Наше место в этом мире
Исследование Солнечной Системы - Вселенная
 Солнце - звезда
Солнце как звезда
Страница: Солнце как звезда, Атмосфера на Солнце, Галерея - "Солнце", 3D и 2D Солнце, Обсерватория SDO (Part #1, Part #2);
Наше место в этом мире

Млечный путь - наша Галактика

Что видно на 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 внимание 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 (греч. "сфера света"). Его толщина не превышает 300 км. Именно этот светящийся слой и создает у наблюдателя иллюзию того, что Солнце имеет "поверхность".

    Солнце - рядовая звезда нашей Галактики. Поэтому такие проблемы, как источники энергии Солнца, его строение, образование спектра, являются общими для физики Солнца и звёзд. Для земного наблюдателя уникальность Солнца состоит в том, что это ближайшая к нам и единственная пока звезда, поверхность которой можно подвергнуть детальному изучению. Непосредственно с поверхности Земли Солнце изучают радио- и оптическими методами. Внеатмосферная астрономия позволила значительно расширить исследуемый диапазон частот электромагнитного излучения Солнца, а также приступить к детальному исследованию его корпускулярного излучения. Всё многообразие солнечных явлении, раскрытое этими методами: зернистая (грануляционная) структура поверхности (фотосферы), сложные изменения яркости и движений в её отдельных активных центрах, процессы в самых внешних, разреженных слоях атмосферы - хромосфере и короне, в частности солнечные вспышки, образование протуберанцев, солнечного ветра,- свойственно, вероятно, не только Солнца, но и др. звёздам. Поэтому физика солнечных явлений имеет огромное значение для развития астрофизики в целом.

ЗВЕЗДА ПО ИМЕНИ СОЛНЦЕ
Диаметр
1 391 980 км
Масса
1,989*1030 кг
Сидерический период вращения точки экватора
25,380 суток
Светимость
3,88*1026 Вт
Видимая звездная величина
-26,58m
Спектральный класс
G2V - карлик
Эффективная температура поверхности
16 000 000 К
Температура в центре Солнца
5800 К
Среднее расстояние от Земли до центра Солнца
149 597 870 км
Ускорение свободного падения на уровне видимой поверхности
2,74*104 см/с2
Солнце - газовый, точнее плазменный, шар. Масса Солнца в 333000 раз больше массы Земли. В Солнце сосредоточено 99,866% массы Солнечной системы.
    1-Фотосфера;
    2-Хромосфера;
    3-Корона;
    4-Гелиевое ядро;
    5-Зона лучистого равновесия;
    6-Зона конвекции;
    7-Солнечные пятна;
    8-Протурберанец;
Строение Солнца

    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 световых зернышек (называемых гранулами) 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.
    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 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 разными - от малых, диаметром примерно 1000-2000 км, до гигантских, значительно превосходящих размеры нашей планеты. Отдельные пятна могут достигать в поперечнике 40 тыс. км. А самое большое из наблюдавшихся пятен достигало 100 тыс. километров.
    Установлено, что пятна - это места выхода в солнечную атмосферу сильных магнитных полей. Магнитные поля уменьшают поток энергии, идущей 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 группы пятен долго, иногда на протяжении двух или трех 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 тыс. километров. 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 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 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. Ближайший максимум солнечной активности, когда можно было наблюдать много пятен и факелов, был в 2000 г.

Внутреннее строение Солнца

    Наше Солнце - это огромный светящийся газовый шар, внутри которого протекают сложные процессы и в результате непрерывно выделяется энергия. Внутренний объем Солнца можно разделить на несколько областей; вещество в них отличается по своим свойствам, и энергия распространяется посредством разных физических механизмов. Познакомимся с ними, начиная с самого центра.
    В центральной части Солнца находится источник его энергии, или, говоря образным языком, та "печка", которая нагревает его и не дает ему остыть. Эта область называется ядром. Под тяжестью внешних слоев вещество внутри Солнца сжато, причем чем глубже, тем сильнее. Плотность его увеличивается к центру вместе с ростом давления и температуры. В ядре, где температура достигает 15 млн кельвинов, происходит выделение энергии.
    Эта энергия выделяется в результате слияния атомов легких химических элементов в атомы более тяжелых. В недрах Солнца из четырех атомов водорода образуется один атом гелия. Именно эту страшную энергию люди научились освобождать при взрыве водородной бомбы. Есть надежда, что в недалеком будущем человек сможет научиться использовать ее и в мирных целях (В 2005 году новостные ленты передавали о начале строительства первого международного термоядерного реактора во Франции).

