Спектр і спектральний аналіз

[ виправити ] текст може містити помилки, будь ласка перевіряйте перш ніж використовувати.


Нажми чтобы узнать.
скачати

Спектр і спектральний аналіз

Дисперсія
У 1666 році Ісаак Ньютон, звернувши увагу на райдужну забарвлення зображень зірок в телескопі, поставив досвід, у результаті якого відкрив дисперсію світла і створив новий прилад - спектроскоп. Ньютон направив пучок світла на призму, а потім для отримання більш насиченою смуги замінив круглий отвір на щілисте. Дисперсія - залежність показника заломлення речовини від довжини хвилі світла. Завдяки дисперсії білий світ розкладається в спектр при проходженні через скляну призму. Тому такий спектр називають дисперсійним.
Призма як спектральний прилад
У телескопах для отримання спектру використовують спеціальні прилади - спектрографи, що встановлюються за фокусом об'єктива телескопа. У минулому всі спектрографи були призматичними, але тепер замість призми в них використовують дифракційну решітку, яка також розкладає біле світло в спектр, його називають дифракційним спектром.
На компакт-диску нанесено настільки багато борозенок, що він діє як дифракційна решітка.
Спектральний аналіз
Випромінювання абсолютно чорного тіла, проходячи через молекулярне хмара, набуває лінії поглинання з своєму спектрі. У хмари також можна спостерігати Емісіонная спектр. Розкладання електромагнітного випромінювання по довжинах хвиль з метою їх вивчення називається спектроскопією. Аналіз спектрів - основний метод вивчення астрономічних об'єктів, застосовуваний в астрофізиці.
Спостережувані спектри діляться на три класи:
лінійчатий спектр випромінювання. Нагрітий розріджений газ випускає яскраві емісійні лінії;
безперервний спектр. Такий спектр дають тверді тіла, рідини або щільний непрозорий газ в нагрітому стані. Довжина хвилі, на яку припадає максимум випромінювання, залежить від температури;
лінійчатий спектр поглинання. На тлі безперервного спектру помітні темні лінії поглинання. Лінії поглинання утворюються, коли випромінювання від більш гарячого тіла, що має безперервний спектр, проходить через холодну розріджену середу.
Вивчення спектрів дає інформацію про температуру, швидкості, тиску, хімічний склад і про інші найважливіші властивості астрономічних об'єктів. Історія спектрального аналізу почалася в 1802 році, коли англієць Волланстон, спостерігаючи спектр Сонця, вперше побачив темні лінії поглинання. Він не зміг пояснити їх і не надав своєму відкриттю особливого значення.
Атом водню
У 1814 році німецький фізик Фраунгофер знов виявив у сонячному спектрі темні лінії поглинання і вірно зміг пояснити їх появу. З тих пір їх називають лініями Фраунгофера. У 1868 році в спектрі Сонця були виявлені лінії невідомого елемента, названого гелієм (грец. helios «Сонце»). Через 27 років невелика кількість цього газу виявилось і в земній атмосфері. Сьогодні відомо, що гелій - другий за поширеністю елемент у Всесвіті. У 1918-1924 роках вийшов у світ каталог Генрі Дрепер, що містить класифікацію спектрів 225 330 зірок. Цей каталог став основою для Гарвардської класифікації зірок. У спектрах більшості астрономічних об'єктів спостерігаються лінії водню, що виникають при переході на перший енергетичний рівень. Це серія Лаймана, яка спостерігається в ультрафіолеті; окремі лінії серії мають позначення Lα (λ = 121,6 нм), Lβ (λ = 102,6 нм), Lγ (λ = 97,2 нм) і так далі. У видимій області спектра спостерігаються лінії водню серії Бальмера. Це лінії Hα (λ = 656,3 нм) червоного, Hβ (λ = 486,1 нм) блакитного, Hγ (λ = 434,0 нм) синього і Hδ (λ = 410,2 нм) фіолетового кольору. Лінії водню спостерігаються і в інфрачервоній частині спектру - серії Пашена, Бреккета та інші, більш далекі.
Спектральні серії в спектрі водню
Майже всі зірки мають лінії поглинання в спектрі. Найбільш інтенсивна лінія гелію розташована в жовтій частині спектру: D3 (λ = 587,6 нм). У спектрах зірок типу Сонця спостерігаються також лінії натрію: D1 (λ = 589,6 нм) і D2 (λ = 589,0 нм), лінії іонізованого кальцію: Н (λ = 396,8 нм) і К (λ = 393, 4 нм). Фотосфери зірочок дають безперервний спектр, пересічений окремими темними лініями, які виникають при проходженні випромінювання через більш холодні шари атмосфери зірки. По спектру поглинання (точніше, за наявності певних ліній у спектрі) можна судити про хімічний склад атмосфери зірки. Яскраві лінії в спектрі показують, що зірка оточена розширюється оболонкою з гарячого газу. У червоних зірок з низькою температурою в спектрі видно широкі смуги молекул окису титану, оксидів. Іонізований міжзоряний газ, нагрітий до високих температур, дає спектри з максимумом випромінювання в ультрафіолетовій області. Незвичайні спектри дають білі карлики. У них лінії поглинання в багато разів ширша, ніж у звичайних зірок і є лінії водню, які відсутні при таких температурах у звичайних зірок. Це пояснюється високим тиском в атмосферах білих карликів.

Ефект Доплера
Досвід Доплера. Нерухомий спостерігач відзначає фальшиві ноти рухається оркестру (див. картинку. Ліворуч). У 1842 році австрійський фізик і астроном Християн Доплер встановив, що довжина хвилі λ, прийнята спостерігачем, пов'язана з довжиною хвилі джерела випромінювання співвідношенням: де V - проекція швидкості джерела на промінь зору. Відкритий ним закон отримав назву закону Доплера.
Поздовжній ефект Доплера. По осі абсцис відкладена швидкість джерела, по осі ординат - спостережувана довжина хвилі. Зсув ліній в спектрі зірки щодо спектру порівняння в червону сторону говорить про те, що зірка віддаляється від нас, зміщення у фіолетову сторону спектра - що зірка наближається до нас. Внаслідок обертання Землі навколо Сонця зі швидкістю V = 30 км / с, лінії в спектрах зірок, що віддаляються від Землі, зміщені в червону сторону на Δλ / λ = V / c = 10-4. Для лінії λ = 500 нм зсув складе 0,05 нм (0,5 Å). Для зірок, що наближаються до Землі, лінії будуть зміщені на таку ж величину в фіолетову сторону.
Якщо лінії в спектрі періодично змінюються, то зірка має супутник і вони обертаються навколо загального центру мас. Ефект Доплера дає можливість оцінити швидкість обертання зірок. Наприклад, внаслідок обертання Сонця західний край Сонця віддаляється від нас, а східний край - наближається до нас. Тому найбільша лінійна швидкість обертання Сонця, яка спостерігається на екваторі, що дорівнює 2 км / с, дає доплеровское зміщення лінії l = 500 нм (5000 Å) в Δl = 0,035 Å. При цьому на полюсах Сонця доплеровское зміщення ліній зменшується до нуля.
Ефект Зеемана
Навіть коли випромінюючий газ не має відносної руху, спектральні лінії, які випромінює окремими атомами, будуть зміщатися щодо лабораторного значення через безладного теплового руху. Для загальної маси газу це буде виражатися в розширенні спектральних ліній. При цьому квадрат допплерівської ширини спектральної лінії пропорційний температурі: T ~ (Δl) 2. Тому особливо сильно лінії уширяется в спектрах гарячих зірок. Таким чином, по ширині спектральної лінії можна судити про температуру випромінюючого газу. Лінії можуть розширювати не лише за рахунок ефекту Доплера. Не менш важливою причиною є зіткнення атомів. У 1896 році нідерландським фізиком Зеєманом був відкритий ефект розщеплення ліній спектра в сильному магнітному полі. За допомогою цього ефекту тепер стало можливо «вимірювати» космічні магнітні поля. Схожий ефект (він називається ефектом Штарка) спостерігається в електричному полі. Він виявляється, коли в зірці короткочасно виникає сильне електричне поле. Близько розташовані спектральні лінії можуть зливатися. Отримана лінія називається блендою.
Кожному напевне відомо, що на Сонці не можна дивитися неозброєним оком, а тим більше в телескоп без спеціальних, дуже темних світлофільтрів або інших пристроїв, що послаблюють світло. Нехтуючи цією порадою, спостерігач ризикує отримати сильний опік очі. Найпростіший спосіб розглядати
Сонце - спроектувати його зображення на білий екран. За допомогою навіть маленького аматорського телескопа можна отримати збільшене зображення сонячного диска. Що ж ми можемо побачити на цьому зображенні?
Перш за все, звертає на себе увагу різкість сонячного краю. Сонце - газова куля, що не має чіткої межі, а щільність його зменшується поступово.
Чому ж у такому випадку ми бачимо його різко окресленим? Справа все в тому, що практично все видиме випромінювання Сонця виходить з дуже тонкого шару, який має спеціальну назву - фотосфера (від грецького - «сфера світла»). Його товщина не перевищує 300 кілометрів . Саме цей тонкий шар і створює у спостерігача ілюзію того, що Сонце має «поверхню»
Історія спостережень
Історія телескопічних спостережень Сонця починається з спостережень, виконаних Г. Галлілеем в 1611 році; були відкриті сонячні плями, визначено період обертання Сонця навколо своєї осі. У 1843 році німецький астроном Г. Швабе виявив циклічність сонячної активності. Розвиток методів спектрального аналізу дозволив вивчити фізичні умови на Сонці. У 1814 році Й. Фраунгофер знайшов темні лінії поглинання в спектрі Сонця - це поклало початок вивченню хімічного складу Сонця. З 1836 року регулярно ведуться спостереження затемнень Сонця, що привело до виявлення корони і хромосфери Сонця, а також сонячних протуберанців. У 1913 році американський астроном Дж. Хейл спостерігав зеєманівське розщеплення фраунгоферових ліній спектру сонячних плям і цим довів існування на Сонці магнітних полів. До 1942 року шведський астроном Б. Едлен та інші ототожнили кілька ліній спектру сонячної корони з лініями високоіонізоване елементів, довівши цим високу температуру в сонячній короні. У 1931 році Б. Ліо винайшов сонячний коронограф, що дозволив спостерігати корону і хромосферу поза затемненнями. На початку 40-х років XX століття було відкрито радіовипромінювання Сонця. Істотним поштовхом для розвитку фізики Сонця в другій половині XX століття став розвиток магнітної гідродинаміки й фізики плазми. Після початку космічної ери вивчення ультрафіолетового і рентгенівського випромінювання Сонця ведеться методами позаатмосферної астрономії за допомогою ракет, автоматичних орбітальних обсерваторій на супутниках Землі, космічних лабораторій з людьми на борту.

Загальна характеристика
Сонце, центральне тіло сонячної системи, являє собою розпечену плазмовий кулю; Сонце - найближча до Землі зірка. Маса Сонця 1,990 • 10 530 кг (у 332958 разів більша за масу Землі). У Сонці зосереджено 99,866% маси Сонячної системи. Сонячний паралакс дорівнює 8,794 »(4,263 • 105 радіан). Відстань від Землі до Сонця змінюється від 1,4710 • 10511 м (у січні) до 1,5210 • 10 511 (у липні), складаючи в середньому 1,4960 • 10511 м. Це відстань прийнято вважати однією астрономічною одиницею. Середній кутовий діаметр Сонця складає 1919,26 »(9,305 • 105-3 рад), чому відповідає лінійний діаметр Сонця, що дорівнює 1,392 • х1059 м (в 109 разів більше діаметру екватора Землі). Середня щільність Сонця 1,41 • 1053 кг / м.
Прискорення вільного падіння на поверхні Сонця складає 273,98 м / сек. Друга космічна швидкість на поверхні Сонця дорівнює 6,18 • 10 55 м / сек. Ефективна температура поверхні Сонця, що визначається відповідно до закону випромінювання Стефана-Больцмана, за повним випромінювання Сонця дорівнює 5770 К.
Обертання Сонця навколо осі відбувається в тому ж напрямку, що і обертання Землі, у площині, нахиленій на 7 ° 15 'до площини орбіти Землі (екліптики). Швидкість обертання визначається по видимому руху різних деталей в атмосфері Сонця і по зсуву спектральних ліній у спектрі краю диска Сонця внаслідок ефекту Доплера. Таким чином було виявлено, що період обертання Сонця неоднаковий на різних широтах. Положення різних деталей на поверхні Сонця визначається за допомогою геліографічних координат, що обчислюються від сонячного екватора (геліографічних широта) і від центрального меридіана видимого диска Сонця або від певного меридіана, обраного в якості початкового (так званого меридіана Каррінгтона). При цьому вважають, що Сонце обертається як тверде тіло.
Один оборот відносно Землі точки з геліографічною широтою 17 ° здійснюють за 27,275 доби (синодичний період). Час обороту на тій же широті Сонця щодо зірок (сидеричний період) - 25,38 доби.
Кутова швидкість обертання 7f 0 для сидеричного обертання змінюється з геліографічною широтою 7w0 за законом: 7w 0 = 14,33 ° -3 ° sin 52 7f на добу.
Лінійна швидкість обертання на екваторі Сонця - близько 2000 м / сек.
Сонце як зірка є типовим жовтим карликом і розташовується в середній частині головної послідовності зір на діаграмі Герцшпрунга-Рессела.
Видима фотовізуальная зоряна величина Сонця дорівнює -26,74, абсолютна візуальна зоряна величина M 4v дорівнює 4,83. Показник кольору Сонця становить для випадку синій (В) і візуальної (М) областей спектру M 4B 0-M 4V 0 = 0,65. Спектральний клас Сонця G2V. Швидкість руху щодо сукупності найближчих зірок 19,7 • 1053 м / сек. Сонце розташоване усередині однієї зі спіральних галузей нашої Галактики на відстані близько 10 КПС від її центру. Період обертання Сонця навколо центру Галактики близько 200 мільйонів років. Вік Сонця - близько 5 • 1059 років.
Внутрішня будова
Внутрішня будова Сонця визначено у припущенні, що воно є сферично симетричним тілом і знаходиться в рівновазі. Рівняння переносу енергії, закон збереження енергії, рівняння стану ідеального газу, закон Стефана-Больцмана та умови гідростатичного, променевого і конвекційного рівноваги разом з обумовленими зі спостережень значеннями повної світності, повної маси та радіуса Сонця і даними про його хімічному складі дають можливість побудувати модель внутрішнього будови Сонця. Вважають, що вміст водню в Сонці за масою близько 70%, гелію близько 27%, зміст всіх інших елементів близько 2,5%. На підставі цих припущень обчислено, що температура в центрі Сонця становить 10-15 • 1056 К, щільність близько 1,5 • 1055 кг / м, тиск 3,4 • 10516 н / м (близько 3 • 10 511 атмосфер). Вважається, що джерелом енергії, поповнює втрати на випромінювання і підтримує високу температуру Сонця, є ядерні реакції, що відбуваються в надрах Сонця. Середня кількість енергії, що виробляється всередині Сонця, становить 1,92 е. рг / м / сек. Виділення енергії визначається ядерними реакціями, яких водень перетворюється в гелій.
На Сонці можливі дві групи термоядерних реакцій: так званий протон-протонний (водневий) цикл і вуглецевий цикл (цикл Бете). Найбільш ймовірно, що на Сонці переважає протон-протонний цикл, що складається з трьох реакцій, в першій з яких з ядер водню утворюються ядра дейтерію (важкий ізотоп водню, атомна маса; в другій з ядер водню утворюються ядра ізотопу гелію з атомною масою 3 і, нарешті, в третій з них утворюються ядра стійкого ізотопу гелію з атомною масою 4.
Перенесення енергії з внутрішніх шарів Сонця в основному відбувається шляхом поглинання електромагнітного випромінювання, що приходить знизу, і наступного перевипромінювання. У результаті зниження температури при віддаленні від Сонця поступово збільшується довжина хвилі випромінювання, переносить велику частину енергії у верхні шари. Перенесення енергії рухом гарячої речовини з внутрішніх шарів, а охолодженого всередину (конвекція) грає істотну роль в порівняно більш високих шарах, що утворюють конвективну зону Сонця, яка починається на глибині близько 0,2 сонячних радіусу і має товщину близько 10 58 м. Швидкість конвективних рухів зростає з віддаленням від центра Сонця і в зовнішній частині конвективної зони досягає (2-2,5) х1053 м / сек. У ще більш високих шарах (в атмосфері Сонця) перенесення енергії знову здійснюється випромінюванням. У верхніх шарах атмосфери Сонця (у хромосфері й короні) частина енергії доставляється механічними і магнітогідродинамічні хвилями, які генеруються в конвективній зоні, але поглинаються лише в цих шарах. Щільність у верхній атмосфері дуже мала, і необхідний відвід енергії за рахунок випромінювання і теплопровідності можливий тільки, якщо кінетична енергія цих шарів досить велика. Нарешті, у верхній частині сонячної корони велику частину енергії забирають потоки речовини, які рухаються від Сонця, так званий сонячний вітер. Температура в кожному шарі встановлюється на такому рівні, що автоматично здійснюється баланс енергії: кількість принесеної енергії за рахунок поглинання всіх видів випромінювання теплопровідністю або рухом речовини дорівнює сумі всіх енергетичних втрат шару.
Повне випромінювання Сонця визначається за освітленості, створюваної ним на поверхні Землі, - близько 100 тис. лк, коли Сонце знаходиться в зеніті. Поза атмосферою на середній відстані Землі від Сонця освітленість дорівнює 127 000 лк. Сила світла Сонця становить 2,84 • 10527 свічок. Кількість енергії, що припадає на одну хвилину на площу в 1 см, поставлену перпендикулярно до сонячних променів за межами атмосфери на середній відстані Землі від Сонця, називають сонячною константою. Потужність загального випромінювання Сонця - 3,83 • 10 526 ват, з яких на Землю потрапляє близько 2 • 10 517 ват, середня яскравість поверхні Сонця (при спостереженні поза атмосферою Землі) складає 1,98 • 1059 нт, яскравість центру диска Сонця - 2, 48 • 1059 нт. Яскравість диска Сонця зменшується від центру до краю, причому це зменшення залежить від довжини хвилі, так що яскравість на краю диска Сонця для світла з довжиною хвиля 3600 А становить 0,2 яскравості його центру, а для 5000 А - близько 0,3 яскравості центру диска Сонця. На самому краю диска Сонця яскравість падає в 100 разів протягом менше однієї секунди дуги, тому межа диска виглядає дуже різкою.
Спектральний склад світла, що випромінюється Сонцем, тобто розподіл енергії в центрі Сонця (після урахування впливу поглинання в земній атмосфері і впливу фраунгоферових ліній), в загальних рисах відповідає розподілу енергії у випромінюванні абсолютно чорного тіла з температурою близько 6000 К. В окремих ділянках спектра є помітні відхилення. Максимум енергії у спектрі Сонця відповідає довжині хвилі 4600 А. Спектр Сонця - це безперервний спектр, ні який накладено більше 20 тисяч ліній поглинання (фраунгоферових ліній). Більше 60% з них ототожнене із спектральними лініями відомих хімічних елементів шляхом порівняння довжин хвиль і відносної інтенсивності лінії поглинання в сонячному спектрі з лабораторними спектрами. Вивчення фраунгоферових ліній дає відомості не тільки про хімічний склад атмосфери Сонця, а й про фізичні умови в тих шарах, у яких утворюються ті чи інші поглинання. Переважним елементом на Сонце є водень. Кількість атомів гелію в 4-5 разів менше, ніж водню. Число атомів усіх інших елементів разом узятих, по крайней мере, в 1000 разів менше числа атомів водню. Серед них найбільш рясні кисень, вуглець, азот, магній, залізо та інші. У спектрі Сонця можна ототожнити також лінії, що належать деяким молекул і вільним радикалам: OH, NH, CH, CO і іншим.
Магнітні поля на Сонці вимірюються головним чином по зеєманівське розщеплення ліній поглинання в спектрі Сонця. Розрізняють декілька типів магнітних полів на Сонці. Загальне магнітне поле Сонця невелике і напруженості в 1 цієї або іншої полярності і змінюється з часом. Це поле тісно пов'язане з міжпланетним магнітним полем і його секторної структурою.
Магнітні поля, пов'язані з сонячною активністю, можуть сягати в сонячних плямах напруженості в кілька тисяч. Структура магнітних полів в активних областях дуже заплутана, чергуються магнітні полюси різної полярності. Зустрічаються також локальні магнітні області з напруженістю поля в сотні поза сонячних плям. Магнітні поля проникають і в хромосферу, і в сонячну корону.
Велику роль на Сонце грають магнітогазодінаміческіе та плазмові процеси.
При температурі 5000-10000 До газ досить іонізоване, провідність його велика і завдяки величезним масштабам сонячних явищ значення електромеханічних та магнітомеханіческіх взаємодій дуже велике.
Атмосфера сонця
Атмосферу Сонця утворюють зовнішні, доступні спостереженню шари. Майже усе випромінювання Сонця виходить з нижньої частини його атмосфери, званої фотосферою. На підставі рівнянь променевого переносу енергії, променевого і локального термодинамічної рівноваги і спостережуваного потоку випромінювання можна теоретично побудувати модель розподілу температури і щільності з глибиною в фотосфері. Товщина фотосфери близько трьохсот кілометрів, її середня густина 3 • 104-5 кг / м. Температура у фотосфері падає в міру переходу до більш зовнішніх шарах, середнє її значення порядку 6000 К, на межі фотосфери близько 4200 К. Тиск змінюється від 2 • 1054 до 1052 н / м.
Конвекція в підфотосферній зоні Сонця виявляється в нерівномірній яскравості фотосфери, її зернистості - так званої грануляційної структурі. Гранули є яскраві цятки більш-менш круглої форми. Розмір гранул 150 - 1000 км, час життя 5 - 10 хвилин, окремі гранули вдається спостерігати протягом 20 хвилин. Іноді гранули утворюють скупчення розміром до 30 тисяч кілометрів. Гранули яскравіше межгранульних проміжків на 20 - 30%, що відповідає різниці в температурі в середньому на 300 К. На відміну від інших утворень, на поверхні Сонця грануляція однакова на всіх геліографічних широтах і не залежить від сонячної активності. Швидкості хаотичних рухів (турбулентні швидкості) у фотосфері складають за різними визначеннями 1-3 км / сек. У фотосфері виявлені квазіперіодичні коливальні рухи в радіальному напрямку. Вони відбуваються на майданчиках розмірами 2-3 тисячі кілометрів з періодом близько п'яти хвилин і амплітудою швидкості близько 500 м / сек. Після декількох періодів коливання в даному місці загасають, потім можуть виникнути знову. Спостереження показали також існування осередків, в яких рух відбувається в горизонтальному напрямку від центру комірки до її кордонів. Швидкості таких рухів близько 500 м / сек. Розміри осередків - супергранул становлять 30 - 40 тисяч кілометрів. За положенням супергранул збігаються з осередками хромосферної сітки. На кордонах супергранул магнітне поле посилене.
Припускають, що супергранул відображають на глибині декількох тисяч кілометрів під поверхнею конвективних осередків такого ж розміру. Спочатку передбачалося, що фотосфера дає тільки безперервне випромінювання, а лінії поглинання утворюються в розташованому над нею звертаємо шарі. Пізніше було встановлено, що у фотосфері утворюються і спектральні лінії, і безперервний спектр. Однак для спрощення математичних викладок при розрахунку спектральних ліній поняття звертає шару іноді застосовується.
Часто в фотосфері спостерігаються сонячні плями й смолоскипи.
Сонячні плями
Сонячний плями - це темні утворення, що складаються, як правило, з більш темного дра (тіні) і навколишнього його півтіні. Діаметри плям досягають двохсот тисяч кілометрів. Іноді пляма буває оточене світлою облямівкою.
Зовсім аленькие плями називають порами. Час життя плям від декількох годин до декількох місяців. У спектрі плям ще більше ліній і смуг поглинання, ніж у спектрі фотосфери, він нагадує спектр зірки спектрального класу КВ. Зміщення ліній в спектрі плям через ефект Доплера вказує на рух речовини в плямах - витікання на низьких рівнях і втеканіе на більш високих, швидкості руху до 3 тис. м / сек. З порівнянь інтенсивності ліній і безперервного спектра плям і фотосфери випливає, що плями холодніше фотосфери на 1-2 тисячі градусів (4500 К і нижче). Через це на фоні фотосфери плями здаються темними, яскравість ядра складає 0,2 - 0,5 яскравості фотосфери, яскравість півтіні близько 80% фотосферної. Всі сонячні плями володіють сильним магнітним полем, що досягає для великих плям напруженості 5 тисяч естердов. Зазвичай плями утворюють групи, які за своїм магнітним полем можуть бути уніполярними, біполярними і мультиполярними, тобто містити багато плям різної полярності, часто об'єднаних загальною півтінню. Групи плям завжди оточені смолоскипами і флоккуламі, протуберанцями, поблизу них іноді відбуваються сонячні спалахи, і в сонячній короні над ними спостерігаються утворення у вигляді променів шоломів, опахал - все це разом утворює активну область на Сонці. Середньорічна кількість спостережуваних плям і активних областей, а також середня площа, займана ними, змінюється з періодом близько 11 років.
Це - середня величина, тривалість ж окремих циклів сонячної активності коливається від 7,5 до 16 років. Найбільше число плям, одночасно видимих ​​на поверхні Сонця, змінюється для різних циклів більш ніж у два рази. В основному плями зустрічаються в так званих королівських зонах, що тягнуться від 5 до 30 ° геліографічною широти за обидві сторона сонячного екватора. На початку циклу сонячної активності широта місця розташування плям вище, а в кінці циклу - нижче, а на більш високих широтах з'являються плями нового циклу. Найчастіше спостерігаються біполярні групи плям, що складаються з двох великих плям - головного і наступного, що мають протилежну магнітну полярність, і кілька дрібніших. Головні плями мають одну і ту ж полярність протягом усього циклу сонячної активності, ці полярності протилежні в північній і південній півсфера Сонця. Мабуть, плями являють собою поглиблення у фотосфері, а густина речовини в них менше щільності речовини у фотосфері на тому ж рівні.
Смолоскипи
В активних областях Сонця спостерігаються смолоскипи - яскраві фотосферні освіти, видимі в білому світлі переважно поблизу краю диска Сонця. Зазвичай смолоскипи з'являються раніше плям і існують деякий час після їх зникнення. Площа факельних майданчиків у кілька разів перевищує площу відповідної групи плям. Кількість смолоскипів на диску Сонця залежить від фази циклу сонячної активності. Максимальний контраст (18%) факели мають поблизу краю диска Сонця, але не на самому краю. У центрі диска Сонця смолоскипи практично не видно, контраст їх дуже малий. Смолоскипи мають складну волокнисту структуру, контраст їх залежить від довжини хвилі, на якій проводяться спостереження. Температура смолоскипів на кілька сотень градусів перевищує температуру фотосфери, загальне випромінювання з одного квадратного сантиметра перевищує фотосферної на 3 - 5%. Мабуть, факели трохи піднімаються над фотосферою. Середня тривалість їх існування - 15 діб, але може досягати майже трьох місяців.
Хромосфера
Вище фотосфери розташований шар атмосфери Сонця, званий хромосферою. Без спеціальних Хромосферу можна побачити під час повних сонячних затемнень як рожеве кільце, що оточує темний диск у ті хвилини, коли Місяць повністю закриває фотосферу. Тоді можна спостерігати і спектр хромосфери. На краю диска Сонця хромосфера представляється спостерігачеві як нерівна смужка, з якої виступають окремі зубчики - хромосферні спікули. Діаметр спікул 200-2000 кілометрів, висота порядку 10000 кілометрів , Швидкість підйому плазми в спікули до 30 км / сек. Одночасно на Сонці може бути до 250 тисяч спікул. При спостереженні в монохроматичному світлі на диску Сонця видно яскраву хромосферної сітка, що складається з окремих вузликів - дрібних діаметром до 1000 км і великих діаметром від 2000 до 8000 км. Великі вузлики являють собою скупчення дрібних. Розміри осередків сітки 30 - 40 тисяч кілометрів.
Вважають, що спікули утворюються на межі осередків хромосферної сітки. Щільність в хромосфері падає зі збільшенням відстані від центру Сонця. Число атомів в одному куб. сантиметрі змінюється від 10 515 0 поблизу фотосфери до 1059 у верхній частині хромосфери. Дослідження спектрів хромосфери призвело до висновку, що в шарі, де відбувається перехід від фотосфери до хромосфері, температура переходить через мінімум і в міру збільшення висоти над підставою хромосфери стає рівною 8 -10 тисяч кельвінів, а на висоті в декілька тисяч кілометрів досягає 15 - 20 тисяч кельвінів.
Встановлено, що в хромосфері має місце хаотичний рух газових мас зі швидкостями до 15 • 1053 м / сек. У хромосфері смолоскипи в активних областях видно як світлі освіти, звані зазвичай флоккуламі. У червоній лінії спектра водню добре видно темні утворення, звані волокнами. На краю диска Сонця волокна виступають за диск і спостерігаються на фоні неба як яскраві протуберанці. Найбільш часто волокна і протуберанці зустрічаються в чотирьох розташованих симетрично щодо сонячного екватора зонах: полярних зонах північніше +40 ° і південніше -40 ° геліографічною широти і низькоширотних зонах близько √ (30 °) на початку циклу сонячної активності та √ (17 °) в кінці циклу. Волокна й протуберанці низькоширотних зон показують добре виражений 11-річний цикл, їхній максимум збігається з максимумом плям.
У високоширотних протуберанців залежність від фаз циклу сонячної активності виражена менше, максимум настає через два роки після максимуму плям.
Волокна, які є спокійними протуберанцями, можуть досягати довжини сонячного радіуса й існувати протягом декількох обертів Сонця. Середня висота протуберанців над поверхнею Сонця становить 30 - 50 тисяч кілометрів, середня довжина - 200 тисяч кілометрів, ширина - 5 тисяч кілометрів. Згідно з дослідженнями А.Б. Північного, всі протуберанці за характером руху можна розбити на 3 групи: електромагнітні, в яких рухи відбуваються за впорядкованим викривленим траєкторіях - силовим лініям магнітного поля; хаотичні, у яких переважають неупорядковані турбулентні рухи (швидкості порядку 10 км / сек); еруптивні, в яких речовина первісного спокійного протуберанця з хаотичними рухами раптово викидається зі зростаючою швидкістю (що досягає 700 км / сек) геть від Сонця. Температура в протуберанцях (волокнах) 5 - 10 тисяч кельвінів, густина близька до середньої густини хромосфери. Волокна, що представляють собою активні, швидко мінливі протуберанці, досить сильно змінюються за кілька годин або навіть хвилин. Форма й характер рухів у протуберанцях тісно пов'язані з магнітним полем у хромосфері і сонячної корони.
Сонячна корона - зовнішня і найбільш розріджена частина сонячної атмосфери, що простягається на кілька (більше 10) сонячних радіусів. До 1931 року корону можна було спостерігати тільки під час повних сонячних затемнень у вигляді сріблясто-перлового сяйва навколо закритого Місяцем диска Сонця. У короні добре виділяються деталі її структури: шоломи, віяла, корональні промені й полярні щіточки. Після винаходу коронографа сонячну корону стали спостерігати і поза затемненнями. Загальна форма корони змінюється з фазою циклу сонячної активності: у роки мінімуму корона сильно витягнута уздовж екватора, у роки максимуму вона майже сферична. У білому світі поверхнева яскравість сонячної корони в мільйон разів менше яскравості центру диска Сонця. Її свічення утворюється в основному в результаті розсіяння фотосферного випромінювання вільними електронами. Практично всі атоми в короні іонізовані. Концентрація іонів і вільних електронів біля основи корони складає 1059 частинок в 1 см. Нагрівання корони здійснюється аналогічно до нагрівання хромосфери. Найбільше виділення енергії відбувається в нижній частині корони, але завдяки високій теплопровідності корона майже ізотермічна - температура знижується назовні дуже повільно. Відтік енергії в короні відбувається кількома шляхами.
У нижній частині корони роль грає перенесення енергії вниз завдяки теплопровідності. До втрати енергії призводить відхід з корони найбільш швидких частинок. У зовнішніх частинах корони велику частину енергії несе сонячний вітер - потік корональної газу, швидкість якого зростає з віддаленням від Сонця від декількох км / сек у його поверхні до 450 км / сек на відстані Землі. Температура в короні перевищує 1056 К. В активних шарах корони температура вище - до 1057 К. Над активними областями можуть утворюватися так звані корональні конденсації, у яких концентрація часток зростає в десятки разів. Частина випромінювання всередині корони - це лінії випромінювання багаторазово іонізованих атомів заліза, кальцію, магнію, вуглецю, кисню, сірки та інших хімічних елементів. Вони спостерігаються і у видимій частині спектру і в ультрафіолетовій області. У сонячній короні генерується радіовипромінювання Сонця в метровому діапазоні й рентгенівське випромінювання, що підсилюється в багато разів в активних областях. Як показали розрахунки, сонячна корона не перебуває в рівновазі з міжпланетної середовищем.
З корони в міжпланетний простір поширюються потоки часток, що утворюють сонячний вітер. Між хромосферою й короною є порівняно тонкий перехідний шар, в якому відбувається різке зростання температури до значень, характерних для корони. Умови в ньому визначаються потоком енергії з корони в результаті теплопровідності. Перехідний шар є джерелом більшої частини ультрафіалетового випромінювання Сонця.
Хромосфера, перехідний шар і корона дають всі радіовипромінювання Сонця. В активних областях структура хромосфери, корони і перехідного шару змінюється. Це зміна, однак, ще недостатньо вивчено.
В активних областях хромосфери спостерігаються раптові і порівняно короткочасні збільшення яскравості, видимі відразу в багатьох спектральних лініях. Ці яскраві освіти існують від декількох хвилин до декількох годин. Вони називаються сонячними спалахами (колишня назва - хромосферні спалаху). Спалахи найкраще видно в світлі водневої лінії, але найбільш яскраві видно іноді й у білому світі. У спектрі сонячного спалаху нараховується кілька сотень емісійних ліній різних елементів, нейтральних і іонізованих. Температура тих шарів сонячної атмосфери, які дають світіння в хромосферних лініях (1-2) х1054 К, у більш високих шарах - до 1057 К. Щільність часток у спалаху сягає 10 513 -10 514 в одному кубічному сантиметрі. Площа сонячних спалахів може досягати 10515 м. Зазвичай сонячні спалахи відбуваються поблизу швидко розвиваються груп сонячних плям з магнітним полем складної конфігурації. Вони супроводжуються активізацією волокон і флоккуламі, а також викидами речовини. При спалаху виділяється большоеколичество енергії (до 10521 - 10525 джоулів).
Передбачається, що енергія сонячного спалаху спочатку запасається в магнітному полі, а потім швидко вивільняється, що призводить до локального нагріву і прискоренню протонів і електронів, що викликають подальший розігрів газу, його світіння в різних ділянках спектра електромагнітного випромінювання, освіту ударної хвилі. Сонячні спалахи дають значне збільшення ультрафіалетового випромінювання Сонця, супроводжуються сплесками рентгенівського випромінювання (іноді досить потужними), сплесками радіовипромінювання, викидом карпускул високих енергій аж до 10510 ев. Іноді спостерігаються сплески рентгенівського випромінювання і без посилення світіння в хромосфері.
Деякі спалаху (вони називаються протонними) супроводжуються особливо сильними потоками енергійних часток - космічними променями сонячного походження.
Протонні спалахи створюють небезпеку для знаходяться в польоті космонавтів, стикаючись з атомами оболонки корабля так як енергійні частинки, породжують рентгенівське і гамма-випромінювання, причому іноді в небезпечних дозах.
Рівень сонячної активності (число активних областей і сонячних плям, кількість і потужність сонячних спалахів і т.д.) змінюється з періодом близько 11 років. Існують також слабкі коливання величини максимумів 11-річного циклу з періодом близько 90 років. На Землі 11-річний цикл простежується на цілому ряді явищ органічної та неорганічної природи (зміни магнітного поля, полярні сяйва, обурення іоносфери, зміна швидкості росту дерев з періодом близько 11 років, встановленим за чередованиям товщини річних кілець, і т.д.). На земні процеси мають також вплив окремі активні області на Сонці і які у них короткочасні, але іноді дуже потужні спалахи. Час існування окремої магнітної області на Сонці може досягати одного року. Викликаються цією областю обурення у магнітосфері й верхній атмосфері Землі повторюються через 27 діб (з піднаглядним з Землі періодом обертання Сонця). Найбільш потужні прояви сонячної активності - сонячні (хромосферні) спалахи відбуваються нерегулярно (частіше поблизу періодів максимальної активності), тривалість їх складає 5-40 хвилин, рідко кілька годин. Енергія хромосферної спалаху може досягати 10525 джоулів, з виділяється при спалаху енергії лише 1-10% припадає на електромагнітне випромінювання в оптичному діапазоні. У порівнянні з повним випромінюванням Сонця в оптичному діапазоні енергія спалаху не велика, але короткохвильове випромінювання спалаху і генеруються при спалахів електрони, а іноді сонячні космічні промені можуть дати помітний внесок у рентгенівське і карпускулярное випромінювання Сонця. У періоди підвищення сонячної активності його рентгенівське випромінювання збільшується в діапазоні 30 -10 нм в два рази, в діапазоні 10 -1 нм у 3-5 разів, у діапазоні 1-0,2 нм більш ніж у сто разів. У міру зменшення довжини хвилі випромінювання внесок активних областей в повне випромінювання Сонця збільшується, і в останньому з зазначених діапазонів практично все випромінювання обумовлено активними областями. Жорстке рентгенівське випромінювання з довжиною хвилі менше 0,2 нм з'являється в спектрі Сонця всього лише на короткий час після спалахів. В ультрафіолетовому діапазоні (довжина хвилі 180-350 нм) випромінювання Сонця за 11-річний цикл змінюється всього на 1-10%, а в діапазоні 290-2400 нм залишається практично постійним і складає 3,6 • 10526 ват.
Сталість енергії, одержуваної Землею від Сонця, забезпечує стаціонарність теплового балансу Землі. Сонячна активність істотно не позначається не енергетиці Землі як планети, але окремі компоненти випромінювання хромосферних спалахів можуть мати значний вплив на багато фізичні, біофізичні та біохімічні процеси на Землі.
Активні області є потужним джерелом корпускулярного випромінювання. Частинки з енергіями близько 1 кев (в основному протони), що поширюються уздовж силових ліній міжпланетного магнітного поля з активних областей посилюють сонячний вітер. Ці посилення (пориви) сонячного вітру повторюються через 27 днів і називаються рекурентними. Аналогічні потоки, але ще більшої енергії і щільності, виникають при спалахах. Вони викликають так звані спорадичні обурення сонячного вітру і досягають Землі за інтервали часу від 8 годин до двох діб. Протони високої енергії (від 100 МеВ до 1 Гев) від дуже сильних «протонних» спалахів і електрони з енергією 10-500 кев, що входять до складу сонячних космічних променів, приходять до Землі через десятки хвилин після спалахів; дещо пізніше приходять ті з них, які потрапили в «пастки» міжпланетного магнітного поля і рухалися разом з сонячним вітром. Короткохвильове випромінювання і сонячні космічні промені (у високих широтах) іонізують земну атмосферу, що призводить до коливань її прозорості в ультрафіолетовому та інфрачервоному діапазонах, а також до змін умов розповсюдження коротких радіохвиль (у ряді випадків спостерігаються порушення короткохвильового радіозв'язку).
