Зависит ли форма короны солнца во время солнечных затмений от числа пятен на поверхности
Обновлено: 06.07.2024
В отличие от фотосферы и хромосферы самая внешняя часть атмосферы Солнца — корона — обладает огромной протяжённостью: она простирается на миллионы километров, что соответствует нескольким солнечным радиусам, а её слабое продолжение уходит ещё дальше.
Плотность вещества в солнечной короне убывает с высотой значительно медленнее, чем плотность воздуха в земной атмосфере. Уменьшение плотности воздуха при подъёме вверх определяется притяжением Земли. На поверхности Солнца сила тяжести значительно больше, и, казалось бы, его атмосфера не должна быть высокой. В действительности она необычайно обширна. Следовательно, имеются какие-то силы, действующие против притяжения Солнца. Эти силы связаны с огромными скоростями движения атомов и электронов в короне, разогретой до температуры 1–2 млн. кельвинов!
Корону лучше всего наблюдать во время полной фазы солнечного затмения. Правда, за те несколько минут, что она длится, очень трудно зарисовать не только отдельные детали, но даже общий вид короны. Глаз наблюдателя едва лишь начинает привыкать к внезапно наступившим сумеркам, а появившийся из-за края Луны яркий луч Солнца уже возвещает о конце затмения. Поэтому часто зарисовки короны, выполненные опытными наблюдателями во время одного и того же затмения, сильно различались. Не удавалось даже точно определить её цвет.
изображение (формат C3), полученное Большим угловым спектральным коронографом (LASCO) обсерватории SOHO
источники: архив SOHO, Википедия
Изобретение фотографии дало астрономам объективный и документальный метод исследования. Однако получить хороший снимок короны тоже нелегко. Дело в том, что ближайшая к Солнцу её часть, так называемая внутренняя корона, сравнительно яркая, в то время как далеко простирающаяся внешняя корона представляется очень бледным сиянием.
Поэтому если на фотографиях хорошо видна внешняя корона, то внутренняя оказывается передержанной, а на снимках, где просматриваются детали внутренней короны, внешняя совершенно незаметна. Чтобы преодолеть эту трудность, во время затмения обычно стараются получить сразу несколько снимков короны — с большими и маленькими выдержками.
Или же корону фотографируют, помещая перед фотопластиной специальный «радиальный» фильтр, ослабляющий кольцевые зоны ярких внутренних частей короны.
На таких снимках ее структуру можно проследить до расстояний во много солнечных радиусов.
Уже первые удачные фотографии позволили обнаружить в короне большое количество деталей: корональные лучи, всевозможные «дуги», «шлемы» и другие сложные образования, чётко связанные с активными областями.
В 1929–1931 году французский оптик-экспериментатор Бернар Лио (Lyot, Bernard) создал коронограф — прибор для наблюдений солнечной короны вне затмений, что позволило существенно продвинуть вперед изучение Солнца.
| LASCO C2 | LASCO C3 |
На солнечной обсерватории SOHO установлен коронограф LASCO (Large Angle Spectrometric Coronagraph) (Большой угловой спектральный коронограф). LASCO дает изображения солнечной короны, блокируя свет, идущий прямо из Солнца, затеняющим диском, создавая искусственное затмение в пределах самого инструмента. Положение солнечного диска обозначено в изображениях белым кругом.
Очевидной особенностью короны являются корональные шлейфы (стриммеры), это почти радиальные зоны, которые могут быть замечены на изображениях и в C2 и в C3. Иногда, выбросы крональных масс могут находиться на больших расстояниях от Солнца — на пересечении областей представления обоих коронографов. Тень, пересекающая изображения из нижнего левого угла до центра, образуется от рычага, на котором укреплен затеняющий диск.
Главной особенностью короны является лучистая структура. Корональные лучи имеют самую разнообразную форму: иногда они короткие, иногда длинные, бывают лучи прямые, а иногда они сильно изогнуты.
| Ганский А.П. (1870-1908) |
| Лио, Бернар (1897–1952) |
Ещё в 1897 г. пулковский астроном Алексей Павлович Ганский обнаружил, что общий вид солнечной короны периодически меняется. Оказалось, что это связано с 11-летним циклом солнечной активности. [А.П. Ганский, кстати, обнаружил и 80-летний цикл солнечной активности].
