учесть величины этих перемещений пятен, то нужно иметь мощный механизм торможения вращения на широтах, где образуются солнечные пятна королевской зоны.

С учетом этого механизма дифференциальное вращение по величине должно быть в несколько раз больше того, которое наблюдается. Интерпретация связи движения пятен со скоростью вращения вызвала большую и принципиальную дискуссию среди гелиофизиков то ли этот эффект обусловлен реальными движениями пятен, или же это соединенные случайным образом всевозможные флуктуации размеров и форм пятен с их собственными движениями. Вопрос до сего времени остается открытым.

Из проведенных в последнее время исследований вращения Солнца по наблюдению солнечных пятен можно вывести следующее:

Значения скоростей, определенных по пятнам, примерно на 4% выше таковых, найденных спектроскопическим методом. Кривая зависимости вращения Солнца от широты в свою очередь зависит от возраста, площади, стабильности и рекуррентности (повторяемости пятна в течение более одного оборота Солнца) трассеров. Скорость и дифференциальность вращения обладают северо-южной асимметрией, вид зависимости щ (ц) для северной и южной полусфер Солнца различны. Значения угловой скорости и дифференциальности вращения зависят от фазы 11-летнего цикла солнечной активности. Существуют коротко — и долговременные нерегулярные флуктуации вращения Солнца.

Вращение короны

Изучать вращение короны можно как спектроскопическим методом, так и по трассерам. По доплеровскому смещению корональных спектральных линий было определено, что скорость вращения короны зависит от гелиошироты — на высоких широтах она значительно больше, чем у фотосферы, на широтах менее 25° — меньше.

Анализируя интенсивность излучения зеленой корональной линии с длиной волны л 5303 Е, наблюдатели пришли к выводу, что корона имеет незначительную дифференциальность вращения в начале солнечного цикла, а к концу цикла оно становится близким к твердотельному из-за уменьшения скорости на экваторе. Причем имеет место асимметрия вращения северного и южного полушарий, как и для фотосферы.

В качестве трассеров для исследования вращения короны используются корональные дыры. Несмотря на их большой размер, корональные дыры мало деформируются за время нескольких оборотов Солнца. Это указывает на то, что вращение трассеров мало отличается от твердотельного. При детальном изучении эволюции корональных дыр и магнитных структур на Солнце обнаружена тесная связь корональных дыр с крупномасштабной структурой фотосферного магнитного поля — каждая дыра лежит внутри гигантской ячейки магнитного поля с доминирующей полярностью.

Что такое вращение Солнца?

Вращение поверхности Солнца. Солнцу присуще вращение, как и многим звездам во Вселенной. При современной технике наблюдений у звезд солнечного типа может быть определена экваториальная скорость только более 5 км/сек. Скорость же вращения Солнца на экваторе ~2 км/сек, следовательно, она не может быть обнаружена из какой-либо иной планетной системы, кроме нашей собственной. Самые массивные звезды главной последовательности класса О, В, А и ранние F могут иметь среднюю скорость вращения на два порядка большую. У некоторых звезд подобного типа скорость вращения, определенная по эмиссионным спектральным линиям Н и К ионизованного кальция, уменьшается с возрастом звезды. Можно привести такой пример. Было показано, что интенсивность эмиссий в этих линиях меняется обратно пропорционально квадратному корню из ее возраста. Этот вывод получен из наблюдения Солнца и звезд класса G в скоплениях Гиад, Плеяд и Большой Медведицы. Экстраполируя известную для Солнца пропорциональность между интенсивностью излучения в этих линиях и напряженностью поверхностного магнитного поля, исследователи однозначно приходят к выводу, что магнитное поле пропорционально скорости осевого вращения звезды и меняется обратно пропорционально корню квадратному из времени ее эволюции.

Внутреннее вращение Солнца. Пока что астрономы не имеют возможности непосредственно измерить вращение внутренних областей Солнца. Однако некоторые косвенные способы для этого есть. Например, не так давно была обнаружена незначительная сплюснутость солнечного диска. Из измерений этой сплюснутости делается вывод, что «внутреннее» Солнце, включая и конвективную зону, возможно, вращается в 20 раз быстрее, чем поверхностные слои. Такая интерпретация измерений сплюснутости и теоретические выводы, сделанные на основе этих измерений, весьма важны, и они вызвали среди гелиофизиков очень острую полемику.

Предметом дискуссии являются два положения — реальна ли наблюдаемая геометрическая сплюснутость Солнца или же этот наблюдаемый факт отражает изменение температуры с широтой в солнечной атмосфере. Для расстановки точек над «i» в затянувшейся дискуссии в нескольких обсерваториях были проведены на чувствительных приборах измерения, которые показали реальность сплюснутости. Проведен ряд исследований, различия температуры между полюсом и экватором — они не противоречат данным о сплюснутости. Но и в тех и других измерениях есть свои подводные камни. Например, проблема вклада ярких образований на поверхности Солнца, в особенности факелов, может радикально сказаться на результатах измерений разницы температур между полюсом и экватором.

Если наблюдения показывают сплюснутость, то это означает, что в данном случае действуют процессы, происходящие внутри Солнца. В таком случае можно предположить лишь наличие твердотельного внутреннего вращения, что может быть подходящей причиной геометрической сплюснутости, причем она намного предпочтительнее, чем, например, сильнейшее внутреннее магнитное поле. Недавно предложен новый метод измерений дифференциального вращения и характеристик конвективной оболочки до глубины 20 тыс. км ниже фотосферы. Метод основан на использовании факта существования в конвективной оболочке различных нерадиальных колебаний.

Теоретические дискуссии о динамике внутреннего Солнца будут разрешены со временем. Пока же на эти вопросы нет окончательного ответа, и эта проблема вызывает множество точек зрения по теории солнечного и звездного вращения.

Рейтинг
( 2 оценки, среднее 4.5 из 5 )
Понравилась статья? Поделиться с друзьями: