Чому Сонце світить і не остигає вже мільярди років? Яке "паливо" дає йому енергію? Відповіді на ці питання вчені шукали століттями, і лише на початку XX ст. було знайдено правильне рішення. Тепер відомо, що Сонце, як і інші зірки, світить завдяки протікає в його надрах термоядерним реакцій. Що ж це за реакції? <
Якщо ядра атомів легких елементів зіллються в ядро атома більш важкого елементу, то маса нового ядра виявиться менше, ніж сумарна маса тих ядер, з яких воно утворилося. Залишок маси перетворюється на енергію, яку несуть частинки, що звільнилися в ході реакції. Ця енергія майже повністю переходить в тепло. Така реакція синтезу атомних ядер може відбуватися тільки при дуже високому тиску і температурі понад 10 млн градусів. Тому вона і називається термоядерної.
Основна речовина, що становить Сонце, - водень, на його частку доводиться близько 71% всієї маси світила. Майже 27% належить гелію, а решта 2% - понад важким елементам, таким, як вуглець, азот, кисень і метали. Головним "паливом" на Сонце служить саме водень. З чотирьох атомів водню в результаті ланцюжка перетворень утворюється один атом гелію. А з кожного грама водню, що бере участь в реакції, виділяється 6 * 10 Дж енергії! На Землі такої кількості енергії вистачило б для того, щоб нагріти від температури 0 С до точки кипіння 1000 м води!
Розглянемо механізм термоядерної реакції перетворення водню в гелій, яка, мабуть, найбільш важлива для більшості зірок. Називається вона протон-протонної, так як починається з тісного зближення двох ядер атомів водню - протонів. Протони заряджені позитивно, тому взаємно відштовхуються, причому, за законом Кулона, сила цього відштовхування обернено пропорційна квадрату відстані і при тісних зближеннях повинна стрімко зростати. Однак при дуже високій температурі і тиску теплового руху частинок настільки великі, а часткам так тісно, що найбільш швидкі з них все ж зближуються один з одним і опиняються у сфері впливу ядерних сил. У результаті може статися ланцюжок перетворень, яка завершиться виникненням нового ядра, що складається з двох протонів і двох нейтронів, - ядра гелію.
Далеко не кожне зіткнення двох протонів призводить до ядерної реакції. Протягом мільярдів років протон може постійно стикатися з іншими протонами, так і не дочекавшись ядерного перетворення. Але якщо в момент тіснішого зближення двох протонів відбудеться ще й інше малоймовірне для ядра подія - розпад протона на нейтрон, позитрон і нейтрино (такий процес називається бета-розпадом), то протон з нейтроном об'єднаються в стійке ядро атома важкого водню - дейтерію.
Ядро дейтерію (Дейтон) за своїми властивостями схоже на ядро водню, тільки важче. Але на відміну від останнього в надрах зірки ядро дейтерію довго існувати не може. Вже через кілька секунд, зіткнувшись ще з одним протоном, воно приєднує його до себе, випускає могутній гамма-квант і стає ядром ізотопу гелію, у якого два протони пов'язані не з двома нейтронами, як у звичайного гелію, а тільки з одним. Раз на кілька мільйонів років такі ядра легкого гелію зближуються настільки тісно, що можуть об'єднатися в ядро звичайного гелію, "відпустивши на свободу" два протони.
Отже, у підсумку послідовних ядерних перетворень утворюється ядро звичайного гелію. Породжені в ході реакції позитрони і гамма-кванти передають енергію навколишнього газу, а нейтрино зовсім йдуть з зірки, тому що володіють дивовижною здатністю проникати через величезні товщі речовини, не зачепивши жодного атома.