Солнечное пятно
Иногда небольшие области на Солнце выглядят необычно темными. Вы видите подробное изображение солнечного пятна. Солнечное пятно представляет собой область, более холодную и менее яркую по сравнению с окружающей поверхностью Солнца. Эти холодные области образуются сложным магнитным полем Солнца, которое задерживает поток горячего вещества из внутренних слоев пятна. Размеры солненых пятен могут превышать размеры Земли. Солнечные пятна обычно живут только несколько дней. На этом изображении, сделанном с высоким разрешением, также видно, что поверхность Солнца представляет собой бурлящее море, состоящее из отдельных ячеек горячего газа - гранул. Солнечные гранулы имеют характерный размер 1000 км и живут примерно 10 минут, после чего многие из них взрываются.
Солнечные пятна и гранулы на поверхности светила

    Ядро имеет радиус не более четверти общего радиуса Солнца. Однако в его объеме сосредоточена половина солнечной массы и выделяется практически вся энергия, которая поддерживает свечение Солнца. Но энергия горячего ядра должна как-то выходить наружу, к поверхности Солнца. Существуют различные способы передачи энергии в зависимости от физических условий среды, а именно: лучистый перенос, конвекция и теплопроводность. Теплопроводность не играет большой роли в энергетических процессах на Солнце и звездах, тогда как лучистый и конвективный переносы очень важны.
    Сразу вокруг ядра начинается зона лучистой передачи энергии, где она распространяется через поглощение и излучение веществом порции света - квантов. Плотность, температура и давление уменьшаются по мере удаления от ядра, и в этом же направлении идет поток энергии. В целом процесс этот крайне медленный. Чтобы квантам добраться от центра Солнца до фотосферы, необходимы многие тысячи лет: ведь, переизлучаясь, кванты все время меняют направление, почти столь же часто двигаясь назад, как и вперед. Но когда они в конце концов выберутся наружу, это будут уже совсем другие кванты. Что же с ними произошло?
    В центре Солнца рождаются гамма-кванты. Их энергия в миллионы раз больше, чем энергия квантов видимого света, а длина волны очень мала. По дороге кванты претерпевают удивительные превращения. Отдельный квант сначала поглощается каким-нибудь атомом, но тут же снова переизлучается; чаще всего при этом возникает не один прежний квант, а два или несколько. По закону сохранения энергии их общая энергия сохраняется, а потому энергия каждого из них уменьшается. Так возникают кванты все меньших и меньших энергий. Мощные гамма-кванты как бы дробятся на менее энергичные кванты - сначала рентгеновских, потом ультрафиолетовых и наконец видимых и инфракрасных лучей. В итоге наибольшее количество энергии Солнце излучает в видимом свете, и не случайно наши глаза чувствительны к нему.
    Как мы уже говорили, кванту требуется очень много времени, чтобы просочиться через плотное солнечное вещество наружу. Так что если бы "печка" внутри Солнца вдруг погасла, то мы узнали бы об этом только миллионы лет спустя. На своем пути через внутренние солнечные слои поток энергии встречает такую область, где непрозрачность газа сильно возрастает. Это конвективная зона Солнца. Здесь энергия передается уже не излучением, а конвекцией.
    Что такое конвекция? Когда жидкость кипит, она перемешивается. Так же может вести себя и газ. Огромные потоки горячего газа поднимаются вверх, где отдают свое тепло окружающей среде, а охлажденный солнечный газ спускается вниз. Похоже, что солнечное вещество кипит и перемешивается. Конвективная зона начинается примерно на расстоянии 0,7 радиуса от центра и простирается практически до самой видимой поверхности Солнца (фотосферы), где перенос основного потока энергии вновь становится лучистым. Однако по инерции сюда все же проникают горячие потоки из более глубоких, конвективных слоев. Хорошо известная наблюдателям картина грануляции на поверхности Солнца является видимым проявлением конвекции.

Откуда берется энергия Солнца?

    Почему Солнце светит и не остывает уже миллиарды лет? Какое "топливо" дает ему энергию? Ответы на эти вопросы ученые искали веками, и только в начале XX в. было найдено правильное решение. Теперь известно, что Солнце, как и другие звезды, светит благодаря протекающим в его недрах термоядерным реакциям. Что же это за реакции?
    Если ядра атомов легких элементов сольются в ядро атома более тяжелого элемента, то масса нового ядра окажется меньше, чем суммарная масса тех ядер, из которых оно образовалось. Остаток массы превращается в энергию, которую уносят частицы, освободившиеся в ходе реакции. Эта энергия почти полностью переходит в тепло. Такая реакция синтеза атомных ядер может происходить только при очень высоком давлении и температуре свыше 10 млн градусов. Поэтому она и называется термоядерной.
    Основное вещество, составляющее Солнце, - водород, на его долю приходится около 71% всей массы светила. Почти 27% принадлежит гелию, а остальные 2% - более тяжелым элементам, таким, как углерод, азот, кислород и металлы. Главным "топливом" на Солнце служит именно водород. Из четырех атомов водорода в результате цепочки превращений образуется один атом гелия. А из каждого грамма водорода, участвующего в реакции, выделяется 6*1011 Дж энергии! На Земле такого количества энергии хватило бы для того, чтобы нагреть от температуры 0 С до точки кипения 1000 м3 воды!

Солнечная активность в композиции 3-х снимков
Цветное изображение активного солнца. Изображение дано в условном цвете и представляет собой композицию трех снимков в крайней УФ-области, полученных с помощью УФ-телескопа (EIT) на борту космической обсерватории SOHO. Каждому изображению соответствует своя температура в верхних слоях солнечной атмосферы. Красным цветом отмечены области с температурой 2 миллиона градусов, зеленым - 1.5 миллиона, голубым - 1 миллион градусов Цельсия. Комбинированное изображение показывает яркие активные области на солнечном диске. Эти области в видимом свете выглядели бы как темные группы пятен с заметными петлями из плазмы и огромным протуберанцем на правом краю солнечного лимба.
Активное Солнце

    Рассмотрим механизм термоядерной реакции превращения водорода в гелий, которая, по-видимому, наиболее важна для большинства звезд. Называется она протон-протонной, так как начинается с тесного сближения двух ядер атомов водорода - протонов. Протоны заряжены положительно, поэтому взаимно отталкиваются, причем, по закону Кулона, сила этого отталкивания обратно пропорциональна квадрату расстояния и при тесных сближениях должна стремительно возрастать. Однако при очень высоких температуре и давлении теплового движения частиц столь велики, а частицам так тесно, что наиболее быстрые из них все же сближаются друг с другом и оказываются в сфере влияния ядерных сил. В результате может произойти цепочка превращений, которая завершится возникновением нового ядра, состоящего из двух протонов и двух нейтронов, - ядра гелия.
    Далеко не каждое столкновение двух протонов приводит к ядерной реакции. В течение миллиардов лет протон может постоянно сталкиваться с другими протонами, так и не дождавшись ядерного превращения. Но если в момент тесного сближения двух протонов произойдет еще и другое маловероятное для ядра событие - распад протона на нейтрон, позитрон и нейтрино (такой процесс называется бета-распадом), то протон с нейтроном объединятся в устойчивое ядро атома тяжелого водорода - дейтерия.
    Ядро дейтерия (дейтон) по своим свойствам похоже на ядро водорода, только тяжелее. Но в отличие от последнего в недрах звезды ядро дейтерия долго существовать не может. Уже через несколько секунд, столкнувшись еще с одним протоном, оно присоединяет его к себе, испускает мощный гамма-квант и становится ядром изотопа гелия, у которого два протона связаны не с двумя нейтронами, как у обычного гелия, а только с одним. Раз в несколько миллионов лет такие ядра легкого гелия сближаются настолько тесно, что могут объединиться в ядро обычного гелия, "отпустив на свободу" два протона.
    Итак, в итоге последовательных ядерных превращений образуется ядро обычного гелия. Порожденные в ходе реакции позитроны и гамма-кванты передают энергию окружающему газу, а нейтрино совсем уходят из звезды, потому что обладают удивительной способностью проникать через огромные толщи вещества, не задев ни одного атома.
    Реакция превращения водорода в гелий ответственна за то, что внутри Солнца сейчас гораздо больше гелия, чем на его поверхности. Естественно, возникает вопрос: что же будет с Солнцем, когда весь водород в его ядре выгорит и превратится в гелий, и как скоро это произойдет? Оказывается, примерно через 5 млрд лет содержание водорода в ядре Солнца настолько уменьшится, что его "горение" начнется в слое вокруг ядра. Это приведет к "раздуванию" солнечной атмосферы, увеличению размеров Солнца, падению температуры на поверхности и повышению ее в ядре. Постепенно Солнце превратится в красный гигант - сравнительно холодную звезду огромного размера с атмосферой, превосходящей границы орбиты Земли. Жизнь Солнца на этом не закончится, оно будет претерпевать еще много изменений, пока в конце концов не станет холодным и плотным газовым шаром, внутри которого уже не происходит никаких термоядерных реакций.

Колебания Солнца. Гелиосейсмология

    Земная сейсмология основана на особенностях распространения звука под землей. Однако на Солнце сейсмограф поставить нельзя. Поэтому колебания Солнца измеряют совершенно другими методами. Главный из них основан на эффекте Доплера. Так как солнечная поверхность ритмически опускается и поднимается (колеблется), то ее приближение-удаление сказывается на спектре излучаемого света. Исследуя спектры разных участков солнечного диска, получают картину распределения скоростей; конечно же, со временем она меняется - волны бегут. Периоды этих волн лежат в диапазоне примерно от 3 до 10 мин. Когда же они впервые были открыты, найденное значение периода составило примерно 5 мин. С тех пор все эти колебания называют "пятиминутными".
    Скорости колебания солнечной поверхности очень малы - десятки сантиметров в секунду, и измерить их невероятно сложно. Но часто интересно не само значение скорости, а то, как оно меняется с течением времени (как волны проходят по поверхности). Допустим, человек находится в помещении с плотно зашторенными окнами; на улице солнечно, но в комнате полумрак. И вдруг едва заметное движение воздуха чуть сдвигает штору, и в глаза ударяет ослепляющий солнечный луч. Легкий ветерок вызывает столь сильный эффект! Примерно так же измеряют ученые малейшие измерения лучевой скорости солнечной поверхности. Роль шторы играют линии поглощения в спектре Солнца. Прибор, измеряющий яркость солнечного света, настраивается так, что-бы он пропускал лишь свет с длинной волны точно в центре какой-либо узкой линии поглощения. Тогда при малейшем изменении длины волны на вход прибора попадет не темная линия, а яркий соседний участок непрерывного спектра. Но это еще не все.
    Чтобы измерить период волны с максимальной точностью, ее нужно наблюдать как можно дольше, причем без перерывов, иначе потом нельзя будет определить, какая это волна - та же самая или уже другая. А Солнце каждый вечер скрывается за горизонтом, да еще тучи время от времени набегают...

Солнцетрясение
Солнце - рядовая звезда
Солнцетрясение магнитудой 11 баллов было зарегистрировано сразу же после умеренной солнечной вспышки. На картинке видны распространяющиеся от места яркой вспышки темные волны, порожденные солнцетрясением. Волны на поверхности Солнца похожи на волны на поверхности пруда. Магнитуда и эволюция этих солнцетрясений помогут в понимании физической природы солнечных вспышек, а также дадут информацию о солнечной поверхности и даже о внутренностях Солнца. (Снизу: солнечная активность)
Солнце - рядовая звезда
Солнечная активность

    Первое решение проблемы состояло в наблюдениях за Южным полярным кругом - там Солнце летом не заходит за горизонт неделями и к тому же больше ясных дней, чем в Заполярье. Однако налаживать работу астрономов в Антарктиде сложно и дорого. Другой предложенный путь более очевиден, но еще более дорог: наблюдения из космоса. Такие наблюдения иногда проводятся как побочные исследования (например, на отечественных "Фобосах", пока они летели к Марсу. В конце 1995 г. был запущен международный спутник SOНО (Solar and Heliospheric Obsеrvatory), на котором установлено множество приборов, разработанных учёными разных стран.
    Но большую часть наблюдений по-прежнему проводят с Земли. Чтобы избежать перерывов, связанных с ночами и плохой погодой, Солнце наблюдают с разных континентов. Ведь когда в Восточном полушарии ночь, в Западном - день, и наоборот. Современные методы позволяют представить такие наблюдения как один непрерывный ряд. Немаловажное условие для этого - чтобы телескопы и приборы были одинаковыми. Подобные наблюдения проводят в рамках крупных международных проектов.
    Что же удалось узнать о Солнце, изучая эти необычные, беззвучные звуковые волны? Сначало представления об их природе не сильно отличались от того, что было известно о колебаниях земной коры. Ученые представляли себе, как процессы на Солнце возбуждают эти волны, и они бегут по поверхности нашего светила, словно морские волны по водной глади. Но в дальнейшем обнаружился очень интересный факт: оказалось, что некоторые волны в разных частях солнечного диска связаны между собой (физики говорят: имеют одну фазу). Это можно представить себе так, будто вся поверхность покрыта равномерной сеткой волн, но в некоторых местах она невидна, а в других отчетливо проявляется. Получается, что разные области имеют тем не менее согласованную картину осциляций. Исследователи пришли к выводу, что солнечные колебания носят глобальный характер: волны пробегают очень большие расстояния и в разных местах солнечного диска видны проявления одной и той же волны. Таким образом, можно сказать, что Солнце "звучит, как колокол", т.е. как одно целое.
    Как в случае с Землей, колебания поверхности Солнца - лишь отзвук тех волн, которые распространяются в его глубинах. Одни волны доходят до центра Солнца, другие затухают на полпути. Это и помогает исследовать свойства разных частей солнечных недр. Изучая волны с разной глубиной проникновения, удалось даже построить зависимость скорости звука от глубины! А поскольку из теории известно, что на нижней границе зоны конвекции должно быть резкое изменение скорости звука, удалось определить, где начинается солнечная конвективная зона. Это на сегодня одно из важнейших достижений гелиосейсмологии.
    Есть у гелиосейсмологии и свои проблемы. Например, пока не удалось выяснить причину колебаний солнечной поверхности. Считается, что наиболее вероятный источник колебаний - грануляция: выходящие на поверхность потоки раскаленной плазмы, подобно мощным фонтанам, вызывают разбегающиеся во все стороны волны. Однако на деле все не так просто, и теоретики пока не смогли удовлетворительно описать эти процессы. В частности, неясно, почему волны столь устойчивы, что могут обежать все Солнце, не затухая?
    С помощью методов гелиосейсмологии удалось установить, что внутренняя часть Солнца (ядро) вращается заметно быстрее, чем наружные слои. Неравномерное вращение Солнца оказывает на его осцилляции такое же воздействие, как трещина на колокол. В результате "звук" становится не очень чистым - изменяются существующие периоды колебаний и появляются новые. Это дает возможность исследовать вращение внутренних слоев, которое другими методами пока изучать нельзя. Считается, именно благодаря неравномерному вращению Солнце имеет магнитное поле.
    Вот такая неожиданная и бурно развивающаяся сейчас область науки возникла из, казалось бы, ничем не примечательных измерений движений солнечной поверхности.


Солнечные инструменты

    Основным инструментом астронома, 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 дает изображение Солнца диаметром около 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 47°. 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 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 дает 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.
    Лучшие фотографии Солнца, полученные на крупнейших инструментах, позволяют увидеть детали размером около 200 км. Обычные солнечные телескопы предназначены в основном для наблюдения фотосферы. Чтобы наблюдать самые внешние и сильно разреженные, а потому слабо светящиеся слои солнечной атмосферы - солнечную корону, пользуются коронографом. Изобрел его французский астроном Бернард Лио в 1930 г.
    В обычных условиях солнечную корону увидеть нельзя, так как свет от нее в 10 тыс. 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 продолжительность полной фазы затмения не превышает 7 мин. Коронограф же позволяет наблюдать корону вне затмения.
    Чтобы удалить свет от солнечного диска, в фокусе объектива коронографа установлена искусственная "луна". Кроме того, необходимо убрать рассеянный свет в телескопе. Самое важное - это хорошо отполированный объектив без дефектов внутри стекла. Коронографы обычно устанавливают высоко в горах, где воздух прозрачнее и небо темнее. Но и там солнечная корона все же слабее, чем ореол неба вокруг Солнца. Поэтому ее можно наблюдать только в узком диапазоне спектра, в спектральных линиях излучения короны. Для этого используют специальный фильтр или спектрограф.
    Спектрографф - самый важный вспомогательный прибор для астрофизических исследований. Многие солнечные телескопы служат лишь для того, чтобы направлять пучек солнечного света в спектрограф. Основная характеристика спектрографа - его спектральное разрешение. Чем выше разрешение, тем более близкие спектральные линии можно увидеть раздельно. Разрешение зависит от нескольких параметров. Один из них - порядок спектра. Дифракционная решетка дает много спектров, видимых под разными углами. Говорят, что она имеет много порядков спектра.

Самая детальная информация таможенный представитель у нас. . седельные тягачи б у, аскет авто.
2005 - , Проект "Исследование Солнечной системы"
Открыт 15.12.2005, E-mail: lobandrey@yandex.ru