Преминаването на светлина от звездите през слънчевата корона. Мистерията на слънчевата корона. Местоположението на слънцето в галактиката

Има висока температура. На повърхността е около 5500 градуса по Целзий. Слънцето има атмосфера, наречена корона. Тази зона се състои от прегрят газ - плазма. Температурата му достига над 3 милиона градуса. И учените се опитват да разберат защо външният слой на слънцето е толкова по-горещ от всичко, което се намира под него.

Проблемът, който обърква учените, е доста прост. Тъй като източникът на енергия е в центъра на слънцето, тялото му трябва да става все по-хладно, когато се отдалечава от центъра. Но наблюденията показват друго. И досега учените не могат да обяснят защо слънчевата корона е по-гореща от другите й слоеве.

Стара мистерия

Въпреки температурата си, слънчевата корона обикновено не се вижда от земния наблюдател. Това се дължи на интензивната яркост на останалата част от Слънцето. Дори сложни 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 предсказуеми събития, които очароват хората от хилядолетия. Завършено е.

През 1869 г. астрономите се възползвали от такова затъмнение, за да проучат външния слой на слънцето, който внезапно бил разкрит за наблюдение. Те насочиха спектрометрите към Слънцето, за да изследват неуловимия материал в короната. Изследователите откриха непозната зелена линия в спектъра на короната. Неизвестното вещество е наречено корониум. Въпреки това, седемдесет години по-късно учените осъзнават, че става дума за познат елемент - желязо. Но загрят до безпрецедентни милиони градуса.

Една ранна теория казва, че акустичните вълни (представете си, че слънчевият материал се свива и разширява като акордеон) може да са отговорни за температурата на короната. В много отношения това е подобно на това как вълна хвърля водни капчици с висока скорост на брега. Но слънчевите сонди не успяха да намерят вълни със силата да обяснят наблюдаваната коронална температура.

В продължение на близо 150 години тази мистерия е една от най-малките, но интересни мистерии на науката, но учените са уверени, че познанията им за температурата както на повърхността, така и в короната са достатъчно верни.

Магнитното поле на слънцето: как работи?

Част от проблема е, че не разбираме много от малките събития, които се случват на слънцето. Знаем как върши работата си по затопляне на нашата планета. Но моделите 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 проучим подробно.

Отговорът на повечето въпроси за слънцето в наши дни се свежда до факта, 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 голям куп газ и плазма. Земята е по-твърд обект.

Слънцето също се върти. Но тъй като не е твърдо, неговите полюси и екватор се въртят с различни скорости. Материята се движи нагоре и надолу по слоевете на Слънцето, като в тенджера 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 се свързват отново, освобождавайки огромно количество 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, пуснат тази година, тепърва започва своите наблюдения. Той ще продължи работата си до 2025 г. Учените се надяват, че мисията ще даде отговори на много мистериозни въпроси за Слънцето.

Ако откриете грешка, моля, изберете част от текст и натиснете Ctrl + Enter.

Затъмненията са сред най-зрелищните астрономически явления. Никое техническо средство обаче не може да предаде напълно усещанията, възникващи от наблюдателя. И въпреки това, поради несъвършенството на човешкото око, той не вижда всичко наведнъж. Детайлите на тази прекрасна картина, които убягват на окото, могат да бъдат разкрити и уловени само чрез специална фотография и техники за обработка на сигнали. Разнообразието от затъмнения далеч не се ограничава само до явления в системата Слънце-Земя-Луна. Относително близките космически тела редовно хвърлят сенки един върху друг (просто трябва да имате някакъв мощен източник на светлинно излъчване наблизо). 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 най-обикновеният летен ден. Синьо небе, златист пясък, топло нежно море. Но на плажа никой не влезе във водата - публиката се подготвяше за наблюдения. Именно тук стокилометровото петно ​​от лунната сянка трябваше да пресече Черноморието, а продължителността на пълната фаза, според изчисленията, достигна 3 минути 20 секунди. Отличното време отговаряше на дългосрочните данни, но всички гледаха тревожно облака, надвиснал над планините.

Всъщност затъмнението вече беше в ход, но конкретните му фази не бяха особено интересни за никого. Друго нещо е пълната фаза, преди началото на която имаше още половин час. Чисто нов цифров SLR, специално закупен за този повод, беше готов за употреба. Всичко е обмислено до най-малкия детайл, всяко движение е репетирано десетки пъти. Времето нямаше време да се влоши и въпреки това по някаква причина тревожността нарастваше. Може би фактът е, че светлината е забележимо намаляла и рязко по-студена? Но така трябва да бъде с наближаването на пълната фаза. Птиците обаче не могат да разберат това - всички птици, способни да летят, се издигнаха във въздуха и изкрещяха кръгове над главите ни. Вятърът духаше откъм морето. Той ставаше все по-силен с всяка минута и тежката камера започна да трепери на статива, който доскоро изглеждаше толкова надежден.

Няма какво да правя - няколко минути преди изчисления момент, рискувайки да разваля всичко, слязох от пясъчния хълм в подножието му, където храстите гасеха вятъра. Няколко движения и буквално в последния момент техниката се пренастройва. Но какъв е този шум? Кучетата лаят и вият, овцете блеят. Изглежда, че всички животни, способни да издават звуци, го правят като последния път! Светлината затъмнява с всяка секунда. Птиците вече не се виждат в тъмното небе. Всичко отшумява наведнъж. Нишковидният слънчев полумесец осветява морския бряг не по-ярко от пълната луна. Изведнъж и то изгасва. Който го е гледал в последните секунди без тъмен филтър, в първите моменти сигурно нищо не вижда.