Реакція перетворення водню в гелій відповідальна за те, що всередині Сонця зараз набагато більше гелію, ніж на його поверхні. Природно, виникає питання: що ж буде з Сонцем, коли весь водень у його ядрі вигорить і перетвориться на гелій, і як скоро це станеться? Виявляється, приблизно через 5 млрд. років вміст водню в ядрі Сонця настільки зменшиться, що його "горіння" розпочнеться в шарі навколо ядра. Це призведе до "роздування" сонячної атмосфери, збільшення розмірів Сонця, падіння температури на поверхні і підвищенню її в ядрі. Поступово Сонце перетвориться на червоний гігант - порівняно холодну зірку величезного розміру з атмосферою, яка перевершує кордону орбіти Землі. Життя Сонця на цьому не закінчиться, воно буде зазнавати ще багато змін, поки, зрештою, не стане холодним і щільним газовим кулею, всередині якого вже не відбувається ніяких термоядерних реакцій.
Коливання Сонця. Геліосейсмології
Земна сейсмологія заснована на особливості поширення звуку під землею. Однак на Сонці сейсмограф поставити не можна. Тому коливання Сонця вимірюють зовсім іншими методами. Головний з них заснований на ефекті Доплера. Так як сонячна поверхню ритмічно опускається і піднімається (коливається), то її наближення-видалення позначається на спектрі випромінюваного світла. Досліджуючи спектри різних ділянок сонячного диска, отримують картину розподілу швидкостей; звичайно ж, з часом вона змінюється - хвилі біжать. Періоди цих хвиль лежать в діапазоні приблизно від 3 до 10 хв. Коли ж вони вперше були відкриті, знайдене значення періоду склало приблизно 5 хв. З тих пір всі ці коливання називають "п'ятихвилинними".
Швидкості коливання сонячної поверхні дуже малі - десятки сантиметрів в секунду, і виміряти їх неймовірно складно. Але часто цікаво не саме значення швидкості, а те, як воно змінюється з часом (як хвилі проходять по поверхні). Припустимо, людина перебуває в приміщенні з щільно заштореними вікнами; на вулиці сонячно, але в кімнаті напівтемрява. І раптом мало помітний рух повітря ледве зрушує штору, і в очі вдаряє засліплюючий сонячний промінь. Легкий вітерець викликає настільки сильний ефект! Приблизно так само вимірюють вчені найменші вимірювання променевої швидкості сонячної поверхні. Роль штори відіграють лінії поглинання в спектрі Сонця. Прилад, який вимірює яскравість сонячного світла, налаштовується так, що-б він пропускав лише світло з довжиною хвилі точно в центрі будь-якої вузької лінії поглинання. Тоді при щонайменшій зміні довжини хвилі на вхід приладу потрапить не темна лінія, а яскравий сусідню ділянку безперервного спектру. Але це ще не все.
Щоб виміряти період хвилі з максимальною точністю, її потрібно спостерігати як можна довше, причому без перерв, інакше потім не можна буде визначити, яка це хвиля - та ж сама або вже інша. А Сонце щовечора ховається за обрієм, та ще хмари час від часу набігають ...
Перше рішення проблеми полягало в спостереженнях за Південним полярним колом - там Сонці влітку не заходить за горизонт тижнями і до того ж таки більше ясних днів, ніж у Заполяр'ї. Однак налагоджувати роботу астрономів в Антарктиді складно і дорого. Інший запропонований шлях більш очевидний, але ще більше доріг: спостереження з космосу. Такі спостереження іноді проводяться як побічні дослідження (наприклад, на вітчизняних "Фобос", поки вони летіли до Марса. В кінці 1995 р. був запущений міжнародний супутник SOНО (Solar and Heliospheric Obsеrvatory), на якому встановлена безліч приладів, розроблених вченими різних країн.
Але більшу частину спостережень як і раніше проводять із Землі. Щоб уникнути перерв, пов'язаних з ночами і поганою погодою, Сонце спостерігають з різних континентів. Адже коли в східній півкулі ніч, у Західному - день, і навпаки. Сучасні методи дозволяють представити такі спостереження як один безперервний ряд. Важлива умова для цього - щоб телескопи і прилади були однаковими. Подібні спостереження проводять у рамках великих міжнародних проектів.
Що ж вдалося дізнатися про Сонце, вивчаючи ці незвичайні, беззвучні звукові хвилі? Спочатку уявлення про їх природу не сильно відрізнялися від того, що було відомо про коливання земної кори. Вчені уявляли собі, як процеси на Сонці збуджують ці хвилі, і вони біжать по поверхні нашого світила, немов морські хвилі по водній гладі. Але надалі виявився дуже цікавий факт: виявилось, що деякі хвилі в різних частинах сонячного диска пов'язані між собою (фізики говорять: мають одну фазу). Це можна уявити собі так, ніби вся поверхня покрита рівномірної сіткою хвиль, але в деяких місцях вона невидно, а в інших виразно проявляється. Виходить, що різні області мають тим не менш узгоджену картину осциляцій. Дослідники прийшли до висновку, що сонячні коливання носять глобальний характер: хвилі пробігають дуже великі відстані і в різних місцях сонячного диска видні прояви однієї і тієї ж хвилі. Таким чином, можна мовити, що Сонце "звучить, як дзвін", тобто як одне ціле.
Як у випадку із Землею, коливання поверхні Сонця - лише відлуння тих хвиль, які поширюються в його глибинах. Одні хвилі доходять до центра Сонця, інші затухають на півдорозі. Це і допомагає досліджувати властивості різних частин сонячних надр. Вивчаючи хвилі з різною глибиною проникнення, вдалося навіть побудувати залежність швидкості звуку від глибини! А оскільки з теорії відомо, що на нижній межі зони конвекції повинно бути різка зміна швидкості звуку, вдалося визначити, де починається сонячна конвективна зона. Це на сьогодні одне з найважливіших досягнень геліосейсмології.
Є у геліосейсмології і свої проблеми. Наприклад, поки не вдалося з'ясувати причину коливань сонячної поверхні. Вважається, що найбільш вірогідний джерело коливань - грануляція: виходять на поверхню потоки розпеченої плазми, подібно потужним фонтанів, викликають розбігаються на всі боки хвилі. Однак на ділі все не так просто, і теоретики поки не змогли задовільно описати ці процеси. Зокрема, неясно, чому хвилі настільки стійкі, що можуть оббігти всі Сонце, не затухаючи?
За допомогою методів геліосейсмології вдалося встановити, що внутрішня частина Сонця (ядро) обертається помітно швидше, ніж зовнішні шари. Нерівномірне обертання Сонця робить на його осциляції такий же вплив, як тріщина на дзвін. У результаті "звук" стає не дуже чистим - змінюються існуючі періоди коливань і з'являються нові. Це дає можливість досліджувати обертання внутрішніх шарів, яке іншими методами поки вивчати не можна. Вважається, саме завдяки нерівномірному обертанню Сонце має магнітне поле.
Ось така несподівана і бурхливо розвивається зараз галузь науки виникла із, здавалося б, нічим не примітних вимірювань рухів сонячної поверхні.
Сонячні інструменти
Основним інструментом астронома, що б він не вивчав на небі, є телескоп. І хоча принцип дії всіх телескопів загальний, для кожної області астрономії розроблені свої модифікації цього приладу.
Яскравість Сонця велика, отже, світлосила оптичної системи сонячного телескопа може бути невеликою. Набагато цікавіше отримати якомога більший масштаб зображення. Тому у сонячних телескопів дуже великі фокусні відстані. Найбільший з них має фокусну відстань 90 м і дає зображення Сонця діаметром близько 80 см. Обертати подібну конструкцію було б нелегко. На щастя, це й не потрібно. Сонце рухається по небосхилу лише в обмеженій її області, усередині смуги шириною близько 47 °. Тому сонячного телескопа не потрібна монтування для наведення в будь-яку точку піднебіння. Його встановлюють нерухомо, а сонячні промені направляються рухливою системою дзеркал - целостат.
Бувають горизонтальні і вертикальні сонячні телескопи. Горизонтальний телескоп побудувати легше, тому що всі його деталі знаходяться на горизонтальній осі. Із них і працювати легше. Але у нього є один суттєвий недолік. Сонце дає багато тепла, і повітря всередині телескопа сильно нагрівається. Нагріте повітря рухається вгору, більш холодний - вниз. Ці зустрічні потоки роблять зображення тремтячим і розмитою. Тому останнім часом будують в основному вертикальні сонячні телескопи. У них потоки повітря рухаються майже паралельно променям світла і менше псують зображення.
