Звезда по имени Солнце Каждому наверняка известно, что нельзя смотреть на Солнце невооруженным глазом, а тем более в телескоп без специальных, очень темных 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 резкость солнечного края. Солнце газовый шар, не имеющий четкой границы, плотность его убывает постепенно.
Почему же в таком случае мы видим его резко очерченным? Дело в том, что практически все видимое излучение Солнца исходит из очень тонкого слоя, который имеет специальное название фотосфера. 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 нем обнаруживается много крупных и мелких деталей. Даже при не очень хорошем качестве изображения видно, что вся фотосфера состоит из светлых зернышек гранул и темных промежутков между ними. Это похоже на кучевые облака, когда смотришь на них сверху, с самолета. Размеры гранул невелики 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 не более 10 мин. Все 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 создает общий фон, на котором можно наблюдать гораздо более контрастные и крупные объекты солнечные пятна и факелы.
Пятна Солнечные пятна это темные образования на диске Солнца. В телескоп видно, что крупные пятна имеют довольно сложное строение темную область тени окружает полутень, диаметр которой больше чем в 2 раза превышает размер тени. Если пятно наблюдается на краю солнечного диска, то создается впечатление, что оно похоже на глубокую тарелку.Происходит это потому, что газ в пятнах прозрачнее, чем в окружающей атмосфере и взгляд проникает глубже.
По величине пятна бывают разными от малых, диаметром примерно 1000-2000 км, до гигантских, значительно превосходящих размеры нашей планеты. Отдельные пятна могут достигать в поперечнике 40 тыс. км. Установлено, что пятна это место 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 кельвинов, а следовательно и менее ярки. Вот почему на общем фоне они выглядят темными.
Солнечные пятна часто образуют группы из нескольких больших и малых пятен, и такие группы могут занимать значительные области на солнечном диске. Картина группы все время меняется, пятна рождаются, растут и распадаются.Живут группы пятен долго, иногда на протяжение двух или трех оборотов Солнца 1 о.с. 27 суток . Факелы Практически всегда пятна окружены яркими полями, которые называют факелами.
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 еще 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, факелы 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 повторяются 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. Последний максимум солнечной активности, когда можно было наблюдать много пятен и факелов, было около 2000 г.