Пятна на Солнце
Солнце — единствен пая из всех звезд, которую мы видим не как сверкающую точку, а как сияющий диск. Благодаря этому астрономы имеют возможность изучать различные детали па его поверхности.
Что же такое солнечные пятна?
Пятна на Солнце — далеко не устойчивые образования. Они возникают, развиваются и исчезают, а взамен исчезнувших появляются новые. Изредка образуются пятна-исполины. Так, в апреле 1947 года на Солнце наблюдалось сложное пятно: его площадь превышала площадь поверхности земного тара в 350 раз! Оно было хорошо видно невооруженным глазом.
Такие большие пятна на Солнце замечались еще и древние времена, В Никоновской летописи за 1365 год можно найти упоминание о том, как наши предки на Руси видели на Солнце сквозь дым лесных пожарищ «темные пятна, аки гвозди».
Появляясь на восточном краю Солнца, перемещаясь по его диску слепа направо к исчезая за западным (правым) краем дневного светила, солнечные пятна дают прекрасную возможность не только убедиться во вращении Солнца вокруг оси, но и определить период этого вращения (более точно он определяется по доплеровскому смещению спектральных линий). Измерения показали: период вращения Солнца па экваторе составляет 25,38 суток (но отношению к наблюдателю на движущейся Земле — 27,3 суток), в средних широтах — 27 суток и у полюсов около 35 суток. Таким образом, па экваторе Солнце вращается быстрее, чем у полюсов. Зональное вращение светила свидетельствует о его газообразном состоянии.
Центральная часть большого пятна в телескоп пи глядит совсем черной. По пятна только кажутся темными, поскольку мы наблюдаем их на фоне яркой фотосферы. Если бы пятно можно было рассматривать отдельно, то мы бы увидели, что оно светится сильнее, чем электрическая дуга, так как его температура около 4500 К, то есть па 1500 К меньше температуры фотосферы. Солнечное пятно средних размеров па фоне ночного неба казалось бы таким же ярким, как Лупа в фазе полнолуния. Только пятна испускают не желтый, а красноватый свет.
Обычно темное ядро большого пятна бывает окружено серой полутенью, состоящей из светлых радиальных волокон, расположенных на темпом фоне. Вся эта структура хорошо видна даже в небольшой телескоп.
Еще в 1774 году шотландский астроном Александр Вилсон (1714—1786), наблюдая пятна у края солнечного диска, сделал вывод, что большие пятна являются углублениями в фотосфере. В дальнейшем расчеты показали, что «дно» пятна лежит ниже уровня фотосферы в среднем на 700 км. Словом, пятна — гигантские воронки в фотосфере.
Вокруг пятен в лучах водорода отчетливо видно вихревое строение хромосферы. Эта вихревая структура указывает па существование бурных движений газа вокруг пятна. Такой же рисунок создают железные опилки, насыпанные на лист картона, если под ними расположить магнит. Подобное сходство заставило американского астронома Джорджа Хейла (1868—1938) заподозрить, что солнечные пятна — огромные магниты.
Хейлу было известно, что спектральные линии расщепляются, если излучающий газ находится в магнитном поле (так называемое зеемановское расщепление). И когда астроном сравнил величину расщепления, наблюдавшегося в спектре солнечных пятен, с результатами лабораторных опытов с газом в магнитном поле, то обнаружил, что магнитные поля пятен в тысячи раз превышают индукцию земного магнитного поля. Напряженность магнитного ноля у поверхности Земли около 0,5 эрстеда. А в солнечных пятнах она всегда больше 1500 эрстед — иногда достигает 5000 эрстед!
Открытие магнитной природы солнечных пятен — одно из важнейших открытий в астрофизике начала XX века. Впервые было установлено, что магнитными свойствами обладает но только наша Земля, но и другие небесные тела. Солнце в этом отношении вышло на первый план. Только наша планета имеет постоянное магнитное поле с двумя полюсами, а магнитное поле Солнца отличается сложной структурой, и мало того, оно «переворачивается», то есть изменяет свой знак, или полярность. И хотя солнечные пятна являются весьма сильными магнитами, общее магнитное поле Солнца редко превышает 1 эрстед, что в несколько раз больше среднего поля Земли.
Сильное магнитное поле пятен как раз и есть причина их низкой температуры. Ведь ноле создает изолирующий слой под пятном и благодаря этому резко замедляет процесс, конвекции — уменьшает приток энергии из глубин светила.
Большие пятна предпочитают появляться парами. Каждая такая пара располагается почти параллельно солнечному экватору. Ведущее, или головное, пятно движется обычно немного быстрее, чем замыкающее (хвостовое) пятно. Поэтому в течение первых нескольких диен пятна удаляются друг от друга. Одновременно размер пятен увеличивается.
Часто в промежутке между двумя основными пятнами появляется «цепочка» маленьких пятен. После того как это произойдет, хвостовое пятно может претерпеть быстрый распад и исчезнуть. Остается только ведущее пятно, которое уменьшается медленнее и живет в среднем в 4 раза дольше своего компаньона. Подобный процесс развития характерен почти для каждой большой группы солнечных пятен. Большинство пятен живет всего лишь несколько дней (даже несколько часов!), а другие наблюдаются несколько месяцев.
Пятна, поперечник которых достигает 40—50 тыс. км, можно увидеть через светофильтр (густо закопченное стекло) невооруженным глазом.
|
|
Читайте в рубрике «Звезда Солнце»: |