1. Різноманіття зірок.
1.1. Світність зірок, зоряна величина.
Якщо дивитися на зоряне небо, відразу впадає в очі, що зірки різко відрізняються по своїй яскравості - одні світять дуже яскраво, вони легко помітні, інші важко розрізнити неозброєним оком.
Ще стародавній астроном Гіппарх запропонував розрізняти яскравість зірок. Зірки були розділені на шість груп: до першої відносяться самі яскраві - це зірки першої величини (скорочено - 1m, від латинського magnitudo-величина), зірки слабший - до другої зоряної величини (2m) і так далі до шостої групи - ледь помітні неозброєним оком зірки. Зоряна величина характеризує блиск зірки, тобто освітленість, яку зірка створює на землі. Блиск зірки 1m більше блиску зірки 6mв 100 разів.
Спочатку яскравість зірок визначалася неточно, на око, а згодом, з появою нових оптичних приладів, світність стали визначати точніше і стали відомі менш яскраві зірки із зоряною величиною більше 6. (Самий потужний російський телескоп - 6-ти метровий рефлектор - дозволяє спостерігати зірки до 24-ї величини.)
Зі збільшенням точності вимірювань, появою фотоелект-річескіх фотометрів, зростала точність вимірювання яскравості зірок. Зоряні величини стали позначати дробовими числами. Найбільш яскраві зірки, а також планети мають нульову або навіть негативну величину. Наприклад, Місяць в повний місяць має зоряну величину -12,5, а Сонце - -26,7.
У 1850 р. англійський астроном Н. Поссон вивів формулу:
E1/E2 = (5 √ 100) m3-m1 ≈ 2,512 m2-m1
де E1і E2 - освітленості, створювані зірками на Землі, а m1і m2-їх зоряні величини. Іншими словами, зірка, наприклад, першої зоряної величини в 2,5 рази яскравіше зірки другої величини і в 2,52 = 6,25 разів яскравіше зірки третьої величини.
Проте значення зоряної величини недостатньо для характеристики світності об'єкта, для цього необхідно знати відстань до зірки.
Відстань до предмета можна визначити, не добираючись до нього фізично. Потрібно виміряти направлення на цей предмет з двох кінців відомого відрізка (базису), а потім розрахувати розміри трикутника, утвореного кінцями відрізка і віддаленим предметом. Цей метод називається тріангуляцією.
Чим більше базис, тим точніше результат вимірювань. Відстані до зірок такі великі, що довжина базису повинна перевершувати розміри земної кулі, інакше помилка вимірювання буде велика. На щастя, спостерігач разом з планетою подорожує протягом року навколо Сонця, і якщо він зробить два спостереження однієї і тієї ж зірки з інтервалом у кілька місяців, то виявиться, що він розглядає її з різних точок земної орбіти, - а це вже порядна базис . Направлення на зірку зміниться: вона трохи зміститься на тлі більш далеких зірок. Цей зсув називається параллактическим, а кут, на який змістилася зірка на небесній сфері, - параллаксом. Річним параллаксом зірки називається кут, під яким з неї було видно середній радіус земної орбіти, перпендикулярний напрямку на зірку.
З поняттям паралакса пов'язана назва однієї з основних одиниць відстаней в астрономії - парсек. Це відстань до уявної зірки, річний паралакс якої дорівнював би точно 1''. Річний паралакс будь-якої зірки пов'язаний з відстанню до неї простою формулою:
r = 1 / П
де r - відстань у парсеках, П - річний паралакс в секундах.
Зараз методом паралакса визначені відстані до багатьох тисяч зірок.
Тепер, знаючи відстань до зірки, можна визначити її світність - кількість реально випромінюваної нею енергії. Її характеризує абсолютна зоряна величина.
Абсолютна зоряна величина (M) - така величина, яку мала б зоря на відстані 10 парсеків (32,6 світлових років) від спостерігача. Знаючи видиму зоряну величину і відстань до зірки, можна знайти її абсолютну зоряну величину:
M = m + 5 - 5 * lg (r)
Найближча до Сонця зірка Проксима Центавра - крихітний тьмяний червоний карлик - має видиму зоряну величину m =- 11,3, а абсолютну M = +15,7. Незважаючи на близькість до Землі, таку зірку можна розгледіти тільки в потужний телескоп. Ще більш тьмяна зірка № 359 по каталогу Вольфа: m = 13,5; M = 16,6. Наше Сонце світить яскравіше, ніж Вольф 359 в 50000 разів. Зірка δЗолотой Риби (у південній півкулі) має лише 8-ма видиму величину і не помітна неозброєним оком, але її абсолютна величина M =- 10,6; вона в мільйон разів яскравіше Сонця. Якщо б вона знаходилася від нас на такій же відстані, як Проксіма Центавра, вона б світила яскравіше Місяця в повний місяць.
Для Сонця M = 4,9. На відстані 10 парсеків сонце буде видно слабкою зірочкою, насилу помітною неозброєним оком.
1.2. Розміри, маси, щільність зірок.
Зірки такі далекі, що навіть у найбільший телескоп вони виглядають всього лише точками. Як же дізнатися розмір зірки?
На допомогу астрономам приходить Місяць. Вона повільно рухається на тлі зірок, по черзі перекриваючи що йде від них світло. Хоча кутовий розмір зірки надзвичайно малий, Місяць затуляє її не відразу, а за час у кілька сотих чи тисячних часток секунди. За тривалістю процесу зменшення яскравості зірки при покритті її Місяцем визначають кутовий розмір зірки. А, знаючи відстань до зірки, з кутового розміру легко отримати її справжні розміри.
Але лише невелика частина зірок на небі розташована так вдало, що може покриватися Місяцем. Тому зазвичай використовують інші методи оцінки зоряних розмірів. Кутовий діаметр яскравих і не дуже далеких світил може бути безпосередньо виміряно спеціальним приладом - оптичним інтерферометром. Але в більшості випадків радіус зірки (R) визначають теоретично, виходячи з оцінок її повної світності (L) і температури (T):
R2 = L / (4πσT4)
Розміри зірок бувають дуже різні. Зустрічаються зірки надгіганти, радіус яких в тисячі разів більше сонячного. З іншого боку відомі зірки-карлики з радіусом в десятки разів менше, ніж у Сонця.
Найважливішою характеристикою зірки є маса. Чим більше речовини зібралося в зірку, тим вище тиск і температура в її центрі, а це визначає практично всі інші характеристики зірки, а також особливості її життєвого шляху.
Прямі оцінки маси можуть бути зроблені тільки на підставі закону всесвітнього тяжіння. Маса зірок коливається в значно менших межах: приблизно від 1028до 1032кілограмм. Існує зв'язок між масою зірки та її світністю: чим більше маса зірки, тим більше її світність. Світність пропорційна приблизно четвертого ступеня маси зірки:
2. Будова зірок. Моделі деяких типів зірок.
Будова зірок залежить від маси. Якщо зірка в кілька разів масивніше Сонця, то глибоко в її надрах відбувається інтенсивне перемішування речовини (конвекція), подібно киплячій воді. Таку область називають конвективним ядром зірки. Чим більша зірка, тим більшу її частину становить конвективное ядро, в якому знаходиться джерело енергії. У міру перетворення водню в гелій молекулярна маса речовини ядра зростає, а його обсяг зменшується. Зовнішні ж області зірки при цьому розширюються, вона збільшується в розмірах, а температура її поверхні падає. Гаряча зірка - блакитний гігант - поступово перетворюється в червоний гігант.
