Добовий шлях Сонця та його сонячна активність

Кожного дня, піднімаючись з-за горизонту у східній стороні неба, Сонцепроходить по небу і знову ховається на заході. Для мешканців Північногопівкулі цей рух відбувається зліва направо, для жителів півдня - справа наліво. 

Опівдні Сонце досягає найбільшої висоти, або, як говорять астрономи,кульмінірует. Полудень - це верхня кульмінація, а буває ще й нижня - уопівночі. У наших середніх широтах нижня кульмінація Сонця не видно, такяк вона відбувається під горизонтом. А от за Полярним колом, де Сонцевлітку іноді не заходить, можна спостерігати і верхню, і нижню кульмінації. 

На географічному полюсі добовий шлях Сонця практично паралельнийгоризонту. 

Сонячна активність — термін, що характеризує поточну сонячну радіацію, її спектральний розподіл, супутні електромагнітні явища та зміни в часі характеристик Сонця. Сонячна активність визначається сукупністю фізичних змін, які відбуваються на Сонці. Зовнішні прояви сонячної активності — сонячні плями, факели, флокули, протуберанці тощо. Впливає на зміну погоди та клімату.

Хромосфера

Вище фотосфери розташований шар атмосфери, що називаєтьсяхромосферою. Без Хромосферу можна побачити під часповного сонячного затемнення як рожеве кільце, що оточує темний диск в тіхвилини, коли Місяць повністю закриває фотосфери. Тоді можна спостерігати іспектр хромосфери. На краю диска Сонця хромосфера представляєтьсяспостерігачеві як нерівна смужка, з якої виступають окремі зубчики - хромосферні спікули. Діаметр спікули 200-2000 кілометрів, висота порядку 

10000 кілометрів, швидкість підйому плазми в спікули до 30 км/сек. 

Одночасно на Сонці може бути до 250 тисяч спікули. При спостереженні вмонохроматичному світлі на диску Сонця видно яскраву хромосферної сітка,складається з окремих вузликів - дрібних діаметром до 1000 км і великихдіаметром від 2000 до 8000 км. Великі вузлики являють собою скупченнядрібних. Розміри осередків сітки 30 - 40 тисяч кілометрів. Вважають, щоспікули утворюються на межі комірок хромосферної сітки. Щільність населення вхромосфері падає зі збільшенням відстані від центру Сонця. Числоатомів в одному куб. сантиметрі змінюється від 10515 0вблізі фотосфери до 

1059 у верхній частині хромосфери. Дослідження спектрів хромосфери призвело довисновку, що в шарі, де відбувається перехід від фотосфери до хромосфері,температура переходить через мінімум і в міру збільшення висоти надпідставою хромосфери стає рівною 8 -10 тисяч кельвінів, а на висотіу кілька тисяч кілометрів досягає 15 - 20 тисяч кельвінів.

Смолоскипи

В активних областях Сонця спостерігаються смолоскипи - яскраві фотосфернихосвіти, видимі в білому світі переважно поблизу краю диска 

Сонця. Зазвичай смолоскипи з'являються раніше плям і існують деякийчас після їх зникнення. Площа факельних майданчиків у кілька разівперевищує площу відповідної групи плям. Кількість смолоскипів надиску Сонця залежить від фази циклу сонячної активності.Максимальнийконтраст (18%) смолоскипи мають поблизу краю диска Сонця, але не на самомукраю. В центрі диска Сонця факели практично не видні, їхній контрастдуже малий. Смолоскипи мають складну волокнисту структуру, їхній контрастзалежить від довжини хвилі, на якій проводяться спостереження. Температурасмолоскипів на кілька сотень градусів перевищує температуру фотосфери, загальнавипромінювання з одного квадратного сантиметра перевищує фотосферної на 3 - 5%. 

Мабуть, смолоскипи кілька підносятьсянад фотосферою. Середнятривалість їхнього існування - 15 діб, але може досягатимайжетрьох місяців.