Суетното ми вълнение беше заменено от истински шок: затъмнението, за което мечтаех цял живот, вече започна, скъпоценни секунди летят, а аз дори не мога да вдигна глава и да се насладя на най-рядкото зрелище - преди всичко на фотографията! При всяко натискане на бутона фотоапаратът автоматично прави серия от девет кадъра (брекетинг). Още едно. Все повече и повече. Докато камерата щрака спусъка, аз все още се осмелявам да се откъсна и да погледна короната през бинокъл. От черната Луна много дълги лъчи се разпръскват във всички посоки, образувайки перлена корона с жълтеникаво-кремав оттенък, а ярко розови изпъкналости избухват в самия край на диска. Един от тях отлетя необичайно далеч от ръба на луната. Разстилайки се встрани, лъчите на короната постепенно избледняват и се сливат с тъмносиния фон на небето. Ефектът от присъствието е сякаш не стоях на пясъка, а летях в небето. И времето сякаш изчезна...

Изведнъж ярка светлина удари очите - това беше ръбът на Слънцето, който изплува иззад Луната. Колко бързо свърши всичко! Изпъкналостите и лъчите на короната се виждат още няколко секунди и стрелбата продължава до последно. Програмата е завършена! Няколко минути по-късно денят отново пламва. Птиците веднага забравиха страха си от необикновената мимолетна нощ. Но вече дълги години паметта ми пази усещането за абсолютната красота и величие на космоса, чувството за принадлежност към неговите тайни.

Как за първи път е измерена скоростта на светлината

Затъмненията се случват не само в системата Слънце-Земя-Луна. Например, четирите най-големи спътника на Юпитер, открити от Галилео Галилей през 1610 г., изиграха важна роля в развитието на навигацията. В онази епоха, когато все още нямаше точни морски хронометри, беше възможно да се разпознае времето по Гринуич, което беше необходимо за определяне на дължината на кораба, далеч от родните им брегове. Затъмнения на спътници в системата на Юпитер се случват почти всяка нощ, когато единият или другият спътник навлиза в сянката, хвърляна от Юпитер, или се крие от погледа ни зад диска на самата планета. Познавайки предварително изчислените моменти на тези явления от морския алманах и сравнявайки ги с местното време, получено от елементарни астрономически наблюдения, можете да определите своята дължина. През 1676 г. датският астроном Оле Кристенсен Рьомер забелязва, че затъмненията на луните на Юпитер се отклоняват леко от предвидените времена. Юпитерианският часовник или продължи с малко повече от осем минути, след което, след около шест месеца, изостава със същото количество. Рьомер сравнява тези флуктуации с позицията на Юпитер спрямо Земята и стига до заключението, че цялата работа е в забавянето на разпространението на светлината: когато Земята е по-близо до Юпитер, затъмненията на нейните спътници се наблюдават по-рано, когато по-нататък далеч - по-късно. Разликата, която е 16,6 минути, съответства на времето, необходимо на светлината да измине диаметъра на земната орбита. Ето как Рьомер измерва скоростта на светлината за първи път.

Срещи в Небесните възли

По изненадващо съвпадение видимите размери на Луната и Слънцето са почти еднакви. Поради това в редки минути на пълно слънчево затъмнение могат да се видят протуберанца и слънчева корона - най-външните плазмени структури на слънчевата атмосфера, които непрекъснато "отлитат" в космоса. Ако Земята имаше толкова голям спътник, засега никой нямаше да предположи за съществуването им.

Видимите пътища през небето на Слънцето и Луната се пресичат в две точки - възлите, през които Слънцето преминава приблизително веднъж на всеки шест месеца. Точно по това време стават възможни затъмнения. Когато Луната срещне Слънцето в един от възлите, настъпва слънчево затъмнение: върхът на конуса на лунната сянка, прилегнал към повърхността на Земята, образува овално сенчево петно, което се движи с висока скорост по земната повърхност . Само хората, попаднали в него, ще видят лунния диск, който напълно припокрива слънчевия. За наблюдателя на пълната фазова лента затъмнението ще бъде частично. Освен това в далечината може дори да не се забележи - в края на краищата, когато по-малко от 80-90% от слънчевия диск е покрит, намаляването на осветеността е почти незабележимо за окото.

Пропускателната способност на пълната фаза зависи от разстоянието до Луната, което поради елиптичността на нейната орбита варира от 363 до 405 хиляди километра. На максимално разстояние конусът на лунната сянка пада малко по-малко от земната повърхност. В този случай видимите размери на Луната се оказват малко по-малки от Слънцето и вместо пълно затъмнение се получава пръстеновидно затъмнение: дори в максималната фаза около Луната остава ярък ръб на слънчевата фотосфера, предотвратявайки виждането на короната. Астрономите, разбира се, се интересуват преди всичко от пълните затъмнения, при които небето потъмнява достатъчно, за да се наблюдава сияйна 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 възел, противоположен на мястото, където е Слънцето, и попада в конуса на сянката, хвърлена от Земята. В сянката няма пряка слънчева светлина, но светлината, пречупена в земната атмосфера, все още удря повърхността на луната. Обикновено го боядисва в червеникаво (а понякога и кафеникаво-зеленикаво) поради факта, че във въздуха дълговълновата (червена) радиация се абсорбира по-малко от късовълновата (синя) радиация. Човек може да си представи до какъв ужас доведе примитивен човеквнезапно потъмнелия зловещо червен диск на луната! Какво можем да кажем за слънчевите затъмнения, когато дневната светлина, основното божество за много народи, изведнъж започна да изчезва от небето?

Не е изненадващо, че търсенето на модели в графика на затъмнението се превърна в един от първите трудни астрономически проблеми. Асирийски клинописни таблички, датиращи от 1400-900 г. пр. н. е д., съдържат данни за систематични наблюдения на затъмнения в ерата 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 – по формата на сянката, пълзяща по луната, те стигнаха до извода, че Земята е сферична и че слънцето е много по-голямо от нея.

Как се определят масите на другите звезди

Александър Сергеев

Шестстотин "източника"

С отдалечаване от Слънцето външната корона постепенно затъмнява. Там, където на снимките 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 снима короната по цялата й дължина от ръба на слънчевия диск до сливането с фона на небето, защото е добре известно, че динамичният диапазон на фотографските матрици и емулсии е хиляди пъти по-малък. Но снимките, с които е илюстрирана тази статия, доказват обратното. Проблемът има решение! Само трябва да отидете до резултата не преди време, а заобикаляйки: вместо един „идеален“ кадър, трябва да направите серия от снимки с различни експозиции. Различни изображения ще разкрият области на короната на различни разстояния от Слънцето.

Такива изображения първо се обработват отделно, а след това се комбинират помежду си според детайлите на коронните лъчи (невъзможно е да се комбинират изображенията на Луната, тъй като тя се движи бързо спрямо Слънцето). Цифровата обработка на снимки не е толкова лесна, колкото изглежда. Нашият опит обаче показва, че всякакви изображения на едно затъмнение могат да бъдат събрани. Широкоъгълен с телефото, ниска и дълга експозиция, професионален и любител. Тези изображения показват частици от труда на двадесет и пет наблюдатели, които заснеха затъмнението през 2006 г. в Турция, Кавказ и Астрахан.

Шестстотин оригинални изображения, претърпели много трансформации, се превърнаха само в няколко отделни изображения, но какъв вид! Сега те имат всички най-малки детайли на короната и изпъкналостите, хромосферата на Слънцето и звездите до девета величина. Такива звезди се виждат дори през нощта само с добър бинокъл. Лъчите на короната "работиха" до рекордните 13 радиуса на слънчевия диск. И още цвят! Всичко, което може да се види в крайните изображения, има реален цвят, който съвпада с визуалните усещания. И това се постига 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 един и половина метър без загуба на детайлност.

Как се усъвършенстват орбитите на астероидите

Затъмняващите променливи звезди се наричат ​​близки двоични системи, в които две звезди се въртят около общ център на масата, така че орбитата е обърната към нас. Тогава двете звезди редовно се затъмняват една друга и земният наблюдател вижда периодични промени в общата им яркост. Най-известната затъмняваща променлива звезда е Алгол (Бета Персей). Периодът на циркулация в тази система е 2 дни 20 часа и 49 минути. През това време на кривата на светлината се наблюдават два минимума. Едната е дълбока, когато малката, но гореща бяла звезда Алгол А е напълно скрита зад тъмния червен гигант Алгол Б. По това време комбинираната яркост на двоичния файл 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 неговия блясък. Внимателното проучване на кривата на светлината ви позволява да научите много важна информация за звездната система: размерът и осветеността на всяка от двете звезди, степента на удължаване на техните орбити, отклонението на формата на звездите от сферичната. под влияние на приливните сили и най-важното - масата на звездите. Без тази информация би било трудно да се създаде и тества съвременна 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 малко тъмно петънце на Венера почти нямаше ефект върху яркостта на Слънцето. Но ако на негово място беше газов гигант от типа Юпитер, той би закрил около 1% от площта на слънчевия диск и ще намали яркостта му със същото количество. Това вече може да се регистрира със съвременни инструменти и днес вече има случаи на такива наблюдения. А някои от тях са направени от любители на астрономията. Всъщност "екзопланетарните" затъмнения са единственият начин, достъпен за любители да наблюдават планети близо до други звезди.

Александър Сергеев

Панорама с лунна сянка

Необикновената красота на слънчевото затъмнение не се ограничава само до искрящата корона. В крайна сметка има и светещ пръстен по целия хоризонт, който създава уникално осветление в момента на пълната фаза, сякаш залезът настъпва веднага от всички посоки на света. Малцина успяват да откъснат поглед от короната и да погледнат невероятните цветове на морето и планините. И тук на помощ идва панорамната фотография. Няколко кадъра, съединени заедно, ще покажат всичко, което е убягнало от погледа или не е гравирано в паметта.

Панорамният кадър в тази статия е специален. Хоризонталното му покритие е 340 градуса (почти цял кръг), а вертикално - почти до зенита. Само на него по-късно разгледахме перистите облаци, което почти развали наблюденията ни - те винаги са към смяна на времето. Всъщност дъждът започна в рамките на един час след като Луната напусна слънчевия диск. Следите на двата самолета, видими на снимката, всъщност не завършват в небето, а просто отиват в лунната сянка и поради това стават невидими. Вдясно в панорамата затъмнението е в разгара си, а в левия край на изображението пълната фаза току-що е приключила.

Меркурий се намира вдясно и под короната - той никога не се отдалечава от Слънцето и не всеки може да го види. Венера свети още по-ниско, а Марс е от другата страна на Слънцето. Всички планети са разположени по една линия - еклиптиката - проекцията върху небето на равнината, близо до която се въртят всички планети. Само по време на затъмнение (а също и от космоса) може да се види нашата планетарна система, заобикаляща Слънцето, от един ръб. 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 (видими при увеличение). Стотици хора, които са наблюдавали затъмнението през март 2006 г., сега смятат, че са видели всичко със собствените си очи. Но панорамната снимка им помогна – вече е пусната в интернет.

Как трябва да правите снимки?

На 29 март 2006 г. в село Кемер на брега на Средиземно море на Турция, в очакване на началото на пълно затъмнение, опитни наблюдатели споделиха своите тайни с начинаещи. Най-важното нещо за eclipse е да не забравяте да отворите лещите. Това не е шега, случва се. Също така, не се дублирайте, като правите едни и същи рамки. Нека всеки снима какво точно с неговата техника може да се получи по-добре от другите. За наблюдатели, въоръжени с широкоъгълни камери, основната цел е външната корона. Трябва да се опитаме да направим серия от нейни кадри с различни скорости на затвора. Собствениците на телефото 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 за работа с друго оборудване. И след това жалбата беше изслушана. 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 все още е много, много далеч от първоначалните изображения до детайлното изображение на цялата корона. Дните, когато всяка остра снимка на затъмнение се смяташе за шедьовър и крайният резултат от наблюденията, безвъзвратно отминаха. След завръщането си вкъщи се очакваше всички да работят пред компютъра.

Активно слънце

Слънцето, подобно на други подобни на него звезди, се отличава с периодично напредващи 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, при които част от топлинната енергия на плазмата се превръща в енергията на магнитното поле и в кинетичната енергия на движението на отделни плазмени потоци. Слънчевите петна са по-студени заобикаляща средаи изглеждат тъмни на фона на по-ярка фотосфера - слоят на слънчевата атмосфера, от който идва към нас повечето отВидима светлина. Около слънчевите петна и в целия активен регион, атмосферата, допълнително нагрята от енергията на затихналите магнитни полета, става по-ярка и структури, наречени факли (видими в бяла светлина) и флокули (наблюдавани в монохроматична светлина на отделни спектрални линии, например, водород), възникват.

Над фотосферата са разположени по-разредени слоеве от слънчевата атмосфера с дебелина 10-20 хиляди километра, наречени хромосфера, а над нея короната се простира на много милиони километри. Разширени облаци често се появяват над групи от слънчеви петна, а понякога и далеч от тях - изпъкналости, които са ясно видими по време на фазата на пълното затъмнение на ръба на слънчевия диск под формата на ярко розови дъги и изхвърляния. Короната е най-разредената и много гореща част от слънчевата атмосфера, която сякаш се изпарява в околното пространство, образувайки непрекъснат поток от плазма, отдалечаваща се от Слънцето, наречен слънчев вятър. Именно той придава на слънчевата корона сияен вид, който оправдава името му.

От движението на материята в опашките на кометите се оказа, че скоростта на слънчевия вятър постепенно нараства с разстоянието от Слънцето. След като се отдалечи от звездата с една астрономическа единица (стойността на радиуса на земната орбита), слънчевият вятър "лети" със скорост 300-400 km / s с концентрация на частици 1-10 протона на кубичен сантиметър . Срещайки по пътя си препятствия под формата на планетарни магнитосфери, потокът на слънчевия вятър образува ударни вълни, които въздействат върху 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 плазмените експлозии, наречени слънчеви изригвания... Те са придружени от силно йонизиращо лъчение, както и мощни изхвърляния на гореща плазма. Преминавайки през короната, плазмените потоци забележимо влияят на нейната структура. В него например се образуват шлемови образувания, които се превръщат в дълги лъчи. Всъщност това са удължени тръби с магнитни полета, по които потоци от заредени частици (главно енергийни протони и електрони) се разпространяват с висока скорост. Всъщност видимата структура на слънчевата корона отразява интензитета, състава, структурата, посоката на движение и други характеристики на слънчевия вятър, който постоянно влияе на нашата Земя. В моменти на изригвания скоростта му може да достигне 600-700, а понякога и повече от 1000 км/сек.

В миналото короната се е наблюдавала само по време на пълно слънчево затъмнение и изключително близо до Слънцето. Общо се натрупа около час наблюдения. С изобретяването на коронографа с екстра-затъмнение (специален телескоп, в който е подредено изкуствено затъмнение), стана възможно постоянно да се наблюдават вътрешните области на короната от Земята. Също така винаги е възможно да се регистрира радиоизлъчване от короната, дори през облаци и на големи разстояния от Слънцето. Но в оптичния обхват външните области на короната все още се виждат от Земята само в пълната фаза на слънчево затъмнение.

С развитието на извънатмосферни методи за изследване стана възможно директно да се получи изображение на цялата корона в ултравиолетови и рентгенови лъчи. Най-впечатляващите изображения редовно се получават от базираната в космоса слънчева орбитална хелиосферна обсерватория SOHO, стартирана в края на 1995 г. съвместно от Европейската космическа агенция и НАСА. На изображенията от SOHO коронните лъчи са много дълги и се виждат много звезди. Но в средата, в областта на вътрешната и средната корона, няма изображение. Изкуствената "луна" в коронографа е твърде голяма и затъмнява много повече от истинската. Но не може да бъде иначе - Слънцето грее твърде ярко. Така че сателитните изображения не заменят 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 пълното затъмнение от 2006 г., бяха събрани и поставени на мястото на луната. Сега можем да видим кои активни области в атмосферата на най-близката звезда са свързани с определени характеристики в нейната корона. Може да изглежда, че някои "куполи" и зони на турбуленция в короната не са причинени от нищо, но в действителност техните източници просто са 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 основно у нас. В следобедните часове 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 по федералната магистрала М52. Между другото, в Горно-Алтайск това ще бъде второто затъмнение за повече от две години - именно в този град се пресичат ивиците на затъмненията от 2006 и 2008 г. По време на затъмнение височината на Слънцето над хоризонта ще бъде 30 градуса: това е достатъчно за снимане на короната и идеално за панорамна фотография. Времето в Сибир по това време обикновено е добро. Още не е късно да си приготвите няколко камери и да купите самолетен билет.