С 11-летним периодом меняется как общая яркость, так и форма солнечной короны. В эпоху максимума солнечных пятен она имеет сравнительно округлую форму. Прямые и направленные вдоль радиуса Солнца лучи короны наблюдаются как у солнечного экватора, так и в полярных областях. Когда же пятен мало, корональные лучи образуются лишь в экваториальных и средних широтах.
Форма короны становится вытянутой, у полюсов появляются характерные короткие лучи, так называемые полярные щёточки (см. картинки в шапке и внизу страницы). При этом общая яркость короны уменьшается. Эта интересная особенность короны, по-видимому, связана с постепенным перемещением в течение 11-летнего цикла зоны преимущественного образования пятен. После минимума пятна начинают возникать по обе стороны от экватора на широтах 30—40°. Затем зона пятнообразования постепенно опускается к экватору.
вытянутая корона соответсятвует спокойному Солнцу (минимум активности)
источник:
Астрономия. Энциклопедия, Аванта. 1988
Тщательные исследования позволили установить, что между структурой короны и отдельными образованиями в атмосфере Солнца существует определённая связь. Например, над пятнами и факелами обычно наблюдаются яркие и прямые корональные лучи. В их сторону изгибаются соседние лучи. В основании корональных лучей яркость хромосферы увеличивается. Такую её область называют обычно возбуждённой. Она горячее и плотнее соседних, невозбуждённых областей. Над пятнами в короне наблюдаются яркие сложные образования. Протуберанцы также часто бывают окружены оболочками из корональной материи. Корона оказалась уникальной естественной лабораторией, в которой можно наблюдать вещество в самых необычных и недостижимых на Земле условиях.
На рубеже XIX—XX столетий, когда физика плазмы фактически ещё не существовала, наблюдаемые особенности короны представлялись необъяснимой загадкой. Так, по цвету корона удивительно похожа на Солнце, как будто его свет отражается зеркалом. При этом, однако, во внутренней короне совсем исчезают характерные для солнечного спектра фраунгоферовы линии. Они вновь появляются далеко от края Солнца, во внешней короне, но уже очень слабые. Кроме того, свет короны поляризован: плоскости, в которых колеблются световые волны, располагаются в основном касательно к солнечному диску. С удалением от Солнца доля поляризованных лучей сначала увеличивается (почти до 50%), а затем уменьшается. Наконец, в спектре короны появляются яркие эмиссионные линии, которые почти до середины XX в. не удавалось отождествить ни с одним из известных химических элементов.
Оказалось, что главная причина всех этих особенностей короны — высокая температура сильно разреженного газа. При температуре свыше 1 млн градусов средние скорости атомов водорода превышают 100 км/с, а у свободных электронов они ещё раз в 40 больше. При таких скоростях, несмотря на сильную разреженность вещества (всего 100 млн частиц в 1 см З , что в 100 млрд раз разреженнее воздуха на Земле!), сравнительно часты столкновения атомов, особенно с электронами. Силы электронных ударов так велики, что атомы лёгких элементов практически полностью лишаются всех своих электронов и от них остаются лишь «голые» атомные ядра. Более тяжёлые элементы сохраняют самые глубокие электронные оболочки, переходя в состояние высокой степени ионизации.
Корональный газ — это высокоионизованная плазма; она состоит из множества положительно заряженных ионов всевозможных химических элементов и чуть большего количества свободных электронов, возникших при ионизации атомов водорода (по одному электрону), гелия (по два электрона) и более тяжёлых атомов. Поскольку в таком газе основную роль играют подвижные электроны, его часто называют электронным газом, хотя при этом подразумевается наличие такого количества положительных ионов, которое полностью обеспечивало бы нейтральность плазмы в целом.
Белый цвет короны объясняется рассеянием обычного солнечного света на свободных электронах. Они не вкладывают своей энергии при рассеянии: колеблясь в такт световой волны, они лишь изменяют направление рассеиваемого света, при этом
поляризуя его. Таинственные яркие линии в спектре порождены необычным излучением высокоионизованных атомов железа, аргона, никеля, кальция и других элементов, возникающим только в условиях сильного разрежения. Наконец, линии поглощения во внешней короне вызваны рассеянием на пылевых частицах, которые постоянно присутствуют в межзвёздной среде. А отсутствие линий во внутренней короне связано с тем, что при рассеянии на очень быстро движущихся электронах все световые кванты испытывают столь значительные изменения частот, что даже сильные фраунгоферовы линии солнечного спектра полностью «замываются».
Итак, корона Солнца — самая внешняя часть его атмосферы, самая разреженная и самая горячая. Добавим, что она и самая близкая к нам: оказывается, она простирается далеко от Солнца в виде постоянно движущегося от него потока плазмы — солнечного ветра. Вблизи Земли его скорость составляет в среднем 400— 500 км/с, а порой достигает почти 1000 км/с. Распространяясь далеко за пределы орбит Юпитера и Сатурна, солнечный ветер образует гигантскую гелиосферу, граничащую с ещё более разреженной межзвёздной средой.
Фактически мы живём окружённые солнечной короной, хотя и защищенные от её проникающей радиации надёжным барьером в виде земного магнитного поля. Через корону солнечная активность влияет на многие процессы, происходящие на Земле (геофизические явления).
Картинка для шапки страницы взята отсюда: The Big Corona. Astronomy Picture of the Day (2009 July 26).
Фотографию предоставил бельгийский астроном и фотограф Коэн ван Горп (Koen van Gorp).
Во время полного солнечного затмения протяженная внешняя атмосфера, или корона Солнца представляет собой приводящее в трепет и вдохновляющее зрелище. Тонкие оттенки и блистающие детали короны приковывают к себе взоры. Отношение яркостей деталей короны больше 10000 к 1, поэтому запечатлеть их на одной фотографии — очень трудная задача. Но эта картинка, составленная из 33 цифровых изображений, полученных с экспозициями от 1/8000 до 1/5 секунды, очень близка к тому, чтобы показать корону Солнца во всем ее величии. Изображения были получены с помощью телескопа в Сиде, Турция во время солнечного затмения 29 марта 2006 года. На картинке также виден розоватый протуберанец, протянувшийся за верхний край затмившегося Солнца.
Здесь расположена еще одна прекрасная фотография этого затмения (170 КБ), сделанная Коэном ван Гарпом.
Композитный снимок всех фаз этого затмения недалеко от Анталии смотрите здесь.
А это композитное (составное) изображение солнечной короны полученно с помощью цифрового зеркального фотоаппарата
во время полного солнечного затмения на болгарском курорте Шабла 11 августа 1999 года Вячеславом Хондыревым
Солнечная корона – это внешний слой атмосферы звезды, состоящий из плазмы. Её можно увидеть во время одного из полных затмений, которые происходят в момент, когда Луна закрывает диск Солнца. В этот период корона проявляется во всей своей красе в виде яркого ореола. Главной особенностью Солнца является неоднородность его состава, что отражается также и на короне. Она проявляется в виде возникновения петель, протуберанцев, дыр. В зависимости от активности звезды могут изменяться их структура, конфигурация и размеры.
Этапы развития
Движение плазмы нередко заторможено вследствие локального усиления магнитного поля. В итоге вынос тепла на солнечную фотосферу замедляется. Гранулы подвергаются охлаждению на 1000 градусов, что приводит к их существенному потемнению и созданию единичного пятна на Солнце. Какие-то элементы пропадают уже спустя несколько дней, а некоторые объекты имеют возможность развития в целые группы биполярного типа. Самые внушительные по размерам категории всегда обладают связанной группой.
Возникновение солнечного пятна: магнитные линии проникают сквозь фотосферу Солнца
Рентгеновское излучение атмосферы Солнца
Исследования короны с поверхности Земли на сегодняшний день являются больше исключением, нежели правилом. В большинстве случаев для этих целей учёные используют рентгеновский диапазон, который невозможно увидеть с земной поверхности. Подобное обстоятельство обусловлено невероятно высокой температурой на поверхности Солнца. Более того, хромосфера и фотосфера светила практически не испускают рентгеновских лучей, а значит, не создают помех для наблюдения за солнечной атмосферой.
