Что видно на Солнце

Каждому наверняка известно, что нельзя смотреть на Солнце невооруженным глазом, а тем более в телескоп без специальных, очень тёмных светофильтров или других устройств, ослабляющих свет. Пренебрегая этим запретом, наблюдатель рискует получить сильнейших 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 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 (греческое: “сфера света”).
Его толщина не превышает 300 километров. 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 крупных и мелких деталей. Даже при не очень хорошем качестве изображения видно, что вся фотосфера состоит из светлых зернышек (называемых гранулами) и тёмных промежутков между ними.
Это похоже на кучевые облака, когда смотришь на них сверху. Размеры гранул невелики по солнечным масштабам – до 1000-2000 километров в поперечнике; межгранульные дорожки более узкие, примерно 300-600 километров 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 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 создает общий фон, на котором можно наблюдать гораздо более контрастные и крупные объекты – солнечные пятна и факелы.

Пятна

Солнечные пятна – это 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 два 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 очень различными – от малых, диаметром примерно 1000-2000 км, до гигантских, значительно превышающих размеры нашей планеты. Отдельные пятна могут достигать в поперечнике 40 тысяч километров.
А самое большое из наблюдавшихся пятен достигало 100 тысяч километров.

Установлено, что пятна – это места выхода в солнечную атмосферу сильных магнитных полей. Магнитные поля уменьшают поток энергии, идущих 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 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 крупные пятна 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 факелами. Факелы горячее окружающей атмосферы примерно на 2000 К и имеют сложную ячеистую структуру. Величина каждой ячейки – около 30 тысяч километров. 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 три-четыре 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 наружный слой Солнца, но эти поля слабее, чем в пятнах.

Количество пятен и факелов характеризует солнечную активность, максимумы которой повторяются через каждый одиннадцать лет. В годы минимума на Солнце долгое время может не быть ни одного пятна, а в максимуме их число обычно измеряется десятками.

Солнечные инструменты

Основным инструментом астронома-наблюдателя, что бы он ни изучал на небе, является телескоп. И хотя принцип действия 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 80 см.

Вращать подобную конструкцию было бы нелегко. К счастью, это и не нужно. Солнце движется по небосводу лишь в ограниченной его области, внутри полосы шириной около 470. Поэтому солнечному телескопу не нужна монтировка для наведения в любую точку неба. Его устанавливают неподвижно, а солнечные лучи направляются подвижной 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 и 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 другу деталей. Например, разрешение в 1 угловую секунду (1”) означает, что можно различить два объекта, между которыми равен 1” дуги. Видимый радиус Солнца составляет чуть меньше 1000 ”, а истинный – около 700 тысяч километров. Следовательно, 1” на Солнце соответствует расстоянию немногим более 700 км. Лучшие фотографии Солнца, полученные на крупнейших инструментах, позволяют увидеть детали размером около 200 км.

Обычно солнечные телескопы предназначены в основном для наблюдения фотосферы. Чтобы наблюдать самые внешние и сильно разреженные, а потому слабо светящиеся слои солнечном атмосферы – солнечную корону, пользуются специальным инструментом. Он так и называется коронограф. Изобрёл его французский астроном Бернар Лио в 1930 году.

В обычных условиях солнечную корону увидеть нельзя, так как свет от неё в 10 тысяч раз слабее света дневного неба вблизи Солнца. Можно воспользоваться моментами полных солнечных затмений, когда диск Солнца закрыт Луной. Но затмения бывают редко и порой в труднодоступных районах земного шара. Да и погода не всегда благоприятна. А продолжительной полной фазы затмения не превышает 7 минут. Коронограф же позволяет наблюдать корону вне затмения.

Чтобы удалить свет от солнечного диска, в фокусе объектива коронографа установлена искусственная “луна”. Она представляет собой маленький конус с зеркальной поверхностью. Размер его чуть больше диаметра изображения
Солнца, а вершина направлена к объективу. Свет отбрасывается конусом обратно в трубу телескопа или в особую световую “ловушку”. А изображение солнечной короны строит дополнительная линза, которая находится за конусом.

Кроме того, необходимо убрать рассеянный свет в телескопе. Самое главное – это хорошо отполированный линзовый объектив без дефектов внутри стекла. Его нужно тщательно защищать от пыли. Каждая пылинка, каждый дефект линзы – царапины или пузырёк – при сильном освещении работает как маленькое зеркальце – отражает свет в случайном направлении.

Поделитесь этой записью или добавьте в закладки