Това затъмнение не може да бъде пропуснато по никакъв начин. Следване пълно затъмнениеще се види в Китай през 2009 г., а след това добри условия за наблюдение ще се развият само в Съединените щати през 2017 и 2024 г. В Русия прекъсването ще продължи почти половин век - до 20 април 2061 г.

Ако се замислите, ето един добър съвет за вас: 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 и тези, които са останали вкъщи, благодарение на вас, ще видят затъмнение на Слънцето - звезда, увенчана с корона.

Още тази събота, 11 август 2018 г., нова мисия за изследване на Слънцето - Parker Solar Probe (или слънчева сонда "Parker") ще отиде в космоса. След няколко години устройството ще се приближи до Слънцето толкова близо, колкото никой друг обект, създаден от човека, не е успял да направи. Редакционен персонал N + 1С помощта на Сергей Богачев, главен изследовател в Лабораторията по рентгенова астрономия на Слънцето на ФИАН, тя реши да разбере защо учените изпращат апарата на толкова горещо място и какви резултати се очакват от него.

Когато гледаме нощното небе, виждаме огромен брой звезди - най-многобройната категория обекти във Вселената, достъпни за наблюдения от Земята. Именно тези огромни блестящи газови топки произвеждат много химични елементипо-тежък от водород и хелий, без които нашата планета не би съществувала, и целият живот на нея, и ние самите.

Звездите са разположени на големи разстояния от Земята - разстоянието до най-близката от тях, Проксима Кентавър, се оценява на няколко светлинни години. Но има една звезда, чиято светлина достига до нас само осем минути - това е нашето Слънце и наблюденията върху него ни помагат да научим повече за другите звезди във Вселената.

Слънцето е много по-близо до нас, отколкото изглежда на пръв поглед. В известен смисъл Земята е вътре в Слънцето – постоянно се измива от потока на слънчевия вятър, излъчващ се от короната – външната част на атмосферата на звездата. Именно потоците от частици и радиация от Слънцето управляват „космическото време“ в близост до планетите. Появата на полярни сияния и смущения в магнитосферите на планетите зависи от тези потоци, а слънчевите изригвания и изхвърлянето на коронална маса деактивират спътниците, влияят върху еволюцията на формите на живот на Земята и определят радиационното натоварване при пилотирани космически мисии. Освен това подобни процеси протичат не само в Слънчевата система, но и в други планетни системи. Следователно разбирането на процесите в слънчевата корона и вътрешната хелиосфера ни позволява да се ориентираме по-добре в особеностите на поведението на плазмения „океан“, заобикалящ Земята.

Структурата на слънцето

Wikimedia Commons

„Поради отдалечеността на Слънцето, ние получаваме почти цялата информация за него чрез излъчването, което генерира. Дори някои прости параметри, като температурата, която на Земята може да бъде измерена с обикновен термометър, за Слънцето и звездите се определят по много по-сложен начин – от спектъра на тяхното излъчване. Това важи и за по-сложни характеристики, като магнитното поле. Магнитното поле може да повлияе на радиационния спектър, като раздели линиите в него - това е така нареченият ефект на Зееман. И именно поради факта, че полето променя спектъра на излъчването на звездата, ние сме в състояние да го регистрираме. Ако такова влияние не съществуваше в природата, тогава нямаше да знаем нищо за магнитното поле на звездите, тъй като няма начин да летим директно до звездата “, казва Сергей Богачев.

„Но този метод също има ограничения - вземете само факта, че отсъствието на радиация ни лишава от информация. Ако говорим за Слънцето, тогава слънчевият вятър не излъчва светлина, така че няма начин да се определи дистанционно неговата температура, плътност и други свойства. Не излъчва светлина и магнитно поле. Да, в долните слоеве на слънчевата атмосфера магнитните тръби са пълни със светеща плазма и това прави възможно измерването на магнитното поле близо до повърхността на Слънцето. Въпреки това, дори на разстояние от един радиус на Слънцето от неговата повърхност, подобни измервания са невъзможни. И има доста такива примери. Как да бъдем в такава ситуация? Отговорът е много прост: необходимо е да се пуснат сонди, които да летят директно към Слънцето, да се потопят в атмосферата му и в слънчевия вятър и да правят измервания директно на място. Такива проекти са широко разпространени, макар и по-малко известни от тези на космическите телескопи, които правят отдалечени наблюдения и доставят много по-зрелищни данни (като снимки), отколкото сонди, които носят скучни потоци от числа и графики. Но ако говорим за наука, тогава, разбира се, малко дистанционно наблюдение може да се сравни по сила и убедителност с изследването на обект, който е наблизо “, продължава Богачев.

Загадките на слънцето

Наблюденията на Слънцето са извършени в Древна Гърцияи в Древен Египети през последните 70 години повече от дузина космически спътници, междупланетни станции и телескопи, вариращи от Спутник-2 и завършвайки с космически обсерватории, работещи днес, като SDO, SOHO или STEREO, са следвали отблизо (и следват) поведение на най-близките до нас звезди и околностите. Въпреки това астрономите все още имат много въпроси, свързани със структурата на слънцето и неговата динамика.