Посилення сонячного вітру, викликане спалахом, призводить до стиснення магнітосфери Землі з сонячної сторони, посиленню струмів на її зовнішній межі, часткового проникненню часток сонячного вітру в глиб магнітосфери, поповненню частинками високих енергій радіаційних поясів Землі і т.д. Ці процеси супроводжуються коливаннями напруженості геомагнітного поля (магнітною бурею), полярними сяйвами та іншими геофізичними явищами, що відображають загальне обурення магнітного поля Землі. Вплив активних процесів на Сонці (сонячних бурь) на геофізичні явища здійснюється як короткохвильової радіацією, так і за посередництвом магнітного поля Землі. Мабуть, ці чинники є головними і для фізико-хімічних і
біологічних процесів. Простежити весь ланцюг зв'язків, що призводять до 11-річної періодичності багатьох процесів на Землі поки не вдається, але накопичений великий фактичний матеріал не залишає сумнівів в існуванні таких зв'язків. Так, була встановлена ​​кореляція між 11-річним циклом сонячної активності і землетрусами, врожаями сільгоспкультур, числом серцево-судинних захворювань і т.д. Ці дані вказують на постійне дію сонячно-земних зв'язків.
Спостереження Сонця ведуться за допомогою рефракторів невеликого або середнього розміру і великих дзеркальних телескопів, у яких велика частина оптики нерухома, а сонячні промені направляються усередину горизонтальної або баштової установки телескопа за допомогою одного або двох рухомих дзеркал. Створено спеціальний тип сонячного телескопа - внезатменний коронограф. Усередині коронографа здійснюється затемнення Сонця спеціальним непрозорим екраном. У коронограф у багато разів зменшується кількість розсіяного світла, тому можна спостерігати поза затемненням самі зовнішні шари атмосфери Сонця. Сонячні телескопи часто забезпечуються вузькосмуговими світлофільтрами, що дозволяють вести спостереження у світлі однієї спектральної лінії. Створені також нейтральні світлофільтри зі змінною прозорістю по радіусу, що дозволяють спостерігати сонячну корону на відстані декількох радіусів Сонця. Зазвичай великі сонячні телескопи забезпечуються потужними спектрографами з фотографічною або фотоелектричної фіксацією спектрів. Спектрограф може мати також магнітограф - прилад для дослідження зеєманівське розщеплення і поляризації спектральних ліній та визначення величини і напрямку магнітного поля на Сонці. Необхідність усунути замивають дію земної атмосфери, а також дослідження випромінювання Сонця в ультрафіолетовій, інфрачервоній і деяких інших областях спектра, що поглинаються в атмосфері Землі, призвели до створення орбітальних обсерваторій за межами атмосфери, які дозволяють отримувати спектри Сонця й окремих утворень на його поверхні поза земною атмосферою .

Шлях Сонця серед зірок
Кожен день, піднімаючись з-за обрію у східній стороні неба, Сонце проходить по небу і знову ховається на заході. Для жителів Північної півкулі цей рух відбувається зліва направо, для жителів півдня справа наліво. Опівдні Сонце досягає найбільшої висоти, або, як говорять астрономи, кульмінує. Полудень - це верхня кульмінація, а буває ще й нижня - опівночі. У наших середніх широтах нижня кульмінація Сонця не видно, тому що вона відбувається під горизонтом. А от за Полярним колом, де Сонце влітку іноді не заходить, можна спостерігати і верхню, і нижню кульмінації.
На географічному полюсі добовий шлях Сонця практично паралельний горизонту. З'явившись в день весняного рівнодення, Сонце чверть року піднімається все вище і вище, описуючи кола над горизонтом. У день літнього сонцестояння воно досягає максимальної висоти (23,5 ˚). Наступні чверть року, до осіннього рівнодення, Сонце спускається. Це полярний день. Потім на півроку настає полярна ніч. У середніх широтах протягом року видимий добовий шлях Сонця то скорочується, то збільшується. Найменшим він опиняється в день зимового сонцестояння, найбільшим - у день літнього сонцестояння. У дні рівнодення
Сонце знаходиться на небесному екваторі. У цей же час воно сходить у точці сходу і заходить у точці заходу.
У період від весняного рівнодення до літнього сонцестояння місце сходу Сонця трохи зміщується від точки сходу вліво, на північ. А місце заходу віддаляється від точки заходу вправо, хоча теж на північ. У день літнього сонцестояння Сонце з'являється на північному сході, а опівдні воно кульмінує на максимальній за рік висоті. Заходить Сонце на північно-заході.
Потім місця сходу і заходу зміщуються назад на південь. У день зимового сонцестояння Сонце сходить на південному сході, перетинає небесний меридіан на мінімальній висоті і заходить на південному заході. Слід враховувати, що внаслідок рефракції (тобто заломлення світлових променів в земній атмосфері) видима висота світила завжди більше істинної.
Тому схід Сонця відбувається раніше, а захід - пізніше, ніж це було б при відсутності атмосфери.
Отже, добовий шлях Сонця являє собою малий круг небесної сфери, паралельний небесному екватору. У той же час на протязі року Сонце переміщається щодо небесного екватора то на північ, то на південь. Денна та нічна частини його шляху неоднакові. Вони рівні тільки в дні рівнодень, коли Сонце знаходиться на небесному екваторі.
Вираз «шлях Сонця серед зірок» комусь здасться дивним. Адже вдень зірок не видно. Тому нелегко помітити, що Сонце повільно, приблизно на 1 ˚ за добу, переміщається серед зірок справа наліво. Зате можна простежити, як протягом року змінюється вигляд зоряного неба. Все це - наслідок обертання Землі навколо Сонця.
Шлях видимого річного переміщення Сонця на тлі зірок іменується екліптикою (від грецького «екліпсіс» - «затемнення»), а період обороту по екліптиці - зоряним роком. Він дорівнює 265 добі 6 годину 9 хвилин 10 секунд, або 365, 2564 середніх сонячних діб.
Екліптика і небесний екватор перетинаються під кутом 23 ˚ 26 'в точках весняного і осіннього рівнодення. У першій з цих точок Сонце зазвичай буває 21 березня, коли воно переходить з південної півкулі неба в північне. У другій - 23 вересня, при переході їх північної півкулі в південну. У найбільш віддаленої на північ точці екліптиці Сонце буває 22 червня (літнє сонцестояння), а на південь - 22 грудня (зимове сонцестояння). У високосний рік ці дати зрушені на один день.
З чотирьох точок екліптики головною є точка весняного рівнодення. Саме від неї відраховується одна з небесних координат - пряме сходження. Вона ж служить для відліку зоряного часу і тропічного року - проміжку часу між двома послідовними проходженнями центра Сонця через точку весняного рівнодення. Тропічний рік визначає зміну пір року на нашій планеті.
Оскільки точка весняного рівнодення повільно переміщається серед зірок внаслідок прецесії земної осі, тривалість тропічного року менше тривалості зоряного. Вона складає 365,2422 середніх сонячних діб. Близько 2 тисяч років тому, коли Гіппарх склав свій зоряний каталог (перший дійшов до нас цілком), точка весняного рівнодення знаходилася в сузір'ї Овна. До нашого часу вона перемістилася майже на 30 ˚, в сузір'я Риб, а точка осіннього рівнодення - із сузір'я Терезів в сузір'я Діви. Але за традицією точки рівнодення позначаються колишніми знаками колишніх «рівноденні» сузір'їв - Овна і Терезів. Те ж трапилося і з точками сонцестояння: літнє в сузір'ї Тельця відзначається знаком Рака, а зимовий в сузір'я Стрільця - знаком Козерога.
І нарешті, останнє, що пов'язане з видимим річним рухом Сонця. Половину екліптики від весняного рівнодення до осіннього (з 21 березня по 23 вересня) Сонце проходить за 186 діб. Другу половину, від осіннього рівнодення та весняного, - за 179 діб (180 у високосний рік). Але ж половинки екліптики рівні: кожна по 180 ˚. Отже, Сонце рухається по екліптиці нерівномірно. Ця нерівномірність пояснюється зміною швидкості руху Землі по еліптичній орбіті навколо Сонця. Нерівномірність руху Сонця по екліптиці призводить до різної тривалості пір року. Для мешканців північної півкулі, наприклад, весна і літо на шість діб триваліше осені та зими. Земля 2-4 червня розташована від Сонця на 5 мільйонів кілометрів довше, ніж 2-3 січня, і рухається по своїй орбіті повільніше відповідно до другого закону Кеплера. Влітку Земля отримує від
Сонця менше тепла, але зате літо в Північній півкулі триваліше зими. Тому в Північній півкулі Землі тепліше, ніж у Південному.
Сонячні затемнення
У момент місячного молодика може відбутися сонячне затемнення - адже саме в молодика Місяць проходить між Сонцем і Землею. Астрономи заздалегідь знають, коли і де буде спостерігатися сонячне затемнення, і повідомляють про це в астрономічних календарях.
Землі дістався один-єдиний супутник, але зате який! Місяць у 400 разів менше Сонця і як раз в 400 разів ближче його до Землі, тому на небі Сонце і Місяць здаються дисками однакових розмірів. Так що при повному сонячному затемненні Місяць цілком заступає яскраву поверхню Сонця, залишаючи при цьому відкритої всю сонячну атмосферу.
Точно в призначену годину і хвилину крізь темне скло видно, як на яскравий диск Сонця наповзає з правого краю щось чорне, як з'являється на ньому чорна лунка. Вона поступово розростається, поки нарешті сонячне коло не прийме вигляд вузького серпа. При цьому швидко слабшає денне світло. Ось Сонце повністю ховається за темної заслінкою, гасне останній денний промінь, і темрява, що здається тим глибше, ніж вона раптово, розстилається навколо, шокуючи людини і всю природу в безмовне подив.
