ЧТО ВИДНО НА СОЛНЦЕ

Каждому наверняка известно, что нельзя смотреть на Солнце невооружённым глазом, а тем более в телескоп без специальных, очень тёмных светофильтров или других устройств, ослабляющих свет. Пренебрегая этим запретом, наблюдатель рискует получить сильнейший ожог глаз. Самый простой способ рассматривать Солнце-это спроецировать его изображение на белый экран. При помощи даже маленького любительского телескопа можно получить увеличенное изображение солнечного диска. Что же видно на этом изображении?

Прежде всего, обращает на себя внимание резкость солнечного края. Солнце - газовый шар, не имеющий чёткой границы, плотность его убывает постепенно. Почему же в таком случае мы видим его резко очерченным? Дело в том, что практически всё видимое излучение Солнца исходит из очень тонкого слоя, который имеет специальное название - фотосфера (греч. «сфера света»). Его толщина не превышает 300 км. Именно этот тонкий светящийся слой и создает у наблюдателя иллюзию того, что солнце имеет поверхность.

ГРАНУЛЯЦИЯ

На первый взгляд диск Солнца кажется однородным. Однако, если приглядеться, на нём обнаруживается много крупны и мелких деталей. Даже при не очень хорошем качестве изображения видно, что вся фотосфера состоит из светлых зёрнышек (называемых гранулами) и тёмных промежутков между ними. Это похоже на кучевые облака, когда смотришь на них сверху, с самолёта. Размеры гранул не велики по солнечным масштабам – до 1000-2000 км в поперечнике; межгранульные дорожки более узкие, примерно 300-600 км в ширину. На солнечном диске наблюдается одновременно около миллиона гранул.

Картина грануляции не является застывшей: одни гранулы исчезают, другие появляются. Каждая из них живет более 10 минут. Всё это напоминает кипение жидкости в кастрюле. Такое сравнение не случайно, поскольку физический процесс, ответственный за оба явления, один и тот же. Это конвекция - перенос тепла большими массами горячего вещества, которые поднимаются снизу, расширяясь и одновременно остывая.

Грануляция создаёт общий фон, на котором можно наблюдать гораздо более контрастные и крупные объекты – солнечные пятна и факелы.

ПЯТНА

Солнечные пятна – тёмные образования на диске Солнца. В телескоп видно, что крупные пятна имеют довольно сложное строение: тёмную область тени окружает полутень, диаметр которой более чем в 2 раза превышает размер тени. Если пятно наблюдается на краю солнечного диска, то создается впечатление, что оно похоже на глубокую тарелку. Происходит то по тому, что газ в пятнах прозрачнее, чем в окружающей атмосфере, и взгляд проникает глубже.

По величине пятна бывают очень разные – от малых, диаметром примерно от 1000-2000 км, до гигантских значительно превосходящих размеры нашей планеты. Отдельные пятна могут достигать в поперечнике 40000 км. А самое большое из наблюдавшихся пятен достигало 100 тыс. км.

Установлено, что пятна – это места выхода в солнечную атмосферу сильных магнитных полей. Магнитные поля уменьшают поток энергии, идущий от недр светила к фотосфере, поэтому в месте их выхода на поверхность температура падает. Пятна холоднее окружающего их вещества примерно на 1500 К, а следовательно и менее ярки. Вот почему на общем фоне они выглядят тёмными.

Солнечные пятна часто образуют группы из нескольких больших и малых пятен, и такие группы могут занимать значительные области на солнечном диске. Картина группы всё время меняется, пятна рождаются, растут и распадаются. Живут группы пятен долго, иногда на протяжении двух или трёх оборотов Солнца (период вращения Солнца составляет примерно 27 суток).

ФАКЕЛЫ

Практически всегда пятна окружены яркими полями, которые называют факелы. Факелы горячее окружающей атмосферы примерно на 2000 К и имеют сложную ячеистую структуру. Величина каждой ячейки – около 30 тыс. км. В центре диска контраст факелов очень мал, а ближе к краю увеличивается, так что лучше всего они заметны именно по краям. Факелы живут ещё дольше, чем пятна, иногда 3-4 месяца. Они не обязательно существуют вместе с пятнами, очень часто встречаются факельные поля, внутри которых пятна никогда не появляются. По-видимому, фаелы тоже являются местами выхода магнитных полей в наружные слои Солнца, но эти поля слабее, чем в пятнах.

Количество пятен и факелов характеризует солнечную активность, максимумы которой появляются через каждые 11 лет. В годы минимума на Солнце долгое время может не быть ни одного пятна, а в максимуме их число обычно измеряется десятками. Ближайший максимум солнечной активности, когда можно было наблюдать много пятен и факелов, был около 2000 г.

СОЛНЕЧНЫЕ ИНСТРУМЕНТЫ

Основным инструментом астронома-наблюдателя, что бы он ни изучал на небе, является телескоп. И хотя принцип действий всех телескопов общий, для каждой области астрономии разработаны свои модификации этого прибора.

Яркость Солнца велика, следовательно, светосила оптической системы солнечного телескопа может быть небольшой. Гораздо интереснее получить как можно больший масштаб изображения. Поэтому у солнечных телескопов очень большие фокусные расстояния. Самый крупный из них имеет фокусное расстояние 90 м и даёт изображение Солнца диаметром около 80 см.

Вращать подобную конструкцию было бы не легко. К счастью, это и не было нужно. Солнце движется по небосводу лишь в ограниченной её области, внутри полосы шириной около 47 градусов. Поэтому солнечному телескопу не нужна монтировка для наведения в любую точку неба. Его устанавливают неподвижно, а солнечные лучи направляются неподвижной системой зеркал – целостатом.

Бывают горизонтальные и вертикальные (башенные) солнечные телескопы. Горизонтальный телескоп построить легче, так как все его детали находятся на горизонтальной оси. С ним работать легче. Но у него есть один существенный недостаток. Солнце даёт много тепла, и воздух внутри телескопа сильно нагревается. Нагретый воздух движется вверх, более холодный – вниз. Эти встречные потоки делают изображение дрожащим и нерезким. Поэтому в последнее время строят в основном вертикальные солнечные телескопы. В них потоки воздуха движутся почти параллельно лучам света и меньше портят изображение.

Важным параметром телескопа является угловое разрешение, характеризующее его способность давать раздельные изображения двух близких друг к другу деталей. Например, разрешение в 1 угловую секунду означает, что можно различать 2два объекта, угол между которыми равен 1 угловой секунде дуги. Видимый радиус Солнца составляет чуть меньше 1000 угловых секунд, а истинный около 700 тыс. км. Следовательно, одна угловая секунда на Солнце соответствует расстоянию немногим более 700 км. Лучшие фотографии Солнца, полученные на крупнейших инструментах, позволяют увидеть детали размером около 200 км.