Например, повече от 30 години учените са изправени пред проблема за слънчевите неутрино, който се състои в липсата на регистрирани електронни неутрино, произведени в ядрото на Слънцето в резултат на ядрени реакции, в сравнение с техния теоретично предвиден брой . Друга мистерия е свързана с необичайното нагряване на короната. Този най-външен слой на атмосферата на звездата има температура над един милион градуса по Келвин, докато видимата повърхност на Слънцето (фотосферата), върху която са разположени хромосферата и короната, се нагрява само до шест хиляди градуса по Келвин. Това изглежда странно, защото логично външните слоеве на звездата трябва да са по-студени. Директният топлообмен между фотосферата и короната е недостатъчен за осигуряване на такива температури, което означава, че тук работят други механизми за нагряване на короната.

Корона на Слънцето по време на пълно слънчево затъмнение през август 2017 г.

Центърът за космически полети Годард на НАСА / Gopalswamy

Има две основни теории за обяснение на тази аномалия. Според първата магнитоакустичните вълни и вълните на Алфен са отговорни за преноса на топлина от конвективната зона и фотосферата на Слънцето към хромосферата и короната, които, разсейвайки се в короната, повишават температурата на плазмата. Тази версия обаче има редица недостатъци, например магнитоакустичните вълни не могат да осигурят прехвърлянето на достатъчно голямо количество енергия в короната поради разсейване и отражение обратно във фотосферата, а вълните на Алфвен сравнително бавно преобразуват енергията си в топлинна енергия на плазмата. Освен това дълго време просто нямаше преки доказателства за разпространение на вълните през слънчевата корона - едва през 1997 г. космическата обсерватория SOHO за първи път регистрира магнитоакустични слънчеви вълни с честота от един милихерц, които осигуряват само десет процента от енергия, необходима за нагряване на короната до наблюдаваните температури.

Втората теория свързва аномалното нагряване на короната с постоянно възникващи микроизблици, възникващи от непрекъснатото повторно свързване на магнитните линии в локалните области на магнитното поле във фотосферата. Тази идея е предложена през 80-те години на миналия век от американския астроном Юджийн Паркър, чието име е сондата и който също е предсказал присъствието на слънчевия вятър - поток от високоенергийни заредени частици, непрекъснато излъчвани от Слънцето. Теорията за микроизригвания обаче все още не е потвърдена. Възможно е и двата механизма да работят на Слънцето, но това трябва да се докаже и за това е необходимо да се излети до Слънцето на достатъчно близко разстояние.

Друга тайна на Слънцето е свързана с короната – механизмът на образуване на слънчевия вятър, който изпълва цялата слънчева система. Именно от него зависят явления в космическото време като полярното сияние или магнитните бури. Астрономите се интересуват от механизмите на появата и ускоряването на бавния слънчев вятър, който се ражда в короната, както и от ролята на магнитните полета в тези процеси. Тук също има няколко теории, както с доказателства, така и с недостатъци и се очаква сондата Parker да помогне да се постави точката върху i.

„Като цяло в момента има добре разработени модели на слънчевия вятър, които предсказват как характеристиките му трябва да се променят с разстоянието от Слънцето. Точността на тези модели е доста висока на разстояния от порядъка на орбитата на Земята, но не е ясно колко точно описват слънчевия вятър на близки разстояния от Слънцето. Може би Паркър може да помогне с това. Друг доста интересен въпрос е ускорението на частиците на Слънцето. След изригвания към Земята идват потоци от голям брой ускорени електрони и протони. Не е напълно ясно обаче дали те се ускоряват директно върху Слънцето и след това просто се движат към Земята по инерция, или тези частици допълнително (а може би напълно) се ускоряват по пътя към Земята от междупланетно магнитно поле . Може би, когато данните, събрани от сондата близо до Слънцето, дойдат на Земята, този проблем също може да бъде решен. Има още няколко подобни задачи, чието решение може да бъде напреднало по същия начин - чрез сравняване на аналогични измервания в близост до Слънцето и на нивото на земната орбита. Като цяло точно към такива въпроси е насочена мисията. Можем само да се надяваме, че устройството ще бъде успешно “, казва Сергей Богачев.

Право към ада

Сондата Parker ще бъде изстреляна на 11 август 2018 г. от стартовата площадка SLC-37 в базата на ВВС на САЩ в Кейп Канаверал, тя ще бъде изстреляна в космоса от ракетата носител Delta IV Heavy - това е най-мощната ракета в действие , той може да изведе в ниска орбита почти 29 тона товар. Превъзхожда го само по товароподемност, но този носител все още е в етап на тестване. За да стигнете до центъра на Слънчевата система, е необходимо да гасите много високата скорост, която Земята (и всички обекти върху нея) имат спрямо Слънцето - около 30 километра в секунда. В допълнение към мощна ракета, това ще изисква серия от гравитационни маневри близо до Венера.

Според плана процесът на сближаване със Слънцето ще продължи седем години - с всяка нова орбита (общо 24 от тях) апаратът ще се приближава все по-близо до звездата. Първият перихелий ще бъде изминат на 1 ноември, на разстояние от 35 слънчеви радиуса (около 24 милиона километра) от звездата. След това, след поредица от седем гравитационни маневри близо до Венера, устройството ще се приближи до Слънцето на разстояние от около 9-10 слънчеви радиуса (около шест милиона километра) – това ще се случи в средата на декември 2024 година. Това е седем пъти по-близо от перихелия на орбитата на Меркурий, нито един създаден от човека космически кораб не е достигал толкова близо до Слънцето (текущият рекорд принадлежи на космическия кораб Хелиос-В, който се приближи до звездата на 43,5 милиона километра).

Схема на полета до Слънцето и основните работни орбити на сондата.

Основните етапи на работа във всяка от орбитите.