Термін життя зірки прямо залежить від її маси. Зірки з масою в сто разів більше сонячної живуть всього кілька мільйонів років. Якщо маса становить 2-3 сонячних термін збільшується до мільярда років. У зірках-карликів, маса яких менша за масу Сонця, конвективное ядро відсутня. Водень в них горить, перетворюючись на гелій, в центральній області. Коли він згоряє повністю, зірки повільно стискаються і за рахунок енергії стиснення можуть існувати ще дуже тривалий час.
Сонце і подібні йому зірки представляють собою проміжний випадок. У Сонця є маленьке конвективное ядро, але не дуже чітко відокремлене від іншої частини. Ядерні реакції горіння водню протікають як в ядрі, так і в його околицях. Вік Сонця приблизно 4.5-5 млрд. років, і за цей час воно майже не змінило свого розміру і яскравості. Після вичерпання водню Сонце може поступово вирости в червоний гігант, скинути надмірно розширилася оболонку і закінчити своє життя, перетворившись на білий карлик. Але це станеться не раніше, ніж через 5 млрд. років.
У зірок нижньої частини головної послідовності (червоні карлики) термоядерні реакції протікають в центральній частині ядра. Перенесення енергії до поверхні зірки здійснюється конвекцією. В яскравих зірках верхній частині головної послідовності перенесення енергії від конвективного ядра здійснюється випромінюванням. Червоні гіганти мають центральне невелике ядро з гелію, температура в межах якого однакова. Це ядро оточене вузькою зоною, в якій відбуваються ядерні реакції. Далі йде широкий шар, де енергія передається конвекцією. На відміну від червоних гігантів, білі карлики однорідні і складаються з виродженого газу.
3. Змінні зірки. Нові і наднові.
Іноді на небі з'являються нові зірки: вони спалахують, досягають надзвичайно яскравого блиску, а потім протягом декількох тижнів або місяців згасають, зрідка спалахують знов, але не зникають назавжди. Це, так звані, змінні зірки, зірки блиск яких змінюється. До цих пір астрономи не прийшли до єдиної думки, якого мінімального зміни блиску достатньо для того, щоб зарахувати зірку до даного класу. За цим в каталоги змінних зірок включають всі зірки, у яких достовірно виявлені навіть дуже незначні коливання блиску. Зараз у нашій Галактиці відомо більше 20000 змінних зірок. Змінні зірки різняться масою, розмірами, віком, причинами змінності і підрозділяються на кілька великих груп.
Одна з груп - пульсуючі зорі. Першим таку зірку відкрив Фабриціус, учень Тіко Бриг, ще в 1596 році і назвав її Мірою; ця зірка змінює свій блиск з періодом 332 дні. Подібні зірки з тривалим періодом називають Меріда. Це в основному червоні гіганти змінюють блиск на кілька зіркових величин з періодами в середньому від декількох місяців до півтора років.
Більш поширені і добре вивчені змінні зірки іншого класу - цефеїди (названі так по імені δ Цефея, відкритої Гудрайк у 1784 році). Цефеїди - пульсуючі гіганти. Їх періоди досить різні-від 1,5 до 50 діб. Цефеїди виявлені не тільки в нашій галактиці, але і в Магеланових хмарах і в туманності Андромеди. До цефеїдам відноситься і Полярна зірка - α Малої Ведмедиці. Амплітуда змін її блиску дуже мала - від 2,64 mдо 2,5 m, а період - приблизно 4 доби.
У чому ж причина зміни блиску пульсуючих зірок? Найбільш розробленою є теорія, згідно з якою пульсації відбуваються під дією протиборчих сил - сили тяжіння і сили тиску газу, виштовхує речовина назовні.
У стислому стані переважає тиск газу - зірка розширюється. Середнє, урівноважений стан зірка проскакує по інерції, так як розширення йде дуже швидко. У розширеному стані тиск газу слабшає, сили тяжіння знову стискають зірку.
Пильна увага астрофізиків приваблюють не тільки пульсуючі змінні. Так звані, вибухові зірки - приклад складних процесів в подвійних зоряних системах, де відстань між компонентами ненабагато перевищує їх розміри. У результаті взаємодії компонентів речовина з поверхневих шарів менш щільної із зірок починає перетікати на іншу зірку. У більшості вибухових змінних та зірка, на яку перетікає газ, - білий карлик. Якщо на його поверхні накопичується багато речовини, і різко починаються термоядерні реакції, то спостерігається спалах нової зірки.
Особлива група змінних - наймолодші зірки, порівняно недавно (за космічними масштабами) сформувалися в областях концентрації міжзоряного газу. Їх називають оріоновимі змінними. Ці зірки часто змінюють блиск безладним чином, але іноді у них простежуються і ознаки періодичності, пов'язаної з обертанням навколо осі.
Змінні зірки, описані вище, змінюють свій блиск внаслідок складних фізичних процесів у надрах або на поверхні, або в результаті взаємодії в тісних подвійних системах. Це фізично змінні зірки. Однак знайдено чимало зірок, змінність яких пояснюється суто геометричними ефектами. Відомі тисячі затемнюваних змінних зірок у подвійних системах. Їхні компоненти, переміщаючись по своїх орбітах, часом заходять один за інший. Найзнаменитіша змінна зірка - Алголь. Яскравість може бути мінливою і через те, що на поверхні зірки є темні або світлі плями. Обертаючись навколо осі, зірка повертається до земного спостерігача то більш світлою, то більш темною стороною.
Найвища ступінь змінності спостерігається у так званих нових і наднових зірок. При спалаху нової зірки блиск її зростає в тисячі разів. Після цього через кілька днів зірка починає тьмяніти, спочатку швидко, потім зменшення блиску сповільнюється і іноді супроводжується окремими короткими посиленнями.
Більшість нових зірок є компонентами тісних подвійних систем, в яких одна - як правило, зірка типу нашого Сонця, а друга - білий карлик. Орбіта такої подвійної системи настільки тісна, що нормальна зірка сильно деформується приливним впливом компактного сусіда. Плазма з атмосфери цієї зірки може вільно падати на білий карлик, в результаті чого навколо останнього утворюється тонкий щільний шар газу, температура якого поступово збільшується і виростає до настільки високих значень, що починається термоядерна реакція синтезу гелію. Через дуже великої щільності речовини вона носить вибухоподібний характер. Саме цей термоядерний вибух на поверхні білого карлика і призводить до скидання накопиченої оболонки, розліт і світіння якої спостерігається як спалах нової зірки.
Інший варіант пояснення спалаху нових - звільнення енергії в неглибоких шарах зірки. У результаті відбувається вибух, розпилюючи зовнішні шари речовини зірки в навколишній простір. При цьому виділяється енергія, яку Сонце дає за десятки тисяч років. Проте маса газової оболонки, що викидається новою зіркою відносно невелика і складає приблизно стотисячну частку маси зірки, тому через кілька років зірка повертається в початковий стан.
Як показують оцінки, щороку в нашій Галактиці спалахує близько сотні нових зірок.
Набагато більше вражає вибух наднової. Супернова в максимумі блиску має величину -12 - -18 m, тобто в сотні і тисячі разів яскравіше нових зірок. Світність зростає в мільйони разів. Вибух відбувається на великій глибині, велика частина маси зірки (а іноді і вся) розлітається зі швидкістю до 10 тис. км. / Сек., А залишок стискається (колапсує) у сверхплотную нейтронну зірку або в чорну діру. Викинуті гази утворюють газові туманності. Найбільш відома з них - Крабоподібна туманність, що є результатом спалаху наднової в 1054 році, зареєстрованої в китайських літописах. Наднові грають важливу роль в еволюції зірок. Вони є фіналом життя зірок масою більше 8-10 сонячних. Закінченої теорії вибуху наднової з формуванням компактного залишку та скиданням зовнішньої оболонки поки не створено зважаючи на велику складність обліку всіх протікають при цьому фізичних процесів.
4. Кінець зірки - білі карлики, нейтронні зірки і чорні діри.
Після того як зірка вичерпає свої джерела енергії, вона починає остигати і стискуватися. При цьому фізичні властивості газу кардинально міняються, так що його тиск сильно зростає. Якщо маса зірки невелика, то сили гравітації порівняно слабкі і стиснення зірки припиняється, вона переходить у стійкий стан білого карлика. У сучасній теорії зіркою еволюції білі карлики розглядаються як кінцевий етап еволюції зірок середньої і малої маси (менше 3-4 мас Сонця). Після того як у центральних областях старіючої зірки вигорить весь водень, її ядро має стиснутися і розігрітися. Зовнішні шари при цьому сильно розширюються, ефективна температура світила падає, і воно стає червоним гігантом. Новоутворена розріджена оболонка зірки дуже слабко пов'язана з ядром, і вона врешті-решт розсіюється в просторі. На місці колишнього червоного гіганта залишається дуже гаряча і компактна зірка, що складається в основному з гелію, - білий карлик. Завдяки своїй високій температурі вона випромінює головним чином в ультрафіолетовому діапазоні і ионизует газ розлітається оболонки. Але якщо маса перевищує деяке критичне значення, стиск продовжується. При дуже високій щільності електрони, з'єднуючись з протонами, утворять нейтральні частки - нейтрони. Незабаром вже майже вся зірка складається з одних нейтронів, які настільки тісно притиснуті один до одного, що величезна зоряна маса зосереджується в дуже невеликій кулі радіусом кілька кілометрів і стиск зупиняється. Щільність цієї кулі - нейтронної зірки - дивовижно велика навіть у порівнянні з щільністю білих карликів: вона може перевищити 10 млн. т. / см. куб.
Що станеться, якщо маса зірки буде настільки велика, що навіть освіта нейтронної зірки не зупинить гравітаційного колапсу?
Чорні діри утворюються в результаті колапсу гігантських зірок масою більше 3-х мас Сонця. При стисненні їх гравітаційне поле ущільнюється все сильніше і сильніше. Нарешті зірка стискається до такого ступеня, що світ вже не може подолати її тяжіння. Радіус, до якого повинна стиснутися зірка, щоб перетворитися на чорну дірку, називається гравітаційним радіусом. Для масивних зірок він становить кілька десятків кілометрів. Відрізнити чорну дірку від нейтронної зірки (якщо випромінювання останньої не спостерігається) дуже важко. Тому про існування чорних дір часто говорять імовірно. Тим не менш, відкриття масивних не світяться тіл - серйозний аргумент на користь їх існування.
5 Найтиповіша зірка.
5.1. Фізичні параметри Сонця.
Завдяки своїй близькості до Землі Сонце, природно, є найбільш вивченою зіркою. За всіма параметрами Сонце - звичайнісінька, звичайна зірка. На діаграмі Герцшпрунга-Рассела вона розташована в середині головної послідовності, серед безлічі їй подібних. Розглянемо її як представника найпоширенішого класу.
Сонце належить до спектрального класу G2, жовтий карлик. Температура на поверхні Сонця приблизно дорівнює 6000 º С; температура в центрі - близько 14 * 106 º С. Діаметр Сонця 1390 тисяч кілометрів - у сто разів більше земного. Маса - 2 * 1030 кг, середня щільність - 1410 кг/м3 (у центрі ~ 105 кг/м3). Основні складові Сонця, як, втім, і інших зірок, - водень (70%) і гелій (29%). Прискорення вільного падіння на поверхні - 274 метра в секунду (іншими словами, сила тяжіння в 28 разів більше, ніж на Землі). Оскільки Сонце - плазмовий куля, його верстви обертаються навколо осі нерівномірно - у екватора швидше, ніж біля полюсів.
5.2. Внутрішня будова Сонця.