Про затьмаренні Сонця 8 липня 1842 в місті Павії (Італія) розповідає англійський астроном Френсіс Бейлі: «Коли наступило повне затемнення і сонячне світло миттєво згас, навколо темного тіла Місяця раптово виникло якесь яскраве сяйво, схоже на корону мул на ореол навколо голови святого.
Ні в яких звітах про минулі затемнення не було написано про щось подібне, і я зовсім не очікував побачити пишність, що знаходилося тепер у мене перед очима. Ширина корони, рахуючи від окружності диска Місяць, дорівнювала приблизно половині місячного діаметру. Вона здавалася складеної з яскравих променів. Її світло було щільніше біля самого краю Місяця, а в міру віддалення промені корони ставали все слабкішим, тонше. Ослаблення світла йшло зовсім плавно разом зі збільшенням відстані. Корона представлялася у вигляді пучків прямих слабких променів; їх зовнішні кінці розходилися віялом; промені були нерівної довжини. Корона була не червонувата, не перлова, вона була абсолютно білого кольору. Її промені переливалися або мерехтіли, як газове полум'я. Як не блискуче було це явище, які б захоплення воно не викликало у глядачів, але все ж у цьому дивному, дивному видовище було точно щось зловісне, і я цілком розумію, наскільки могли бути вражені і перелякані люди за часів, коли ці явища відбувалися абсолютно несподівано.
Найбільш дивною подробицею всієї картини була поява трьох великих виступів (протуберанців), які височіли над краєм Місяця, але складали, очевидно, частина корони. Вони були схожі на гори величезної висоти, на снігові вершини Альп, коли ті висвітлені червоними променями призахідного Сонця. Їх червоний колір впадав у ліловий або пурпуровий, може, краще всього підійшов би сюди відтінок квітів персика. Світло виступів, на противагу іншим частинам корони, був абсолютно спокійний, «гори» не іскрилися і не переливалися. Всі три виступи, дещо різні за величиною, були видні до останнього моменту повної фази затемнення. Але як тільки прорвався перший промінь Сонця, протуберанці разом з короною пропали безслідно, і відразу відновився яскраве світло дня ».
Це явище, так тонко і барвисто описане Бейлі, тривало трохи більше двох хвилин.
Пам'ятайте тургенєвських хлопчиків на Бежінском лузі? Павлуша розповідав про те, як Сонця не стало видно, про людину зі дзбаном на голові, якого прийняли за антихриста Тришку. Так це була розповідь про те ж затьмаренні 8 липня 1842!
Але не було на Русі затемнення більше того, про який оповідають «Слово о полку Ігоревім» і стародавні літописи. Навесні 1185 року новгород-сіверський князь Ігор Святославич з братом Всеволодом, сповнившись ратного духу, пішли на половців здобути собі слави, а дружині видобутку. 1 травня, ближче до вечора, як тільки вступили полки «Даждь-божих онуків» (нащадків Сонця) на чужу землю, затемнело раніше ніж треба, птиці замовкли, коні іржали і не йшли, тіні вершників були незрозумілі і дивні, степ дихнула холодом. Озирнувся Ігор і побачив, що проводжає їх «сонце, що стоїть яко місяць». І сказав Ігор боярам своїм і дружині своїй: «Чи бачите? Що значить сяйво це?? ». Вони ж подивилися, і побачили, і понурий голови. І сказали мужі: «Князь наш! Не обіцяє нам добра сяйво це! »Ігор же відповідавБрати і дружино! Таємниця Божа нікому невідома. А що нам дарує Бог - на благо нам або на горі, - це ми побачимо ». У десятий день травня дружина Ігоря полягла в половецького степу, а поранений князь був узятий в полон.
У «Слові» реальний затемнення перетворюється на поетичний образ. Діючи «тьмою» проти русичів, Сонце застерігає їх від необдуманого походу в степ.
Ігоря з дружиною застало в степу приватне затмнеіе, коли не всі денне світило, а близько ¾ його диска були закриті Місяцем. А повне затемнення в цей час пройшов через Новгородську і Суздальську землі.
Подивимося на Землю і на Місяць з боку, щоб зрозуміти, де і как5 протікає сонячне затемнення. Проходячи між Сонцем і Землею маленький Місяць не може повністю затемнити Землю. Коротка місячна тінь прітемняет лише невеликий гурток. Тільки тут у цей момент можна спостерігати повне сонячне затемнення.
Але Місяць обертається по орбіті, і Земля обертається під тінню. Тому тінь як би прокреслює на Землі смугу повного затемнення шириною близько 100 кілометрів .
Якщо тіньова доріжка пройде від нас на відстані 3-4 тисячі кілометрів, то ми не побачимо жодного затемнення. А якщо ми опинимося поблизу смуги повного затемнення, в області півтіні, для нас тільки частину Сонця виявиться заслоненний Місяцем, і буде спостерігатися часткове затемнення.
В деякі молодика вістрі місячної тіні проходить повз земної кулі, а на Землю падає тільки півтінь. Тоді календарі оголошують про частковому затьмаренні Сонця.
Якщо в день затемнення Місяць, переміщаючись по своїй витягнутій орбіті, буде перебувати на значній відстані від Землі, то видимий диск її виявиться малий і не зможе повністю покрити Сонце. Тому в середині затемнення краю Сонця будуть виглядати з-за Місяця, заважаючи бачити і фотографувати корону. Це - кільцеподібне затемнення.
Давні астрономи передбачали сонячні затемнення так само, як і місячні - за саросом. За їхньою теорією, за 18 років 11 днів і 8 годин відбувається крім 28 місячних ще й 43 сонячні затемнення, з них 15 приватних, 15 кільцеподібних й 13 повних. Але пророкувати сонячні затемнення виявилося набагато складніше, ніж місячні. Адже смуга затемнення покриває тільки невелику частину поверхні землі, а в сарос не ціле число діб. Пройде 6585 діб, начебто затемнення повинно повторитися, але планета доворачивает ще на третину обороту, так що тіньова доріжка пробіжить зовсім іншими областями Землі. Тоді мудреці придумали потрійний сарос - 3х6585, 3 доби. Однак і тут у давніх астрономів траплялися промахи в прогнозах. Іноді це навіть мало сумні наслідки. Восени 2137 до нашої ери були страчені китайські придворні астрономи Хі та Хо, не попередивши імператора про майбутнє затемнення. Указ був такий, що винні прорахувалися з затемненням «віддавшись пияцтва», але, може бути, нещасні звіздарі перед кожним черговим затемненням зі страхом міркували, доносити або не доносити, не знаючи точно, пройде воно через Китай чи ні.
У наш час затемнення з великою точністю обчислені на тисячі років назад і сотні років вперед. Затемнення, розраховані для далекого минулого, дозволяють історикам абсолютно точно датувати події, що відбулися в день і рік затемнення.
Хоча в цілому на Землі Сонячні затемнення трапляються частіше, ніж місячні, в якійсь певній місцевості повні затемнення Сонця спостерігаються вкрай рідко: у середньому один раз за 300 років. Наприклад, за всю історію Москви, її «завітали» чотири повних сонячних затемнення: в 1140, 1450, 1476 і 1887 роках. Наступні повне затемнення москвичі побачать 16 жовтня 2126. Астрономічні календарі публікують карти смуги повного затемнення і прилеглих зон часткового затемнення. Так що фахівці і астрономи-любителі можуть «не чекати милості від природи», а заздалегідь вибрати зручне місце для експедиції.
Повне затемнення - найкращий час для вивчення сонячної атмосфери: сріблястою корони і більш низького шару - червоної хромосфери, над якою здіймаються вогненні фонтани протуберанців. Правда, астрономи примудряються все це бачити й у звичайний сонячний день, влаштовуючи заслінку сонячному диску прямо в трубі телескопа.
Для фотографування сонячного затемнення корисно мати два фотоапарати. Один - для зйомки приватних фаз затемнення, коли треба відобразити сліпучий сонячний серп. А інший - для внутрішньої і зовнішньої корон Сонця.
Ультрафіолетове випромінювання Сонця
У випромінюванні Сонця має бути досить багато ультрафіолетових променів, значно більше, ніж це спостерігається із Землі, оскільки їх поглинає земна атмосфера. Запуски безпілотних куль-зондів, які піднімали на висоту 30 і більше кілометрів вимірювальні прилади і радіопередавачі, показали, що вище 25 - 28 кілометрів температура повітря зростає, досягаючи максимуму на рівні 30 - 35 кілометрів . Ще вище температура знову падає, а інтенсивність УФ-променів збільшується. Вчені зробили висновок, що на висоті 30 - 35 кілометрів відбувається інтенсивне поглинання сонячного ультрафіолетового випромінювання з утворенням озону - речовини, молекула якого складається з трьох (а не двох, як завжди) атомів кисню. Озон дуже сильно поглинає промені з довжинами хвиль коротше 0,3 мкм, рятуючи нас від їх небезпечного впливу на шкіру та органи зору. Ось чому тривогу викликає існування озонових дір - через ці розриви в озоновому шарі сонячні УФ-промені досягають земну поверхню.
Однією з причин руйнування озонового «щита» служать викиди в атмосферу фторуглеродний сполук, які широко використовуються в холодильниках.
Але не тільки на освіту озону витрачається енергія сонячних УФ-променів.
Радіохвилі, як і всі електромагнітні хвилі, повинні поширюватися прямолінійно. Значить, оскільки Земля - ​​куля, радіозв'язок між Європою і Америкою неможлива? Італійський радіотехнік Гульєльмо Марконі здійснив в 1901 році пряму радіозв'язок між Англією і США, раз і назавжди довівши, що радіо хвилі можуть огинати земну кулю. Для цього їм треба відбитися від якогось «дзеркала», що висить над земною поверхнею на висоті 150-300 кілометрів. Таким «дзеркалом» служить ионизованного шари атмосфери, а джерелом іонізації - ультрафіолетове випромінювання Сонця. Словом, УФ-промені владно вторгаються в земні справи.
Тепер залишалося небагато: безпосередньо виміряти інтенсивність УФ-випромінювання Сонця. Створення балістичних ракет дозволило дослідникам винести апаратуру за межі земної атмосфери, на висоту більше 100 кілометрів. І перші ж запуски увінчалися успіхом: УФ-випромінювання Сонця було виявлено і виміряно. Випромінювання з довжинами хвиль коротше 0,15 мкм пов'язане вже не з видимою поверхнею Сонця, а з більш високими і гарячими атмосферними шарами.
З розвитком супутникової астрономії дослідження ультрафіолетового випромінювання Сонця стало її обов'язковим компонентом. Причина ясна: УФ-випромінювання контролює стан іонізованних шарів атмосфери, а отже, і умови радіозв'язку на Землі, особливо в полярних районах. Ця не надто приємна залежність від примх Сонця стало слабшати лише в останні десятиліття, з розвитком супутникового зв'язку.
Місце Сонця в Галактиці
В околицях Сонця вдається простежити долі двох спіральних гілок, віддалених від нас приблизно на 3 тисячі світлових років. За сузір'ям, де виявляються ці ділянки, їх називають рукавом Стрільця і ​​рукавом Персея.
Сонце знаходиться майже посередині між цими спіральними гілками. Щоправда, порівняно близько (за галактичним мірками) від нас, у сузір'ї Оріона, проходить ще одне, не настільки явно виражена гілку, вважається відгалуженням одного з основних спіральних рукавів Галактики.
Відстань від Сонця до центру Галактики складає 23 - 28 тисяч світлових років, що становить приблизно 7-9 тисяч парсек. Це говорить про те, що Сонце розташовується між центром і краєм диска Галактики. Разом з усіма близькими зірками Сонце обертається навколо центру Галактики зі швидкістю 200 - 220 кілометрів в секунду, здійснюючи один оборот приблизно за 200 мільйонів років. Значить, за весь час свого існування Земля облетіла навколо центру Галактики не більше 30 разів.
Швидкість обертання Сонця навколо центру Галактики практично збігається з тією швидкістю, з якою в даному районі рухається хвиля ущільнення, що формує спіральний рукав. Така ситуація у загальному неординарна для Галактики: спіральні гілки обертаються з постійною кутовою швидкістю, як спиці колеса, а рух зірок підпорядковується зовсім інший закономірності. Тому майже всі зоряне населення диска то потрапляє всередину спіральних гілок, то виходить з них. Єдине місце, де швидкості зірок і рукавів збігаються, - це так звана коротаціонная коло. Саме поблизу неї і розташовується Сонце.
Для Землі це обставина вкрай корисно. Адже в спіральних гілках відбуваються бурхливі процеси, які породжують потужне випромінювання, згубний для всього живого. І ніяка атмосфера не могла б від нього захистити. Але наша планета існує у відносно спокійному місці Галактики і протягом сотень мільйонів і мільярдів років не відчувала катастрофічного впливу космічних катаклізмів. Може бути, саме тому на Землі могло зберегтися життя.
Довгий час положення Сонця серед зірок вважалося самим пересічним. Сьогодні ми знаємо, що це не так: у відомому сенсі воно привілейоване. І це потрібно враховувати, розмірковуючи про можливість існування життя в інших частинах нашої Галактики.
Цикли сонячної активності
Число плям на Сонці не є постійним, воно змінюється як з кожним днем, так і протягом більш тривалих проміжків часу. Німецький астроном-любитель Генріх Швабе, який 17 років вів систематичні спостереження сонячних плям, зауважив: їх кількість зменшується від максимуму до мінімуму, а потім збільшується до максимального значення за період близько 10 дет. При цьому в максимумі на сонячному диску можна спостерігати 100 і більше плям, тоді як в мінімумі - всього кілька, а іноді протягом цілих тижнів не спостерігається жодного. Повідомлення про своє відкриття Швабе опублікував в 1843 році.
Швейцарський астроном Рудольф Вольф уточнив, що середній період зміни числа плям становить не 10, а 11 років. Він же запропонував для кількісної оцінки активності Сонця використовувати умовну величину, яка називається з тих пір числом Вольфа. Воно визначається як сума загального числа плям на Сонці (f) і подесятереною числа груп плям (g), причому одне ізольоване пляма теж вважається групою: W = f + 10g.
Цикл сонячної активності називають 11-річним у всіх підручниках і популярних книгах з астрономії. Однак Сонце любить чинити по-своєму. Так, за останні 50 років проміжок між максимумами становив у середньому 10,4 року.
Взагалі ж за час регулярних спостережень за Сонцем вказаний період змінювався від 7 до 17 років. І це ще не все. Проаналізувавши спостереження плям з початку телескопічних досліджень, англійський астроном Уолтер Маундер в 1893 році прийшов до висновку, що з 1645 по 1715 роки на Сонці взагалі не було плям! Цей висновок підтвердилося в більш пізніх роботах: мало того, з'ясувалося, що подібні «відпустки» Сонце брало і в більш далекому минулому. До речі, саме на «Маундеровский мінімум» припав період найхолодніших зим в Європі за останнє тисячоліття.
Але і на цьому сюрпризи сонячних циклів не закінчуються. Провідне пляма в групі (перше за напрямком руху Сонця) зазвичай має одну полярність (наприклад, північну), а замикає - протилежну (південну), і це правило виконується для всіх груп плям в одному півкулі Сонця. В іншій півкулі картина зворотна: провідні плями в групах будуть мати південну полярність, а замикають - північну. Але, виявляється, при появі плям нового покоління (наступного циклу) полярність ведучих плям змінюється на протилежну! Лише в циклі через один провідні плями знаходять колишню полярність. Так що «істинний» сонячний цикл з поверненням колишньої магнітної полярності ведучих плям в дійсності охоплює не 11, а 22 року (в середньому, звичайно).
Як Сонце впливає на Землю
Сонце висвітлює і зігріває нашу планету, без цього було б можливе життя на ній не тільки людини, але навіть мікроорганізмів. Сонце - головний (хоча і не єдиний) двигун відбуваються на Землі. Але не тільки тепло і світло одержує Земля від Сонця. Різний види сонячного випромінювання і потоки часток постійно впливають на життя нашої планети.
Сонце посилає на Землю електромагнітні хвилі всіх областей спектра - від багатокілометрових радіохвиль до гамма-променів. Околиць Землі досягають також заряджені частки різних енергій - як високих (сонячні космічні промені), так і низьких і середніх (потоки сонячного вітру, викиди від спалахів).
Нарешті, Сонце випускає могутній потік елементарних часток - нейтрино. Однак вплив останніх на земні процеси дуже малий: для цих часток земна куля прозора, і вони вільно пролітають крізь нього.
Тільки дуже мала частина заряджених часток з міжпланетного простору попадає в атмосферу Землі - інші чи відхиляє йди затримує геомагнітне поле. Але і їх енергії достатньо для того, щоб викликати полярні сяйва і зміни магнітного поля нашої планети.
Енергія сонячного світла
Електромагнітне випромінювання піддається суворому відбору в земній атмосфері.
Вона прозора тільки для видимого світла і ближніх ультрафіолетового і інфрачервоного випромінювань, а також для радіохвиль в порівняно вузькому діапазоні (від сантиметрових до метрових). Все інше випромінювання або відбивається, або поглинається атмосферою, нагріваючи і іонізуя її верхні шари.
Поглинання рентгенівських і жорстких ультрафіолетових променів починається на висотах 300 - 350 кілометрів ; На цих же висотах відображаються найбільш довгі радіохвилі, що приходять з космосу. При сильних сплесках сонячного рентгенівського випромінювання від хромосферних спалахів рентгенівські кванти проникають до висот 80 - 100 кілометрів , Іонізують атмосферу і викликають порушення зв'язку на коротких хвилях.
М'яке (довгохвильове) ультрафіолетове випромінювання здатне проникати ще глибше, воно поглинається на висоті 30 - 35 кілометрів . Тут ультрафіолетові кванти розбиваються на атоми (дисоціюють) молекули кисню (О2) з наступним утворення озону (03). Тим самим створюється не прозорий для ультрафіолету «озоновий екран», що оберігає життя на Землі для згубних променів. Не поглинула частина найбільш довгохвильового ультрафіолетового випромінювання доходить до земної поверхні. Саме ці промені і викликають у людей загар і навіть опіки шкіри при тривалому перебуванні на сонці.
Випромінювання у видимому діапазоні поглинається слабо. Однак воно розсіюється атмосферою навіть за відсутності хмар, і частина його повертається в міжпланетний простір. Хмари, що складаються з крапельок води і твердих частинок, значно посилюють відображення сонячного випромінювання. У результаті до поверхні планети доходить в середньому близько половини падаючого на кордон земної атмосфери світла.
Кількість сонячної енергії, що припадає на поверхню площею 1 м 2 розгорнуту перпендикулярно сонячним променям на межі земної атмосфери, називається сонячної постійної. Вимірювати її із Землі дуже важко, і тому значення, знайдені для початку космічних досліджень, були вельми приблизними. Невеликі коливання (якщо вони реально існували) свідомо «тонули» в неточності вимірювань. Лише виконання спеціальної космічної програми з визначення сонячної постійної дозволило знайти її надійне значення. За останніми даними, воно складає 1370 Вт/м2 із точністю до 0,5%. Коливанні, що перевищують 0,2% за час вимірювань не виявлено.
На Землі випромінювання поглинається сушею і океаном. Нагріта Земля поверхню в свою чергу випромінює в довгохвильовій інфрачервоній області. Для такого випромінювання азот і кисень атмосфери прозорі. Зате воно жадібно поглинається водяною парою і вуглекислим газом. Завдяки цим малим складовим повітряна оболонка утримує тепло. У цьому і полягає парниковий ефект атмосфери.
Між приходом сонячної енергії на Землю і її втратами на планеті в загальному існує рівновага: скільки надходить, стільки й витрачається. В іншому випадку температура земної поверхні разом з атмосферою або постійно підвищувалася б, або падала.
Сонячний вітер і міжпланетні магнітні поля
В кінці 50-х років ХХ століття американський астрофізик Юджин Паркер прийшов до висновку, що, оскільки газ у сонячній короні має високу температуру, яка зберігається з видаленням від Сонця, він повинен безперервно розширюватися, заповнюючи Сонячну систему. Результати, отримані за допомогою радянських та американських космічних апаратів підтвердили правильність теорії Паркера.
У міжпланетному просторі справді мчить спрямований від Сонця потік речовини, що отримав назву сонячний вітер. Він являє собою продовження розширюється сонячної корони; складає його в основному ядра атомів водню (протони) і гелію (альфа-частинки), а також електрони. Частинки сонячного вітру летять зі швидкостями, що становлять кілька сотень кілометрів на секунду, віддаляючись від Сонця на багато десятків астрономічних одиниць - туди, де міжпланетна середу Сонячної системи переходить у розріджений міжзоряний газ. А разом з вітром у міжпланетний простір переносяться і сонячні магнітні поля.
Загальне магнітне поле Сонця по формі ліній магнітної індукції трохи нагадує земну. Але силові лінії земного поля поблизу екватора замкнуті і не пропускають спрямовані до Землі заряджені частинки. Силові лінії сонячного поля, навпаки, в екваторіальній області розімкнуті і витягуються в міжпланетний простір, викривляючись подібно спіралях. Порозуміються це тим, що силові лінії залишаються пов'язаними з Сонцем, яке обертається навколо своєї осі. Сонячний вітер разом з «вморожений» у нього магнітним полем формує газові хвости комет, направляючи їх в сторони від Сонця. Зустрічаючи на своєму шляху Землю, сонячний вітер сильно деформує її магнітосферу, в результаті чого наша планета володіє довгим магнітним «хвостом», також спрямованим від Сонця. Магнітне поле Землі чуйно відгукується на обдуває її потоки сонячної речовини.
Бомбардування енергійними частками
Крім безперервно «дме» сонячного вітру наше світило служить джерелом енергійно заряджених частинок (в основному протонів, ядер атомів гелію і електронів) з енергією 106 - 109 електронвольт (еВ). Їх називають сонячними космічними променями. Відстань від Сонця до Землі - 150 мільйонів кілометрів - найбільш енергійні з цих частинок покривають всього за 10-15 хвилин. Основним джерелом сонячних космічних променів є хромосферні спалаху.
За сучасними уявленнями спалах - це раптове виділення енергії, накопиченої в магнітному полі активної зони. На певній висоті над поверхнею Сонця виникає область, де магнітне поле на невеликому протязі різко змінюється по величині і напрямку. У якийсь момент силові лінії поля раптово «пересоедіняется», конфігурація його різко змінюється, що супроводжується прискоренням заряджених частинок до високої енергії, нагріванням речовини і появою жорсткого електромагнітного випромінювання. При цьому відбувається викид часток високої енергії в міжпланетний простір і спостерігається потужне випромінювання в радіодіапазоні.
Хоча «принцип дії» спалаху вчені, мабуть, зрозуміли правильно, детальної теорії спалахів поки немає.
Спалахи - найпотужніші вибухоподібний процеси, які спостерігаються на Сонці, точніше в його хромосфері. Вони можуть тривати лише кілька хвилин, але за цей час виділяється енергія, яка іноді сягає 1025 джоулів. Приблизно така ж кількість тепла проходить від Сонця на всю поверхню нашої планети за цілий рік.
Потоки жорсткого рентгенівського випромінювання і сонячних космічних променів, що народжуються при спалахах, роблять сильний вплив на фізичні процеси у верхній атмосфері Землі і навколоземному просторі. Якщо не вжити спеціальних заходів, можуть вийти з ладу складні космічні прилади та сонячні батареї. З'являється навіть серйозна небезпека опромінення космонавтів, що знаходяться на орбіті. Тому в різних країнах проводяться роботи з наукового передбачення сонячних спалахів на підставі вимірювання сонячних магнітних полів.
Як і рентгенівські випромінювання, сонячні космічні промені не доходять до поверхні Землі, але можуть ионизованного верхні шари її атмосфери, що позначається на стійкості радіозв'язку між віддаленими пунктами. Але дія частинок цим не обмежується. Швидкі частки викликають сильні струми в земній струми в земній атмосфері, приводять у обуренню магнітного поля нашої планети і навіть впливають на циркуляцію повітря в атмосфері.
Найбільш яскравим і вражаючим проявом бомбардування атмосфери сонячними частинками є полярне сяйво. Це світіння у верхніх шарах атмосфери, яка має або розмиті (дифузні) форми, який вид корон або завіс (драпрі), що складаються з численних окремих променів. Сяйво зазвичай бувають червоного або зеленого кольору: саме так світяться основні складові атмосфери - кисень і азот - при опроміненні їх енергійними частками. Видовище безшумно виникають червоних і зелених смуг і променів, беззвучна гра кольорів, повільна або майже миттєве згасання коливних «завіс» залишають незабутнє враження. Подібні явища найкраще видно вздовж овалу полярних сяйв, розташованого між 10 ° і 20 ° широти від магнітних полюсів. У період максимумів сонячної активності Північної півкулі овал зміщується на південь, і сяйво можна спостерігати в більш низьких широтах. Частота та інтенсивність полярних сяйв досить чітко слідують сонячного циклу: в максимумі сонячної активності рідкісний день обходиться без сяйв, а в мінімумі вони можуть бути відсутні місяцями. Наявність або відсутність полярних сяйв, таким чином, служить непоганим показником активності Сонця. І це дозволяє простежити сонячні цикли в минулому, за межами того історичного періоду, коли проводилися систематичні спостереження сонячних плям.
Активність Сонця і здоров'я людей
Олександр Леонідович Чижевський зробив великий внесок у вивчення вплив Сонця на виникнення епідемічних захворювань. Результати цих досліджень мають особливу цінність: адже він працював з матеріалом тих епох, коли медицина ще не вміла боротися ні з чумою, ні з холерою, ні з тифом. Стихійний характер виникнення і поширення епідемій давав надію виявити їх взаємозв'язок з сонячною активністю «в чистому вигляді» На обширному матеріалі вчений показав, що найсильніші і смертоносні епідемії завжди збігалися з максимумами сонячної активності. Така ж закономірність була виявлена ​​для захворювань на дифтерію, менінгіт, поліомієліт, дизентерію і скарлатину.
А на початку 60-х років з'явилися наукові публікації про зв'язок серцево-судинних захворювань із сонячною активністю. У них було показано, що найбільш схильні до сонячного впливу люди, вже перенесли один інфаркт.
При цьому з'ясувалося, що їх організм реагує не на абсолютне значення рівня активності, а на швидкість його зміни. У ряді різноманітних проявів сонячної активності особливе місце займають хромосферні спалаху. Ці потужні вибухові процеси суттєво впливають на магнітосферу, атмосферу та біосферу Землі. Магнітне поле Землі починає безладно змінюватися, і це є причиною магнітних бур.
У 30-х роках ХХ століття в місті Ніцці (Франція) випадково було відмічено, що число інфарктів міокарда та інсультів у людей похилого віку різко зростає в ті дні, коли на місцевій телефонній станції спостерігалися сильні порушення зв'язку аж до повного її припинення. Як згодом з'ясувалося, порушення телефонного зв'язку були викликані магнітними бурями.
Відомості про вплив магнітного поля на організм людини були і в глибоку давнину. Лікувальні властивості магніту описували Арістотель і Пліній Старший, Парацельс і Вільям Гілберт. Зараз встановлено, що магнітне поле передусім впливає на регуляторні системи організму (нервову, ендокринну та кровоносну). Його вплив загальмовує умовні і безумовні рефлекси, змінює склад крові. Така реакція на магнітне поле пояснюється в першу чергу зміною властивостей водних розчинів в організмі людини.
У 1934 році англійські вчені Джон Бернал і Ральф Фаулер висловили гіпотезу, що вода може проявляти властивості, притаманні твердим кристалам. Згодом ця гіпотеза була експериментально доведено, а в наш час рідкі кристали широко поширені в побуті: вони застосовуються в електронному годиннику, калькуляторах пейджерах та інших пристроїв (нещодавно з'явилися рідкокристалічні монітори). У звичайних умовах кристалічна структура води вкрай нестійка і слабо себе проявляє. Але якщо воду пропустити через постійне магнітне поле, ця структура стає помітною, а сама вода набуває ряд незвичайних властивостей. Так, «намагнічена» вода дає набагато менше накипу, змінюється її діелектрична проникність, вона інакше поглинає світло, а проростання насіння і ріст рослин, оброблених такою водою, відбувається набагато швидше.
У будь-якому живому організмі більше 70% води, яка становить невід'ємну частину клітин і тканин. Якщо припустити, що для «намагнічування» води всередині організму достатньо навіть щодо слабкого поля Землі, то в періоди магнітних бур слід очікувати різкої зміни процесів життєдіяльності.
Оскільки ці процеси протікають на клітинному рівні, магнітна буря буде викликати зміни в поведінці всього живого, починаючи від людини і закінчуючи мікробом. Ось чому в роки активного випромінювання Сонця можуть проходити настільки несхожі події, як Варфоломіївська ніч або спустошливі набіги сарани.
Додати в блог або на сайт

Цей текст може містити помилки.

Астрономія | Наукова робота
150.8кб. | скачати


Схожі роботи:
Спектральний аналіз
Спектри і спектральний аналіз
Спектральний аналіз коливань
Спектри та спектральний аналіз у фізиці
Спектральний і кореляційний аналіз неперіодичних сигналів
Лазерний атомно- фотоіонізаційний спектральний аналіз
Фізико-хімічні методи аналізу рефрактометрія спектральний аналіз
Аналіз і вдосконалення господарської діяльності ТОВ Спектр
Семантичний аналіз джерел тривоги фірми ТОВ Спектр
© Усі права захищені
написати до нас
Рейтинг@Mail.ru