Найкращі фотографії Сонця, отримані на найбільших інструментах, дозволяють побачити деталі розміром близько 200 км. Звичайні сонячні телескопи призначені в основному для спостереження фотосфери. Щоб спостерігати самі зовнішні і сильно розріджені, а тому слабо світяться шари сонячної атмосфери - сонячну корону, користуються коронограф. Винайшов його французький астроном Бернард Ліо в 1930 р.
У звичайних умовах сонячну корону побачити не можна, тому що світло від неї в 10 тис. разів слабкіше світла денного неба поблизу Сонця. Можна скористатися моментами повних сонячних затемнень, коли диск Сонця закрито Місяцем. Але затемнення бувають рідко і часом у важкодоступних районах земної кулі. Та й погода не завжди сприятлива. А тривалість повної фази затемнення не перевищує 7 хв. Коронограф ж дозволяє спостерігати корону поза затемненням.
Щоб видалити світло від сонячного диска, у фокусі об'єктива коронографа встановлена штучна "місяць". Крім того, необхідно прибрати розсіяне світло в телескопі. Найважливіше - це добре відполірований об'єктив без дефектів усередині скла. Коронограф зазвичай встановлюють високо в горах, де повітря прозорішим і небо темніше. Але і там сонячна корона все ж слабкіше, ніж ореол неба навколо Сонця. Тому її можна спостерігати тільки у вузькому діапазоні спектра, в спектральних лініях випромінювання корони. Для цього використовують спеціальний фільтр або спектрограф.
Спектрографф - найважливіший допоміжний прилад для астрофізичних досліджень. Багато сонячні телескопи служать лише для того, щоб направляти пучок сонячного світла в спектрограф. Основна характеристика спектрографа - його спектральний дозвіл. Чим вище дозвіл, тим більше близькі спектральні лінії можна побачити роздільно. Дозвіл залежить від декількох параметрів. Один з них - порядок спектра. Дифракційна решітка дає багато спектрів, видимих під різними кутами. Кажуть, що вона має багато порядків спектру.
Якщо ядра атомів легких елементів зіллються в ядро атома більш важкого елементу, то маса нового ядра виявиться менше, ніж сумарна маса тих ядер, з яких воно утворилося. Залишок маси перетворюється на енергію, яку несуть частинки, що звільнилися в ході реакції. Ця енергія майже повністю переходить в тепло. Така реакція синтезу атомних ядер може відбуватися тільки при дуже високому тиску і температурі понад 10 млн градусів. Тому вона і називається термоядерної.
Основна речовина, що становить Сонце, - водень, на його частку доводиться близько 71% всієї маси світила. Майже 27% належить гелію, а решта 2% - понад важким елементам, таким, як вуглець, азот, кисень і метали. Головним "паливом" на Сонце служить саме водень. З чотирьох атомів водню в результаті ланцюжка перетворень утворюється один атом гелію. А з кожного грама водню, що бере участь в реакції, виділяється 6 * 10 Дж енергії! На Землі такої кількості енергії вистачило б для того, щоб нагріти від температури 0 С до точки кипіння 1000 м води!
Розглянемо механізм термоядерної реакції перетворення водню в гелій, яка, мабуть, найбільш важлива для більшості зірок. Називається вона протон-протонної, так як починається з тісного зближення двох ядер атомів водню - протонів. Протони заряджені позитивно, тому взаємно відштовхуються, причому, за законом Кулона, сила цього відштовхування обернено пропорційна квадрату відстані і при тісних зближеннях повинна стрімко зростати. Однак при дуже високій температурі і тиску теплового руху частинок настільки великі, а часткам так тісно, що найбільш швидкі з них все ж зближуються один з одним і опиняються у сфері впливу ядерних сил. У результаті може статися ланцюжок перетворень, яка завершиться виникненням нового ядра, що складається з двох протонів і двох нейтронів, - ядра гелію.
Далеко не кожне зіткнення двох протонів призводить до ядерної реакції. Протягом мільярдів років протон може постійно стикатися з іншими протонами, так і не дочекавшись ядерного перетворення. Але якщо в момент тіснішого зближення двох протонів відбудеться ще й інше малоймовірне для ядра подія - розпад протона на нейтрон, позитрон і нейтрино (такий процес називається бета-розпадом), то протон з нейтроном об'єднаються в стійке ядро атома важкого водню - дейтерію.
Ядро дейтерію (Дейтон) за своїми властивостями схоже на ядро водню, тільки важче. Але на відміну від останнього в надрах зірки ядро дейтерію довго існувати не може. Вже через кілька секунд, зіткнувшись ще з одним протоном, воно приєднує його до себе, випускає могутній гамма-квант і стає ядром ізотопу гелію, у якого два протони пов'язані не з двома нейтронами, як у звичайного гелію, а тільки з одним. Раз на кілька мільйонів років такі ядра легкого гелію зближуються настільки тісно, що можуть об'єднатися в ядро звичайного гелію, "відпустивши на свободу" два протони.
Отже, у підсумку послідовних ядерних перетворень утворюється ядро звичайного гелію. Породжені в ході реакції позитрони і гамма-кванти передають енергію навколишнього газу, а нейтрино зовсім йдуть з зірки, тому що володіють дивовижною здатністю проникати через величезні товщі речовини, не зачепивши жодного атома.
Реакція перетворення водню в гелій відповідальна за те, що всередині Сонця зараз набагато більше гелію, ніж на його поверхні. Природно, виникає питання: що ж буде з Сонцем, коли весь водень у його ядрі вигорить і перетвориться на гелій, і як скоро це станеться? Виявляється, приблизно через 5 млрд. років вміст водню в ядрі Сонця настільки зменшиться, що його "горіння" розпочнеться в шарі навколо ядра. Це призведе до "роздування" сонячної атмосфери, збільшення розмірів Сонця, падіння температури на поверхні і підвищенню її в ядрі. Поступово Сонце перетвориться на червоний гігант - порівняно холодну зірку величезного розміру з атмосферою, яка перевершує кордону орбіти Землі. Життя Сонця на цьому не закінчиться, воно буде зазнавати ще багато змін, поки, зрештою, не стане холодним і щільним газовим кулею, всередині якого вже не відбувається ніяких термоядерних реакцій.
Коливання Сонця. Геліосейсмології
Земна сейсмологія заснована на особливості поширення звуку під землею. Однак на Сонці сейсмограф поставити не можна. Тому коливання Сонця вимірюють зовсім іншими методами. Головний з них заснований на ефекті Доплера. Так як сонячна поверхню ритмічно опускається і піднімається (коливається), то її наближення-видалення позначається на спектрі випромінюваного світла. Досліджуючи спектри різних ділянок сонячного диска, отримують картину розподілу швидкостей; звичайно ж, з часом вона змінюється - хвилі біжать. Періоди цих хвиль лежать в діапазоні приблизно від 3 до 10 хв. Коли ж вони вперше були відкриті, знайдене значення періоду склало приблизно 5 хв. З тих пір всі ці коливання називають "п'ятихвилинними".
Швидкості коливання сонячної поверхні дуже малі - десятки сантиметрів в секунду, і виміряти їх неймовірно складно. Але часто цікаво не саме значення швидкості, а те, як воно змінюється з часом (як хвилі проходять по поверхні). Припустимо, людина перебуває в приміщенні з щільно заштореними вікнами; на вулиці сонячно, але в кімнаті напівтемрява. І раптом мало помітний рух повітря ледве зрушує штору, і в очі вдаряє засліплюючий сонячний промінь. Легкий вітерець викликає настільки сильний ефект! Приблизно так само вимірюють вчені найменші вимірювання променевої швидкості сонячної поверхні. Роль штори відіграють лінії поглинання в спектрі Сонця. Прилад, який вимірює яскравість сонячного світла, налаштовується так, що-б він пропускав лише світло з довжиною хвилі точно в центрі будь-якої вузької лінії поглинання. Тоді при щонайменшій зміні довжини хвилі на вхід приладу потрапить не темна лінія, а яскравий сусідню ділянку безперервного спектру. Але це ще не все.
Щоб виміряти період хвилі з максимальною точністю, її потрібно спостерігати як можна довше, причому без перерв, інакше потім не можна буде визначити, яка це хвиля - та ж сама або вже інша. А Сонце щовечора ховається за обрієм, та ще хмари час від часу набігають ...
Перше рішення проблеми полягало в спостереженнях за Південним полярним колом - там Сонці влітку не заходить за горизонт тижнями і до того ж таки більше ясних днів, ніж у Заполяр'ї. Однак налагоджувати роботу астрономів в Антарктиді складно і дорого. Інший запропонований шлях більш очевидний, але ще більше доріг: спостереження з космосу. Такі спостереження іноді проводяться як побічні дослідження (наприклад, на вітчизняних "Фобос", поки вони летіли до Марса. В кінці 1995 р. був запущений міжнародний супутник SOНО (Solar and Heliospheric Obsеrvatory), на якому встановлена безліч приладів, розроблених вченими різних країн.
Але більшу частину спостережень як і раніше проводять із Землі. Щоб уникнути перерв, пов'язаних з ночами і поганою погодою, Сонце спостерігають з різних континентів. Адже коли в східній півкулі ніч, у Західному - день, і навпаки. Сучасні методи дозволяють представити такі спостереження як один безперервний ряд. Важлива умова для цього - щоб телескопи і прилади були однаковими. Подібні спостереження проводять у рамках великих міжнародних проектів.
Що ж вдалося дізнатися про Сонце, вивчаючи ці незвичайні, беззвучні звукові хвилі? Спочатку уявлення про їх природу не сильно відрізнялися від того, що було відомо про коливання земної кори. Вчені уявляли собі, як процеси на Сонці збуджують ці хвилі, і вони біжать по поверхні нашого світила, немов морські хвилі по водній гладі. Але надалі виявився дуже цікавий факт: виявилось, що деякі хвилі в різних частинах сонячного диска пов'язані між собою (фізики говорять: мають одну фазу). Це можна уявити собі так, ніби вся поверхня покрита рівномірної сіткою хвиль, але в деяких місцях вона невидно, а в інших виразно проявляється. Виходить, що різні області мають тим не менш узгоджену картину осциляцій. Дослідники прийшли до висновку, що сонячні коливання носять глобальний характер: хвилі пробігають дуже великі відстані і в різних місцях сонячного диска видні прояви однієї і тієї ж хвилі. Таким чином, можна мовити, що Сонце "звучить, як дзвін", тобто як одне ціле.
Як у випадку із Землею, коливання поверхні Сонця - лише відлуння тих хвиль, які поширюються в його глибинах. Одні хвилі доходять до центра Сонця, інші затухають на півдорозі. Це і допомагає досліджувати властивості різних частин сонячних надр. Вивчаючи хвилі з різною глибиною проникнення, вдалося навіть побудувати залежність швидкості звуку від глибини! А оскільки з теорії відомо, що на нижній межі зони конвекції повинно бути різка зміна швидкості звуку, вдалося визначити, де починається сонячна конвективна зона. Це на сьогодні одне з найважливіших досягнень геліосейсмології.
Є у геліосейсмології і свої проблеми. Наприклад, поки не вдалося з'ясувати причину коливань сонячної поверхні. Вважається, що найбільш вірогідний джерело коливань - грануляція: виходять на поверхню потоки розпеченої плазми, подібно потужним фонтанів, викликають розбігаються на всі боки хвилі. Однак на ділі все не так просто, і теоретики поки не змогли задовільно описати ці процеси. Зокрема, неясно, чому хвилі настільки стійкі, що можуть оббігти всі Сонце, не затухаючи?