Наше Сонце - це величезний сяючий газова куля, всередині якого протікають складні процеси і в результаті безперервно виділяється енергія. Внутрішній об'єм Сонця можна розділити на кілька областей. Познайомимося з ними, починаючи з самого центру. У центральній частині Сонця знаходиться джерело його енергії. Ця область називається ядром. Під вагою зовнішніх шарів речовина всередині Сонця стисло, причому чим глибше, тим сильніше. Щільність його збільшується до центру разом із зростанням тиску і температури. У ядрі, де температура сягає 15 млн. К, відбувається виділення енергії. Ця енергія виділяється в результаті злиття атомів легких хімічних елементів в атоми більш важких. У надрах Сонця з чотирьох атомів водню утворюється один атом гелію. Ядро має радіус не більше чверті загального радіусу Сонця. Однак у його обсязі зосереджена половина сонячної маси і виділяється практично вся енергія, яка підтримує світіння Сонця. Але енергія гарячого ядра повинна якось виходити назовні, до поверхні Сонця. Існують різні способи передачі енергії в залежності від фізичних умов середовища, а саме: променистий перенесення, конвекція і теплопровідність. Відразу навколо ядра починається зона променистої передачі енергії, де ця хвороба поширюється через поглинання і випромінювання речовиною порцій світла - квантів. Щільність, температура і тиск зменшуються в міру віддалення від ядра, і в цьому ж напрямі йде потік енергії. У цілому процес цей вкрай повільний. Щоб кванта дістатися від центру Сонця до фотосфери, необхідні багато років: адже, переізлучаясь, кванти весь час змінюють напрямок, майже настільки ж часто рухаючись назад, як і вперед. Так що якщо б «піч» усередині Сонця раптом згасла, то ми б дізналися про це лише мільйони років тому. На своєму шляху через внутрішні сонячні верстви потік енергії зустрічає таку область, де непрозорість газу сильно зростає. Це конвективна зона Сонця. Тут енергія передається вже не випромінюванням, а конвекцією. Що таке конвекція? Коли рідина кипить, вона перемішується. Так само може поводитися і газ. Те ж саме відбувається і на Сонце в області конвекції. Величезні потоки гарячого газу піднімаються вгору, де віддають своє тепло навколишньому середовищі, а охолоджене сонячний газ опускається вниз. Конвективна зона починається приблизно на відстані 0.7 радіусу від центру і простягається практично до самої видимої поверхні Сонця (фотосфери), де перенесення основного потоку енергії знову стає променистим. Проте за інерцією сюди все-таки проникають гарячі потоки з більш глибоких, конвективних шарів. Добре відома спостерігачам картина грануляції на поверхні Сонця є видимим проявом конвекції.
3.3.Солнечная атмосфера.
Зірки цілком складаються із газу. Але їх зовнішні шари теж іменують атмосферою.
Атмосфера Сонця починається на 200-300 км. глибше видимого краю сонячного диска. Ці самі глибокі шари атмосфери називають фотосферою. Оскільки їх товщина складає не більше однієї трьохтисячної частки сонячного радіуса, фотосфери іноді умовно називають поверхнею Сонця. Щільність газу в фотосфері приблизно така ж, як у земній стратосфері, і в сотні разів менше, ніж біля поверхні Землі. Температура фотосфери зменшується то 8000 До на глибині 300 км. до 4000 К в самих верхніх шарах. У телескоп з великим збільшенням можна спостерігати тонкі деталі фотосфери: вся вона здається посипаної дрібними яскравими зернятками - гранулами, розділеними мережею вузьких темних доріжок. Грануляція є результатом перемішування спливаючих теплих потоків газу і опускаються більш холодних. Різниця температур між ними в зовнішніх шарах порівняно невелика, але глибше, в конвективної зоні, вона більше, і перемішування відбувається значно інтенсивніше. Конвекція в зовнішніх шарах Сонця грає величезну роль, визначаючи загальну структуру атмосфери. У кінцевому рахунку саме конвекція в результаті складної взаємодії з сонячними магнітними полями є причиною всіх різноманітних проявів сонячної активності. Фотосфера поступово переходить у більш зріджені зовнішні шари сонячної атмосфери - хромосферу і корону.