Сонячні плями

Сонячний плями - це темні утворення, що складаються, як правило, зтемнішого дра (тіні) і навколишнього його півтіні. Діаметри плямсягають двохсот тисяч кілометрів. Іноді пляма буває оточене світлоюкаймою. Зовсім аленький плями називають порами. Час життя плям віддекількох годин до декількох місяців. У спектрі плям ще більше ліній тасмуг поглинання, ніж у спектрі фотосфери, він нагадує спектр зіркиспектрального класу КВ. Зміщення ліній в спектрі плям через ефект 

Доплера вказує на рух речовини в плямах - витікання нанизьких рівнях і втеканіе на більш високих, швидкості руху до 3тисяч?? м/сек. З порівнянь інтенсивності ліній і безперервного спектруплям і фотосфери випливає, що плями холодніше фотосфери на 1-2 тис.градусів (4500 К і нижче). Через це на фоні фотосфери плями здаютьсятемними, яскравість ядра складає 0,2 - 0,5 яскравості фотосфери, яскравістьпівтіні близько 80% фотосферної. Всі сонячні плями володіють сильниммагнітним полем, що досягає для великих плям напруженості 5 тисячестердов. Звичайно плями утворюють групи, які за своїм магнітного поляможуть бути уніполярні, біполярними і мультиполярними, тобтомістять багато плям різної полярності, часто об'єднаних загальноюпівтінню. Групи плям завжди оточені смолоскипами і флоккуламі,протуберанцями, поблизу них іноді відбуваються сонячні спалахи, і всонячній короні над ними спостерігаються утворення у вигляді променів шоломів,опахал - все це разом утворює активну область на Сонці. Середньорічначисло спостережуваних плям і активних областей, а також середня площа,займана ними, змінюється з періодом близько 11 років. Це - середня величина,тривалість ж окремих циклів сонячної активності коливається від 

7,5 до 16 років. Найбільше число плям, одночасно видимих наповерхні Сонця, змінюється для різних циклів більш ніж у два рази. Уосновному плями зустрічаються в так званих королівських зонах,простягаються від 5 до 30 ° геліографічною широти по обидва сторонасонячного екватора. На початку циклу сонячної активності широта місцярозташування плям вище, а в кінці циклу - нижче, а на більш високихширотах з'являються плями нового циклу. Найчастіше спостерігаються біполярні групиплям, що складаються з двох великих плям - головного і наступного, що маютьпротилежну магнітну полярність, і кілька дрібніших. Головніплями мають одну і ту ж полярність протягом усього циклу сонячноїактивності, ці полярності протилежні в північній та південній півсфера 

Сонця. Мабуть, плями являють собою заглиблення в фотосфері, ащільність речовини в них менше щільності речовини в фотосфері на тому жрівні.

Атмосфера Сонця

Атмосферу Сонця утворюють зовнішні, доступні спостереженню шари. Майже всівипромінювання Сонця виходить з нижньої частини його атмосфери, званоїфотосферою. На підставі рівнянь променевого переносу енергії, променистогоі локального термодинамічної рівноваги і спостережуваного потоку випромінюваннятеоретично можна побудувати модель розподілу температури і щільностіз глибиною в фотосфері. Товщина фотосфери близько трьохсот кілометрів, їїсередня щільність 3 • 104-5 кг/м. Температура у фотосфері падає у мірупереходу до більш зовнішніх шарах, середнє її значення близько 6000 К, накордоні фотосфери близько 4200 К. Тиск змінюється від 2 • 1054 до 1052 н/м.
Конвекція в підфотосферній зоні Сонця виявляється унерівномірного яскравості фотосфери, її зернистості - так званоїгрануляційної структурі. Гранули являють собою яскраві цятки більше-менш круглої форми. Розмір гранул 150 - 1000 км, час життя 5 - 10хвилин, окремі гранули вдається спостерігати протягом 20 хвилин. Інодігранули утворюють скупчення розміром до 30 тисяч кілометрів. Гранули яскравішемежгранульних проміжків на 20 - 30%, що відповідає різниці втемпературі в середньому на 300 К. На відміну від інших утворень, наповерхні Сонця грануляція однакова на всіх геліографічних широтах іне залежить від сонячної активності. Швидкості хаотичних рухів
(турбулентні швидкості) у фотосфері складають за різними визначеннями 1 -
3 км/сек. У фотосфері виявлені квазіперіодичні коливальніруху в радіальному напрямку. Вони відбуваються на майданчиках розмірами 2 -
3 тисячі кілометрів з періодом близько п'яти хвилин і амплітудою швидкостіпорядку 500 м/сек. Після декількох періодів коливання в даному місцізгасають, потім можуть виникнути знову. Спостереження показали такожіснування осередків, у яких рух відбувається в горизонтальномунапрямку від центра осередку до її кордонів. Швидкості таких рухів близько
500 м/сек. Розміри осередків - супергранул становлять 30 - 40 тисячкілометрів. За положенням супергранул збігаються з осередками хромосферноїсітки. На кордонах супергранул магнітне поле посилено. Припускають, щосупергранул відображають на глибині декількох тисяч кілометрів підповерхнею конвективних осередків такого ж розміру. Спочаткупередбачалося, що фотосфера дає тільки безперервне випромінювання, а лініїпоглинання утворюються в розташованому над нею звертаємо шарі. Пізніше буловстановлено, що в фотосфері утворюються і спектральні лінії, ібезперервний спектр. Однак для спрощення математичних викладок прирозрахунку спектральних ліній поняття звертає шару іноді застосовується.
Часто в фотосфері спостерігаються сонячні плями і факели.

 

Історія спостережень за Сонцем

Історія телескопічних спостережень Сонця починається з спостережень,виконаних Г. Галлілеем в 1611 році; були відкриті сонячні плями,визначено період обертання Сонця навколо своєї осі. У 1843 році німецькийастроном Г. Швабе виявив циклічність сонячної активності. Розвитокметодів спектрального аналізу дозволив вивчити фізичні умови на 

Сонце. У 1814 році Й. Фраунгофер знайшов темні лінії поглинання вспектрі Сонця - це поклало початок вивченню хімічного складу Сонця. З 

1836 регулярно ведуться спостереження затемнень Сонця, що призвело довиявлення корони і хромосфери Сонця, а також сонячнихпротуберанців. У 1913 році американський астроном Дж. Хейл спостерігавзеєманівське розщеплення фраунгоферових ліній спектру сонячних плям іцим довів існування на Сонце магнітних полів. До 1942 шведськийастроном Б. Едлен та інші ототожнили кілька ліній спектру сонячноїкорони з лініями високоіонізоване елементів, довівши цим високутемпературу у сонячній короні. У 1931 році Б. Ліо винайшов сонячнийкоронограф, що дозволив спостерігати корону і хромосферу поза затемнень. Упочатку 40-х років XX століття було відкрито радіовипромінювання Сонця. Істотнимпоштовхом для розвитку фізики Сонця в другій половині XX століття сталорозвиток магнітної гідродинаміки й фізики плазми. Після початку космічноїери вивчення ультрафіолетового й рентгенівського випромінювання Сонця ведеться методами позаатмосферної астрономії за допомогою ракет, автоматичнихорбітальних обсерваторій на супутниках Землі, космічних лабораторій злюдьми на борту.

Вступ

Кожному напевно відомо, що не можна дивитися на Сонце неозброєнимоком, а тим більше в телескоп без спеціальних, дуже темних світлофільтрівабо інших пристроїв, що послаблюють світло. Нехтуючи цією порадою,спостерігач ризикує отримати сильний опік очі. Найпростіший спосіброзглядати Сонце - спроектувати його зображення на білий екран. Придопомоги навіть маленького любительського телескопа можна одержати збільшенезображення сонячного диска. Що ж ми можемо побачити на цьому зображенні? 

Перш за все звертає на себе увагу різкість сонячного краю. Сонце -газова куля, що не має чіткої межі, а щільність його зменшується поступово.

Чому ж у такому випадку ми бачимо його різко окресленим? Справа все в тому, щопрактично все видиме випромінювання Сонця виходить з дуже тонкого шару,який має спеціальну назву - фотосфера (від грецького - "сферасвіту "). Його товщина не перевищує 300 кілометрів. Саме цей тонкий шар істворює у спостерігача ілюзію того, що Сонце має "поверхню.