За допомогою методів геліосейсмології вдалося встановити, що внутрішня частина Сонця (ядро) обертається помітно швидше, ніж зовнішні шари. Нерівномірне обертання Сонця робить на його осциляції такий же вплив, як тріщина на дзвін. У результаті "звук" стає не дуже чистим - змінюються існуючі періоди коливань і з'являються нові. Це дає можливість досліджувати обертання внутрішніх шарів, яке іншими методами поки вивчати не можна. Вважається, саме завдяки нерівномірному обертанню Сонце має магнітне поле.
Ось така несподівана і бурхливо розвивається зараз галузь науки виникла із, здавалося б, нічим не примітних вимірювань рухів сонячної поверхні.
Сонячні інструменти
Основним інструментом астронома, що б він не вивчав на небі, є телескоп. І хоча принцип дії всіх телескопів загальний, для кожної області астрономії розроблені свої модифікації цього приладу.
Яскравість Сонця велика, отже, світлосила оптичної системи сонячного телескопа може бути невеликою. Набагато цікавіше отримати якомога більший масштаб зображення. Тому у сонячних телескопів дуже великі фокусні відстані. Найбільший з них має фокусну відстань 90 м і дає зображення Сонця діаметром близько 80 см. Обертати подібну конструкцію було б нелегко. На щастя, це й не потрібно. Сонце рухається по небосхилу лише в обмеженій її області, усередині смуги шириною близько 47 °. Тому сонячного телескопа не потрібна монтування для наведення в будь-яку точку піднебіння. Його встановлюють нерухомо, а сонячні промені направляються рухливою системою дзеркал - целостат.
Бувають горизонтальні і вертикальні сонячні телескопи. Горизонтальний телескоп побудувати легше, тому що всі його деталі знаходяться на горизонтальній осі. Із них і працювати легше. Але у нього є один суттєвий недолік. Сонце дає багато тепла, і повітря всередині телескопа сильно нагрівається. Нагріте повітря рухається вгору, більш холодний - вниз. Ці зустрічні потоки роблять зображення тремтячим і розмитою. Тому останнім часом будують в основному вертикальні сонячні телескопи. У них потоки повітря рухаються майже паралельно променям світла і менше псують зображення.
Найкращі фотографії Сонця, отримані на найбільших інструментах, дозволяють побачити деталі розміром близько 200 км. Звичайні сонячні телескопи призначені в основному для спостереження фотосфери. Щоб спостерігати самі зовнішні і сильно розріджені, а тому слабо світяться шари сонячної атмосфери - сонячну корону, користуються коронограф. Винайшов його французький астроном Бернард Ліо в 1930 р.
У звичайних умовах сонячну корону побачити не можна, тому що світло від неї в 10 тис. разів слабкіше світла денного неба поблизу Сонця. Можна скористатися моментами повних сонячних затемнень, коли диск Сонця закрито Місяцем. Але затемнення бувають рідко і часом у важкодоступних районах земної кулі. Та й погода не завжди сприятлива. А тривалість повної фази затемнення не перевищує 7 хв. Коронограф ж дозволяє спостерігати корону поза затемненням.
Щоб видалити світло від сонячного диска, у фокусі об'єктива коронографа встановлена штучна "місяць". Крім того, необхідно прибрати розсіяне світло в телескопі. Найважливіше - це добре відполірований об'єктив без дефектів усередині скла. Коронограф зазвичай встановлюють високо в горах, де повітря прозорішим і небо темніше. Але і там сонячна корона все ж слабкіше, ніж ореол неба навколо Сонця. Тому її можна спостерігати тільки у вузькому діапазоні спектра, в спектральних лініях випромінювання корони. Для цього використовують спеціальний фільтр або спектрограф.
Спектрографф - найважливіший допоміжний прилад для астрофізичних досліджень. Багато сонячні телескопи служать лише для того, щоб направляти пучок сонячного світла в спектрограф. Основна характеристика спектрографа - його спектральний дозвіл. Чим вище дозвіл, тим більше близькі спектральні лінії можна побачити роздільно. Дозвіл залежить від декількох параметрів. Один з них - порядок спектра. Дифракційна решітка дає багато спектрів, видимих під різними кутами. Кажуть, що вона має багато порядків спектру.