Хромосфера (грец. «сфера світла») названа так за свою червонувато-фіолетове забарвлення. Вона видно вчасно повних сонячних затемнень як клочковатое яскраве кільце навколо чорного диска Місяця, тільки що затьмарить Сонце. Хромосфера досить неоднорідна і складається в основному з довгастих витягнутих язичків (спікул), які надають їй вид палаючій трави. Температура цих хромосферних струменів в 2-3 рази вище, ніж у фотосфері, а щільність в сотні тисяч разів менше. Загальна протяжність хромосфери - 10-15 тис. км. Зростання температури в хромосфері пояснюється поширенням хвиль і магнітних полів, що проникають у неї з конвективної зони. Речовина нагрівається приблизно так само, як якщо б це відбувалося в гігантській мікрохвильової печі. Швидкості теплових рухів частинок зростають, частішають зіткнення між ними, і атоми втрачають свої зовнішні електрони: речовина стає гарячою іонізованої плазмою. Ці ж фізичні процеси підтримують і надзвичайно високу температуру самих зовнішніх шарів сонячної атмосфери, які розташовані вище хромосфери. Часто під час затемнень над поверхнею сонця можна спостерігати вигадливої форми «фонтани», «хмари», «воронки», «кущі», «арки» і інші яскраво світяться освіти з хромосферного речовини. Це найграндіозніші освіти сонячної атмосфери - протуберанці. Вони мають приблизно таку ж щільність і температуру, що і хромосфера. Але вони знаходяться над нею і оточені вищими, сильно розрідженими верхніми шарами сонячної атмосфери. Протуберанці не падають у хромосферу тому, що їх речовина підтримується магнітними полями активних областей Сонця. Деякі протуберанці, пробувши довгий час без помітних змін, раптово як би вибухають, і речовина їх зі швидкістю в сотні кілометрів у секунду викидається в міжпланетний простір.
На відміну від хромосфери і фотосфери сама зовнішня частина атмосфери Сонця - корона - володіє величезною протяжністю: вона простягається на мільйони кілометрів, що відповідає кільком сонячним радіусів. Густина речовини в сонячної короні убуває з висотою значно повільніше, ніж щільність повітря в земній атмосфері. Корону найкраще спостерігати під час повної фази сонячного затемнення. Головною особливістю корони є промениста структура. Корональні промені мають найрізноманітнішу форму: іноді вони короткі, іноді довгі, бувають промені прямі, а іноді вони сильно вигнуті. Загальний вигляд сонячної корони періодично змінюється. Це пов'язано з одинадцятирічному циклом сонячної активності. Змінюється як загальна яскравість, так і форма сонячної корони. В епоху максимуму сонячних плям він має порівняно округлу форму. Коли ж плям мало, форма корони стає витягнутої, при цьому загальна яскравість корони зменшується. Отже, корона Сонця - зовнішня частина його атмосфери, сама розріджена і найгарячіша. Додамо, що вона і найближча до нас: виявляється, вона простягається далеко від Сонця у вигляді постійно рухається від нього потоку плазми - сонячного вітру. Фактично ми живемо оточені сонячної короною, хоча і захищені від її проникаючої радіації надійним бар'єром у вигляді земного магнітного поля.
Список літератури:
1. В. П. Цесевич. Змінні зірки і їхнє спостереження. - М. 1980.
2. В. Г. Горбацький. Космічні вибухи. - М. 1979.
3. Ф. Хойл. Галактики, ядра і квазари. - Вид. "Світ", М.1968.
4. Космонавтика. Енциклопедія. Під ред. В. П. Глушко. М. 1985.
Для підготовки даної роботи були використані матеріали з сайту http://www. bolshe.ru /