Изборът на такава позиция за наблюдение не е случаен. Според изчисленията на учените, на разстояние десет радиуса от Слънцето се намира точката на Алфвен – област, където слънчевият вятър се ускорява толкова много, че напуска Слънцето, а вълните, разпространяващи се в плазмата, вече не го засягат. Ако сондата може да бъде близо до точката на Алфвен, тогава можем да предположим, че е влязла в слънчевата атмосфера и е докоснала слънцето.

Сондата Parker в сглобено състояние, по време на монтаж на третата степен на ракетата-носител.

„Задачата на сондата е да измерва основните характеристики на слънчевия вятър и слънчевата атмосфера по траекторията му. Научните инструменти на борда не са уникални, нямат рекордни характеристики (с изключение на способността да издържат на потоци слънчева радиация в Перихелий на орбитата). Слънчевата сонда на Паркър е апарат с конвенционални инструменти, но в уникална орбита. Повечето (и може би дори всички научни инструменти) се планира да бъдат изключени във всички части на орбитата, с изключение на перихелий, където апаратът е най-близо до Слънцето. В известен смисъл такава научна програма допълнително подчертава, че основната мисия е да изучава слънчевия вятър и слънчевата атмосфера. Когато космическият кораб се отдалечи от перихелий, данните от същите инструменти ще се превърнат в обикновени данни и за запазване на ресурса от научни инструменти те просто ще бъдат превключени във фонов режим до следващия подход. дадена траектория и възможност за да живеем от него за даден момент – това са факторите, от които преди всичко ще зависи успехът на мисията“, казва Сергей Богачев.

Устройството на термощита "Parker".

Грег Стенли / Университет Джон Хопкинс

Изглед на топлинния щит на етапа на монтаж върху сондата.

НАСА / Джон Хопкинс APL / Ед Уитман

Сонда Parker с монтиран топлинен щит.

НАСА / Джон Хопкинс APL / Ед Уитман

За да оцелее близо до звездата, сондата е оборудвана с топлинен щит, който действа като "чадър" за всички научни инструменти. Предната част на щита ще издържа на температури над 1400 градуса по Целзий, докато температурата отзад, където са разположени научните инструменти, не трябва да надвишава тридесет градуса по Целзий. Тази температурна разлика се осигурява от специалния дизайн на този „слънчев чадър“. С обща дебелина от само 11,5 сантиметра, той се състои от два панела, изработени от карбон-графитен композит, между които има слой въглеродна пяна. Предната част на щита има защитно покритие и бял керамичен слой, който увеличава отразяващата му способност.

В допълнение към щита, охладителната система е проектирана да реши проблема с прегряването, като използва 3,7 литра дейонизирана вода под налягане като хладилен агент. Електрическото окабеляване на устройството е направено от високотемпературни материали като сапфирови тръби и ниобий, а при приближаване до Слънцето слънчевите панели ще бъдат отстранени под топлинен щит. В допълнение към силната топлина, инженерите на мисията ще трябва да отчитат силното светлинно налягане от Слънцето, което ще наруши правилната ориентация на сондата. За да се улесни тази работа, сензори за слънчева светлина са инсталирани на сондата на различни места, които помагат да се следи защитата на научното оборудване от влиянието на слънцето.

Инструменти

Почти всички научни инструменти на сондата са "заточени" за изследване на електромагнитните полета и свойствата на заобикалящата ги слънчева плазма. Единственото изключение е оптичен телескоп WISPR (Wide-field Imager for Solar PRobe), чиято задача ще бъде да получи изображения на слънчевата корона и слънчевия вятър, вътрешната хелиосфера, ударните вълни и всякакви други структури, наблюдавани от апарата.

Нашето Слънце е наистина уникална звезда, дори само защото блясъкът му позволи да се създадат условия, подходящи за живот на нашата планета Земя, която или по удивително стечение на обстоятелствата, или по брилянтен план на Бог се намира на идеално разстояние от слънце. От древни времена Слънцето беше под внимателното внимание на човека и ако в древни времена жреците, шаманите, друидите почитаха нашето светило като божество (във всички езически култове имаше слънчеви богове), сега Слънцето се изучава активно от учени: астрономи, физици, астрофизици. Каква е структурата на Слънцето, какви са неговите характеристики, неговата възраст и местоположение в нашата галактика, прочетете за всичко това по-нататък.

Местоположението на слънцето в галактиката

Въпреки огромния си размер спрямо нашата планета (и други планети) в галактически мащаб, Слънцето е далеч от най-голямата звезда, но много малко, има звезди, много по-големи от Слънцето. Затова астрономите класифицират нашата звезда като жълто джудже.

Що се отнася до местоположението на Слънцето в галактиката (както и цялата ни слънчева система), то се намира в галактиката Млечния път, по-близо до ръба на ръкава на Орион. Разстоянието от центъра на галактиката е 7,5-8,5 хиляди парсека. Казано по-просто, аз и вие не сме в покрайнините на галактиката, но сме и относително далече от центъра - един вид "спяща галактическа зона", не в покрайнините, но не и в центъра.

Ето как изглежда местоположението на Слънцето на галактическата карта.

Характеристики на Слънцето

Според астрономическата класификация на небесните обекти Слънцето е звезда от клас G, по-ярка от 85% от другите звезди в галактиката, много от които са червени джуджета. Диаметърът на Слънцето е 696342 km, а масата му е 1,988 x 1030 kg. Ако сравним Слънцето със Земята, тогава то е 109 пъти по-голямо от нашата планета и 333 000 пъти по-масивно.

Сравнителни размери на Слънцето и планетите.

Въпреки че Слънцето ни изглежда жълто, истинският му цвят е бял. Видимостта на жълтото се създава от атмосферата на светилото.