Оптические приборы, применяемые для проведения исследований и фотографирования рентгеновского спектра, в значительной степени отличаются от обычных. Солнечную корону не удастся наблюдать даже при наличии очень дорогого и технологичного телескопа. Это связано с тем, что инструменты, предназначенные для её изучения, должны располагаться вне пределов атмосферы Земли, например, на борту геофизической ракеты либо спутника. Так последние годы 20-го века большое количество ценных данных предоставил японский спутник Yohkoh.
Он проводил исследования атмосферы Солнца в течение 10 лет с 1991 по 2001 год. В наше столетие подобные исследования осуществлялись такими спутниками, как Трейс, Сохо, Коронос-Ф. Россия также не осталась в стороне данного вопроса, запустив свой спутник Коронос-Фотон в 2008 году. Он имеет на борту комплекс специального оборудования, включая телескоп Тесис, который позволяет получать фотографии в высоком разрешении. Это поможет разгадать большое количество загадок и ответить на вопросы касающиеся природы солнечной короны. Таким образом, физики получили современный инструмент для исследования нашего Солнца и близлежащего космоса.
Пятна на Солнце – темные участки на поверхности земного светила, имеющие низкую температуру в сравнении с окружающими областями фотосферы. Их можно заметить с поверхности Земли вооруженным глазом. Они представляют собой зоны, в которых в фотосферу выходят сильные магнитные поля. Количество таких образований выступает в качестве основного показателя активности на диске.
Возникновение участков
Появляются пятна на Солнце вследствие возмущений, происходящих на отдельных участках солнечного магнитного поля. В самом начале этого процесса происходит «прорыв» трубок через атмосферу в корону. В итоге сильное поле подавляет плазменное движение и препятствует попаданию наружу внутренних областей. Поначалу в этой области появляется факел, а затем – небольшая точка (пора), имеющая диаметр в несколько тысяч километров.
На протяжении нескольких часов наблюдается возрастание величины магнитной индукции, а также размера и числа пор. С течением времени они способны друг с другом сливаться и формировать пятна на Солнце в количестве одного или нескольких штук. Срок их существования равен нескольким месяцам. Этот факт и стал базой для доказательства вращения Солнца.
Традиционно пятна на Солнце образуются целыми группами. Но порой дают о себе знать одиночные элементы, продолжительность жизни которых составляет всего несколько суток. Лишь 50% пятен живет больше, чем 2 дня, а 1/10 их часть способна существовать свыше 11-ти дней. Ориентируются эти элементы параллельно относительно экватора, однако имеет место определенный наклон оси.
Историческая справка
Первые упоминания об этих участках появились в 800 г. до нашей эры в Китае. А первые зарисовки возникли в 1128 г. в рамках хроники Иоанна. Что касается древнерусских литературных источников, в них такая информация датируется 14-м веком (записи летописей). Начиная с 1610 г., приходит эпоха проведения инструментальных исследований солнечной поверхности. В частности, произошло изобретение телескопа и гелиоскопа. Все это поспособствовало тому, что ученые смогли рассмотреть образования и понять причины их происхождения, а также проанализировать структуру.
Группа пятен на Солнце, сфотографированная в видимом свете. Снимок сделан космическим аппаратом Hinode 13 декабря 2006 года.
Линии излучения звёздной короны
Астрономы-любители и учёные, которые занимались исследованиями спектра солнечного света обнаружили большое количество различного рода излучений и линий, несопоставимых с чем-либо. Ни один из известных химических элементов не мог дать подобные линии при проведении спектрального анализа. Поэтому некоторые учёные предположили, что в составе Солнца имеются вещества неизвестные современной науке. Данный элемент решено было назвать термином «короний».
Это вещество пытались обнаружить до тех пор, пока кто-то не обратил внимание на температуру солнечной короны. К удивлению большинства, измеренное значение было намного больше миллиона градусов Цельсия. Подобные температурные режимы приводят к полной ионизации веществ, находящихся в составе звёздной атмосферы, таких как гелий и водород. Они теряют электроны, что лишает их возможности осуществлять излучение в привычном для них спектре. Подобная ионизация приводит к тому, что видимое излучение приобретает характер редких элементов несвойственных по составу Солнца. Происходит выделение линий, ионизированных кальция и железа. Именно соединение спектров этих элементов натолкнуло учёных на мысль о существовании неизвестного до сих пор вещества корония.
