1992 Въведение господин Stepanian

Най-близката звезда - Слънцето - в центъра на нашата планетна система и източникът на почти цялата енергия на Земята.

Какво е това и какво може да се види? Слънце - диаметър нажежен газ топка 1 милион 392 000km, състоящ се от 80% от водород. В централните части на ядрени реакции Sun се случи. Въз основа на енергията, която слънцето грее за повече от 5 милиарда години и ще свети дори по няколко пъти по-дълго. Газът към слънцето е в състояние специално - под формата на плазма, когато електрони не са свързани с ядрата на атомите. Температурата във вътрешността на Слънцето е около 15 милиона Келвин, и на видимата повърхност на нас - около 6000 Келвин.

Според съвременните концепции в централната зона на енергията от слънцето се прехвърля към външните части от него чрез радиация. В външната зона, с дължина от около една трета от радиуса, енергията се пренася навън от движението на отделните маси от значение. Тази част от слънцето, се нарича зона конвекция. Най-външният слой на Слънцето, неговата атмосфера се състои от фотосферата, хромосферата и короната.

Тъй като Слънцето е от нас на разстояние 150 милиона километра, виждаме го карам (диаметър 1,39 милиона км) под ъгъл от 1920 "(дъгови секунди) или 32" (дъгови минути). Това е лесно да се получи, колко километра в централната част на слънчевия диск е 1 ":

1390000: 1920 = 724.5 km.

Струва си да припомним поне приблизителни стойности на няколко променливи:

Диаметърът на слънце (км) D = 1,4 * Юни 10 км

В центъра на слънчевия диск 1 "съответства на # 8764; 700 км

Цялата информация за физическото състояние на материята в Слънцето ще се измъкнем от неговата светлина. Разширяване на спектъра слънчева светлина, те са установили, че тя се състои от непрекъснат спектър на светло, където цвят преминаването от виолетово до червено (както в дъга). На този светъл фон на усвояване линии тъмните са видими. Всеки ред в спектъра на химичен елемент.

Когато погледнем към Слънцето с невъоръжено око, можем да видим най-долния слой на атмосферата - фотосферата. Дебелината на този слой е само на около 300 km, но почти всички от видимата слънчева радиация идва именно от него. Това се случва в по-дълбоките слоеве на Слънцето, ние само може да се съди от отговорите на тези явления в фотосферата и по-високите слоеве на атмосферата - хромосферата и короната.

Ако наблюдавате Слънцето през телескоп, можете да видите, че на повърхността на Слънцето е покрита с ярки зърна разделени от тъмни интервали. Тези зърна са наречени гранули, и цялата явление - гранулиране. Яркостта на слънчевата повърхност варира: в центъра на слънцето е максимална и постепенно намалява към ръбовете. Това явление се нарича потъмняване на слънцето до ръба.

На тъмен фон Sun гранични зони често са видими светлинни образувания. При по-внимателно вглеждане може да се види, че те са съставени от отделни влакна и леки точки. Това факли. Температура на 100-300 фотосферата над стайна температура. Факли съществуват във всяка част на слънцето, но поради малката разлика в яркостта в центъра те не са видими.

Най-съществените на образованието в фотосферата - като слънчево изригване. Те са много по-тъмни от фотосферата. По-големи петна се състоят от сянка и околните леки пенумбра. Има една точка, в началото като малка тъмна точка на порите. Тези пори в Слънцето се появява много. В началото те са трудно да се разграничат от тъмната пространството между гранулите. Най-дълго е живял няколко часа, за да изчезне, но някои растат бързо, те имат полусянка, и е време се превръща в мъгла. петна често са комбинирани в групи от петна. Намалени яркост петна поради тяхната ниска температура (2-3 хиляди температура Келвина под фотосферата). Но най-забележителните места на имота - това е тяхното магнитно поле. Можем да кажем, че това място в фотосферата на по-дълбоките слоеве на магнитното поле тръби - магнитни полюси. Интензитетът на магнитното поле в точки 2-3 хиляди Оерстед.

Така че, гледане на слънцето през телескоп без допълнителни устройства и филтри, или както казват астрономите, в бяла светлина, можем да видим три вида слънчеви образувания в фотосферата: гранулиране, сигнални ракети и слънчевите петна.

Малката представа за това как те изглеждат, изразена в цифри. I, и II, и (нд бяла светлина) и III, наляво (място гранулиране и пристъпи до диск ръб). (Някои фигури в книгата е, подчертани в отделна тетрадка с номерирани с римски цифри).

Над фотосферата е хромосферата. Нейната дължина на височина от около 10 000 km. Хромосферата яркост бяла светлина, която се определя главно чрез излъчване на непрекъснат спектър, е 1000 пъти по-малко от яркостта на фотосферата. Ето защо, при нормални обстоятелства, хромосферата не се вижда нито с невъоръжено око или с телескоп. Излъчването на хромосферата се концентрира главно в отделните спектрални линии. В някои от тях хромосферата излъчва много повече от фотосферата. Ето защо, ако светлината на слънцето, за да премине през филтър с много тясна спектрална лента на д. Излъчващи светлина, не само на една спектрална линия, ще видим слънчевата хромосферата. В видимата област на спектъра линия най-подходящи за тези наблюдения е водород линия в червената част на спектъра. Е определен Naaaaa. Дължина на вълната линия Н # 945; 6562.8 # 197; (Angstrom) *.

Преглед на Слънцето през филтъра при съществено различен от вида на му в бяла светлина. Едно сравнение на фиг. I, и (Слънцето в бяла светлина) и Фиг. I, B (Sun картина линия Haaa получена в един и същи ден) показва тази разлика. На нивото на хромосферата на Слънцето заема цялата повърхност по-голяма от гранули, ярки петна, тъмни и светли нишки. Тези фини детайли могат да бъдат част от една по-големи клетки хромосферен мрежа. Повечето от малките и средни петната не са видими в хромосферата. На тяхно място, и те могат да се видят около ярки области - Plages, които са продължение на факлите в хромосферата. на диска често е възможно да се наблюдава образуване на разширен тъмно - фибри. На ръба на слънцето са видими протуберанси - фонтани от светещата материя във всички форми, от една единствена линия, по която се движат отделните кичури с мрежести "дървета", които не се променят в продължение на много часове. Всички тези формации може да се види на фиг. III, IV, V и VIII.

Fiber - това протуберанси, вижда в проекция върху слънчевия диск. Те разпръсна част от падащото лъчение към тях от по-долу, и следователно се разглеждат като тъмно образование. Когато тези влакна отива до ръба на слънцето, на фона на небето на своята радиация обикновено е достатъчно, за да го видите светло.

Най-интересният, но и доста рядко срещано явление, което може да се наблюдава в хромосферата - слънчево изригване - мощни експлозии, които обхващат голяма част от атмосферата на Слънцето. Най-тежките изблици, които засягат всички слоеве на атмосферата от фотосферата да корона. Тяхното влияние и въздействие върху Земята.

В хромосфера огнище започва с увеличаване на яркостта на отделни части или флокули на границата на възел хромосферен мрежа клетка. Тогава ярка светлина изпълва околността. Понякога светкавица е разработена под формата на две почти успоредни забележителните колани. На кацането, отделяни тъмни и светли емисии околните влакната променят формата или да изчезнат напълно, понякога се възстановява от огнища почти на същото място. един флаш на изглед, показан на фиг. VI.

Прекратяване на този кратък преглед на явления в хромосферата повторение: спазване на хромосферата на Слънцето в съответствие Naa виждаме хромосферен решетка Plages, влакна, известни личности и сигнални ракети.

Слънчевата корона е 1000 пъти по-слаб от хромосферата и 1 милион пъти по-слаб от фотосферата. Вижте външната му част може да бъде в момента на пълно слънчево затъмнение, когато Луната покрива фотосферата на Слънцето. По това време, се вижда светъл венец хромосфера и перла, странна корона, простираща се на разстояние до 10 слънчеви радиуса. Две снимки на корона, получена при различни затъмнения са показани на Фиг. VII. Вътрешен, ярка, част корона (до няколко десети от слънчев радиус) може да се наблюдава от земята без затъмнение. За това ние трябва да се изкачи високо в планините, където яркостта на небето е много по-малко, отколкото на морското равнище. Тази светлина не е разпръснат в небето ни позволява да се наблюдава короната на ниски височини. Тук е 1000 пъти по-ярка от короната. Но дори и в планините, е необходимо да има специален телескоп, който ще бъде позволено да се създаде изкуствено слънчево затъмнение. Минимална необходима за такъв телескоп - минималната разсейването на слънчевата светлина в него.

Наблюдения на короната е по време на слънчеви затъмнения, а по-скоро, и космически наблюдения в различни спектрални области позволиха много, за да научите повече за короната. Неговата структура - греди, парапети, каски опъната над огромни разстояния. В долната корона, слънчеви изригвания изригне. Основни версии - коронални преходни процеси - летят от слънцето. Плазмен тече непрекъснато преминава през короната и преминава през почти цялата планетарна система. Това слънчевия вятър.

Ето кратък списък на тези лица, които могат да се наблюдават на слънцето. Регистриране на емисиите на тези образувания с помощта на различни устройства, можете да им точка, плътност, магнитно поле, скорост, развитие на героя.

Въпреки големите постижения на съвременната астрофизика. Сън не разкрива повече от техните тайни, така че областта на дейност и за професионалистите и наистина неограничен за любители.