Температурата на Слънцето е 5778 градуса по Келвин в горните слоеве, но когато се приближи до ядрото, тя се издига още повече и ядрото на Слънцето е невероятно горещо - 15,7 милиона градуса по Келвин

Също така Слънцето има силен магнетизъм, на повърхността му има северен и южен магнитен полюс и магнитни линии, които се коригират на всеки 11 години. По време на такива пренареждания се получават интензивни слънчеви емисии. Също така, магнитното поле на Слънцето влияе върху магнитното поле на Земята.

Структурата и съставът на слънцето

Нашето Слънце се състои главно от два елемента: (74,9%) и хелий (23,8%). В допълнение към тях присъства в малки количества: (1%), въглерод (0,3%), неон (0,2%) и желязо (0,2%). Вътре Слънцето е разделено на слоеве:

• ядро,
• радиационни и конвективни зони,
• фотосфера,
• атмосфера.

Ядрото на Слънцето има най-висока плътност и заема около 25% от общия слънчев обем.

Структурата на слънцето е схематична.

Именно в слънчевото ядро ​​се генерира топлинна енергия чрез ядрен синтез, който превръща водорода в хелий. Всъщност ядрото е един вид соларен двигател, благодарение на него нашата звезда излъчва топлина и загрява всички ни.

Защо грее слънцето?

Точно същото сияние на Слънцето се получава поради неуморната работа на слънчевото ядро ​​или по-скоро термоядрена реакция, която непрекъснато протича в него. Изгарянето на Слънцето възниква поради превръщането на водорода в хелий, това е онази вечна термоядрена реакция, която постоянно захранва нашата звезда.

Слънчеви петна

Да, има петна и на Слънцето. Слънчевите петна са по-тъмни зони на слънчевата повърхност и са по-тъмни, защото температурата им е по-ниска от температурата на заобикалящата слънчева фотосфера. Самите слънчеви петна се образуват под въздействието на магнитни линии и тяхното пренастройване.

слънчев вятър

Слънчевият вятър е непрекъснат поток от плазма, излъчвана от слънчевата атмосфера и изпълваща цялата слънчева система. Слънчевият вятър се образува поради факта, че поради високата температура в слънчевата корона, горните слоеве не могат да балансират с налягането в самата корона. Поради това има периодично излъчване на слънчева плазма в околното пространство. На нашия уебсайт има цяла отделна статия за явлението.

Слънчевото затъмнение е рядко астрономическо явление, при което Луната е Слънце, изцяло или частично.

Схематично слънчево затъмнение изглежда така.

Еволюцията на Слънцето и неговото бъдеще

Учените смятат, че възрастта на нашата звезда е 4,57 милиарда години. По това далечно време той се е образувал от част от молекулярния облак, представен от хелий и водород.

Как се роди слънцето? Според една от хипотезите, молекулярният облак хелий-водород, поради ъгловия импулс, започва да се върти и в същото време започва да се нагрява интензивно с увеличаване на вътрешното налягане. В същото време по-голямата част от масата беше концентрирана в центъра и се превърна в самото слънце. Силният и натиск доведе до увеличаване на топлината и ядрения синтез, благодарение на което работят както Слънцето, така и другите звезди.

Ето как изглежда еволюцията на една звезда, включително Слънцето. Според тази схема нашето Слънце в момента е във фаза на малка звезда, а сегашната слънчева възраст е в средата на тази фаза. След около 4 милиарда години Слънцето ще се превърне в червен гигант, ще се разшири още повече и ще унищожи Венера, а вероятно и нашата Земя. Ако Земята като планета все още оцелее, тогава животът на нея по това време все още ще бъде невъзможен. Тъй като след 2 милиарда години сиянието на Слънцето ще се увеличи толкова много, че всички земни океани просто ще изпарят, Земята ще бъде изпепелена и ще се превърне в непрекъсната пустиня, температурата на земната повърхност ще бъде 70 C и ако животът е възможно, тогава само дълбоко под земята. Следователно имаме още около милиард години, за да намерим ново убежище за човечеството в много далечно бъдеще.

Но обратно към Слънцето, превърнало се в червен гигант, то ще остане в това състояние около 120 милиона години, след което ще започне процесът на намаляване на неговия размер и температура. И когато остатъците от хелий в ядрото му бъдат изгорени в постоянна пещ на термоядрени реакции, Слънцето ще загуби своята стабилност и ще експлодира, превръщайки се в планетарна мъглявина. Земята на този етап, както и съседната, най-вероятно ще бъде унищожена от слънчева експлозия.

След още 500 милиона години от слънчевата мъглявина се образува бяло джудже, което ще съществува още трилион години.

• Вътре в Слънцето могат да бъдат поставени милион Земи или планети с размерите на нашите.
• Формата на слънцето образува почти перфектна сфера.
• 8 минути и 20 секунди - през това време слънчевият лъч достига до нас от своя източник, въпреки факта, че Земята е на 150 милиона км от Слънцето.
• Самата дума "Слънце" идва от староанглийската дума, означаваща "Юг" - "Юг".
• И имаме лоши новини за вас, в бъдеще Слънцето ще изпепели Земята, а след това напълно ще я унищожи. Това обаче няма да се случи по-рано от 2 милиарда години.

Слънце, видео

И в заключение, интересен научен документален филм от Discovery Channel – „Какво крие слънцето“.

При написването на статията се опитах да я направя възможно най-интересна, полезна и качествена. Ще съм благодарен за всяка обратна връзка и градивна критикапод формата на коментари към статията. Също така, можете да напишете вашето желание / въпрос / предложение на моята поща [защитен с имейл]или Facebook, искрено авторът.