В настоящее время совсем необязательно дожидаться полного затмения, чтобы наблюдать солнечную корону. Для этого изобрели новые инструменты, которые называются коронографы. Они позволяют в любое время закрыть диск звезды с помощью специальной заслонки, тем самым предоставляя возможность изучать её атмосферу.
Цикличность
Наблюдается прямая взаимосвязь между солнечным циклом и частотой, с которой появляются образования, а также их продолжительностью существования и уровнем активности. На один полный цикл приходится порядка 11 лет. Когда активность практически нулевая, таких пятен мало, или они вовсе отсутствуют. Пятна на Солнце имеют способность появляться в количестве нескольких сотен штук при повышенной активности.
Продолжительность цикла
В среднем данное значение составляет 11 лет, общий диапазон – 9-14 лет. В течение столетий эти средние значения подлежат изменениям. К примеру, в 20 веке средняя длина одного цикла была равной 10,2 года. Непостоянной является и его форма. В процессе перехода от минимального значения к максимальному показателю активность становится тем быстрее, чем большим является число пятен.
Что представляет собой солнечная корона?
Корона — верхний слой атмосферы Солнца, который из-за его невысокой яркости можно увидеть без аппаратуры лишь во время полных солнечных затмений. С помощью же специальных телескопов — коронографов — можно закрывать солнечный диск искусственно и наблюдать корону в любое время.
Для более детального изучения короны Солнца используют специальную рентгеновскую оптику, так как основное излучение короны из-за ее высокой температуры лежит в рентгеновской части солнечного спектра. Инструмент выводят за пределы атмосферы Земли с помощью геофизических ракет или устанавливают на одном из спутников.
Что необычного известно о солнечной короне?
Еще после первых наблюдений в начале XX века ученые подумали, что в короне есть неизвестное нам вещество, которое они окрестили коронием. Но оказалось, что из-за высокой температуры в верхнем слое атмосферы Солнца (свыше 1 000 000 °C) водород и гелий полностью ионизируются, теряя все электроны и прекращая производить спектральные линии излучения. И вместо них в видимой области солнечного спектра доминируют элементы, которые там обнаружить не ожидаешь: сильно ионизованные атомы железа и кальция.
Структура солнечной короны чрезвычайно сложна и динамична, зависит от пространственного распределения активных образований на поверхности Солнца и от фазы солнечного цикла. Она содержит множество «особых» элементов, рассказывается на сайте Лаборатории рентгеновской астрономии Солнца Физического института им. П. Н. Лебедева Российской академии наук. К таким элементам относятся:
- Корональные петли. Они состоят из замкнутых линий магнитного поля, их часто окружают солнечные пятна и активные области. Одни петли «живут» несколько дней, а другие — несколько недель.
- Корональные стримеры — вытянутые яркие шлемообразные структуры с открытой вершиной, часто формируются над пятнами и областями повышенной активности. Они образуются из крупных петель магнитного поля и могут удерживать над поверхностью Солнца протуберанцы и волокна.
- Протуберанцы — плотные конденсации холодного вещества, которые наблюдаются на краю солнечного диска над его поверхностью.
- Волокна — темные вытянутые структуры, хорошо видимые в солнечной хромосфере (неоднородный слой солнечной атмосферы, расположенный над фотосферой — видимой поверхностью Солнца). Представляют собой конденсации из плотной и более холодной, чем окружающее вещество, плазмы и видны в проекции на солнечный диск.
Солнечная корона достигает орбиты Земли в виде постоянно движущегося потока плазмы (солнечного ветра) и простирается еще дальше: за пределы орбит Юпитера и Сатурна. Иными словами, жизнь планеты Земля происходит в атмосфере Солнца, отмечают в Московском планетарии.
Начальное и конечное значение
Относительно недавно в качестве начала цикла было принято считать момент, в который солнечная активность находилась в точке минимума. Современные методы измерений позволили моментально определять изменение полярности, поэтому в настоящее время именно они являются началом цикла. Точная нумерация была предложена Р. В 2009 г. в соответствии с нумерацией Вольфа стартовал 24-й по счету цикл.
На практике также используется значение периодичности изменения максимального числа солнечных пятен, период которых равен 100 лет. Интервалы времени, на которые приходились их последние минимумы, следующие: 1800-1840, 1890-1920 г. Среди современных ученых имеется предположение о том, что имеются циклы еще большей продолжительности.
В понедельник, 14 декабря 2020 года, во время полного солнечного затмения можно будет увидеть астрономическое явление под названием «солнечная корона». Это серебристое сияние с лучистой структурой, которое ореолом окружает Луну, закрывшую собой Солнце. Следующее полное солнечное затмение состоится 4 декабря 2021 года, однако его максимальную фазу можно будет увидеть только в районе Антарктиды.
Что за солнечное затмение 14 декабря?
Вечером 14 декабря 2020 года ожидается солнечное затмение, максимальная фаза которого придется на 19:13 по московскому времени. В максимуме затмение продержится 2 минуты 10 секунд. «Вживую» это явление жителям России увидеть не удастся, однако на YouTube-канале Московского планетария будет вестись онлайн-трансляция. Она начнется в 17:25 по Москве и будет сопровождаться комментариями астронома Олега Угольникова.
1. Поскольку лунное затмение обычно бывает в полнолуние, а солнечное - в новолуние, минимальный промежуток между ними составляет половину синодического, или лунного месяца (синодический месяц в среднем равен 29, 53 средних солнечных суток), то есть приблизительно две недели.
2. Нет, потому что будет новолуние, т.е. Луна полностью скроется в тени Земли и нам ее не будет видно.
3. Потому что плоскость орбиты Луны и плоскость орбиты Земли не совпадают, линия пересечения плоскостей точно направлена на Солнце только два раза в год, и чаще всего не в тот момент, когда Луна пересекает эту линию. Но благодаря тому, что Луна близка к Земле, а также из-за крупных угловых размеров Солнца и Луны, Луна оказывается близка к этой линии и в год случается до 5-7 полных и частичных затмений.
4. Угловые размеры Солнца и Луны с земной поверхности кажутся почти одинаковыми. Тень Земли (если считать проекцию параллельной) значительно больше Луны. Скрость движения Луны в этих двух случаях одна и та же. Поэтому длительность полного затмения значительно больше для лунного затмения.
5. Ближайшее солнечное затмение следует ожидать через 2 недели, а лунное только через полгода.
Размерные характеристики
Размерные параметры традиционно характеризуются протяженностью и числом пятен. Группа может включать в себя любое количество пятен в диапазоне 1-150. Площади также вариабельны. Максимальное значение присвоено группе под номером 1488603, которая возникла на солнечном диске в 1947 году, 30 марта. К 8 апреля (т. е. чуть больше чем за неделю) значение ее площади стало равняться 6132 м. с. п. В ходе максимального развития группы удалось выяснить, что отдельные пятна на Солнце пребывали в ней в количестве 170 штук.
Свойства и характеристики
Пятна на Солнце отличаются определенными параметрами. Среднее температурное значение фотосферы составляет порядка 6000 К. В центре, где наблюдается самая темная область, этот показатель равен 4000 К. Вещество, принадлежащее образованиям, невзирая на низкую температуру, излучает свет, поэтому возникает ощущение черноты пятен. Самая темная часть, расположенная по центру, называется тенью и имеет диаметр 0,4 диаметра образования.
Вопросы температуры атмосферы Солнца
До сих пор вопрос нагрева солнечной короны остаётся загадкой для учёных. Уже выдвинуто большое количество разнообразных предположений касательно аномально высокой температуры в атмосфере по сравнению с фотосферой и хромосферой. В настоящее время известно, что энергия в корону передаётся из нижележащих слоёв. В этом процессе участвуют:
- микровспышки;
- магнитное пересоединение;
- альфвеновские волны;
- магнитные волны.
Некоторые ученые полагают, что механизм нагрева короны аналогичен такому для хроносферы. Из глубин звезды к верхним слоям поднимаются ячейки конвекции, которые проявляются в фотосфере в виде грануляций. Они служат причиной локального нарушения равновесия газа, способствуя распространению в различных направлениях акустических волн. За счёт непредсказуемого изменения скорости, температуры и плотности вещества, в котором они распространяются, хаотически меняются свойства самих волн. Таким образом могут возникать ударные волны, способствующие чрезмерному нагреву короны.
Читайте также: