Астрономия 10 класс Воронцов-Вельяминов (стр. 19 из 31)

Пятна — непостоянные образова-
ния. Число и форма пятен на
Солнце непрерывно меняются (рис. 77).
Обычно солнечные пятна появляют-
ся группами.

Около края солнечного диска
вокруг пятен видны светлые обра-
зования, почти незаметные, когда
пятна близки к центру солнечного
диска. Эти образования называются
факелами Они гораздо конт-
растнее и видны по всему диску,
если Солнце фотографировать не в
белом свете, а в лучах, соответ-
ствующих спектральным линиям во-
дорода, ионизованного кальция и
некоторых других элементов. Такие

фотографии называются спектрогелиограммами. По ним изу-
чается структура более высоких слоев солнечной атмосферы и чаще
всего хромосферы.

Количество активных областей и групп пятен на Солнце пе-
риодически меняется со временем в среднем в течение примерно
11 лет. Это явление называется циклом солнечной активности В
начале цикла пятен почти нет, затем их количество увеличивает-
ся сначала вдали от экватора, а затем все ближе к нему. Через
несколько лет наступает максимум количества пятен, или, как
говорят, максимум солнечной активности, а после него происходит
ее спад.

Главной особенностью пятен, а также факелов является при-
сутствие магнитных полей. В пятаах индукция магнитного поля
велика и достигает иногда 0,4—0,5 Тл, в факелах магнитное поле
слабее.

Как правило, в группе пятен присутствуют два особенно
крупных пятна — одно на западной, а другое на восточной сторо-
не группы, которые имеют противоположную магнитную полярность,
подобно двум полюсам подковообразного магнита.

Магнитные поля играют очень важную роль в солнечной ат-
мосфере, оказывая сильное влияние на движение плазмы, ее плот-
ность и температуру. В частности, увеличение яркости фотосфе-
ры в факелах и значительное ее уменьшение (до 10 раз) в об-
ласти пятен вызвано соответственно усилением конвективных дви-
жений в слабом магнитном поле и сильным их ослаблением при
большой индукции магнитного поля.

Черными пятна кажутся лишь по контрасту с более горячей
и оттого более яркой фотосферой. Температура пятен составляет
около 3700 К, поэтому в спектре пятна есть полосы поглощения
простейших двухатомных молекул: СО, TiO, СН, CN и др., ко-
торые в более горячей фотосфере распадаются на атомы.

Хромосфера над факелами ярче благодаря большей температуре
и плотности. Во время значительных изменений, происходящих
в группах пятен, в небольшой области иногда возникают хромо-
сферные вспышки: внезапно, за каких-нибудь 10—15 мин, яр-
кость хромосферы сильно увеличивается, происходят выбросы мощ-
ных сгустков газа, ускоряются потоки горячей плазмы. В некоторых
случаях отдельные заряженные частицы ускоряются до очень высо-
ких значений энергии. Мощность солнечного радиоизлучения при
этом обычно увеличивается в миллионы раз (всплески радиоиз-
лучения) .

В короне наблюдаются еще более грандиозные по размерам
активные образования — протуберанцы. Они представляют
собой исключительно разнообразные по форме и характеру своего
движения облака более плотных газов по сравнению с веществом
короны (рис. 78). Форма протуберанцев и их движение связаны с
магнитными полями, проникающими из фотосферы в корону.

Солнце оказывает огромное влияние на явления, происходя-
щие на Земле Коротковолновое его излучение определяет важней-

шие физикохимические процессы в
верхних слоях земной атмосферы.
Видимые и инфракрасные лучи явля-
ются основными «поставщиками»
тепла для Земли. В различных стра-
нах мира, в том числе и в нашей
стране, проводятся работы по более
широкому использованию солнечной
энергии для хозяйственных и про-
мышленных целей (выработка электро-
энергии, отопление зданий и др.). В
будущем употребление энергии пря-
мого солнечного излучения неизбеж-
но возрастет.

Солнце не только освещает и со-
гревает Землю. Проявлениям сол-
нечной активности сопутствует воз-
никновение целого ряда геофизиче-
ских явлений. Важнейшие из них тес-
но связаны с хромосферными вспыш-
ками. Потоки заряженных частиц,
ускоренные во вспышках, влияют на
магнитное поле Земли и вызывают
магнитные бури, которые приводят
к проникновению заряженных частиц
в более низкие слои атмосферы,
отчего и возникают полярные
сияния. Коротковолновое излу-
чение Солнца усиливает ионизацию
заряженных верхних слоев земной
атмосферы (ионосферы), что сильно
влияет на условия распространения
радиоволн, иногда нарушая радио-

связь Оказалось, что активные процессы на Солнце, влияя на
атмосферу и магнитное поле Земли, косвенным образом воздей-
ствуют и на сложные процессы органического мира — как живот-
ного, так и растительного. Эти воздействия и их механизм в
настоящее время исследуются учеными.

Рис. 78. Изменения протуберанца
(1 ч 41 мин — нижнйй ри-
сунок, 2 ч 57 мин — сред-
ний, 5 ч 33 мин — вер-
хний).

22 1. Можно ли заметить невооруженным глазом (через темный фильтр) на
Солнце пятно размером с Землю, если глаз различает предметы, видимые
под углом не менее 2—3'?

Определите площадь солнечного пятна (рис. 75. Темный круг слева внизу
от пятна соответствует размеру Земли в масштабе фотографии.)

Определите скорость подъема протуберанца (выразите ее в км/с), измеряя
его положение на трех фотографиях (рис. 78. Для определения мас-
штаба фотографии оцените радиус Солнца по его сегменту, видимому на
рисунке ). Является ли движение этого протуберанца равномерным?

4. Считая, что яркость пропорциональна четвертой степени температуры и
что температура фотосферы 6000 К, определите температуру солнечного
пятна, если его яркость в 10 раз меньше, чем яркость фотосферы.

• СПЕКТРЫ, ТЕМПЕРАТУРЫ, СВЕТИМОСТИ ЗВЕЗД
И РАССТОЯНИЯ ДО НИХ

Изучая звезды, наука выяснила их громадное разнообразие,
хотя все они сходны с Солнцем в том отношении, что являются
самосветящимися, раскаленными газовыми шарами, черпающими из
своих недр колоссальные запасы энергии. С одной стороны, это по-
казывает, что наше Солнце во Вселенной не уникально, а од-
но из бесчисленных солнц и ничем особым из них не выделяется.
С другой стороны, установлено, что в многообразии звезд сущест-
вуют определенные - закономерности, обусловленные физическими
причинами.

В звездных каталогах содержатся координаты и оценка звезд-
ной величины не только всех 6000 звезд, видимых невооруженным
глазом, но и множества более слабых — до 11-й звездной величины.
Их число составляет около миллиона. На широко используемом
астрономами фотографическом атласе неба видны звезды до 21-й
звездной величины. Их на всем небе около 2 млрд.
1. Спектры, цвет и температура звезд. Спектры звезд крайне
разнообразны. Почти все они спектры поглощения. Это результат
поглощения света во внешних оболочках звезд. Изучение спект-
ров позволяет определить химический состав атмосфер звезд.

В атмосферах всех звезд преобладающими являются водород
и гелий. Характер* спектров звезд зависит от температур и дав-
лений в их атмосферах. При высокой температуре происходит раз-
рушение молекул на атомы. При еще более высокой температуре
разрушаются менее прочные атомы, они превращаются в ионы, те-
ряя электроны. Ионизованные атомы многих химических элементов,
как и нейтральные атомы, излучают и поглощают энергию определен-
ных длин волн. Путем сравнения интенсивности линий поглощения
атомов и ионов одного и того же химического элемента теорети-
чески определяют их относительное количество. Оно является
функцией температуры. Так по темным линиям спектров звезд
можно определить температуру их атмосфер. Это дополняет воз-
можность определения температур звезд по распределению энергии
в их непрерывном спектре и по измерению получаемой от них
энергии на Земле.

Спектры звезд разделены на классы, обозначаемые латински-
ми буквами и цифрами (см. рис. 88 и табл. IV в приложении).

Цвет и спектр звезд связаны с их температурой. В сравнитель-
но холодных звездах преобладает излучение в красной области
спектра, отчего они и имеют красный цвет. Температура красных
звезд низкая. Она растет последовательно при переходе от красных
звезд к оранжевым, затем к желтым, желтоватым, белым и голубо-

ватым. В такой последовательности
меняется цвет накаляемого тела.
В спектрах холодных красных звезд
класса М с температурой около
3000 К видны полосы поглощения
простейших двухатомных молекул,
чаще всего оксиды титана. В спект-
рах других красных звезд преобла-
дают оксиды углерода или циркония.
Красные звезды первой величины
класса М — Антарес, Бетельгейзе.

В спектрах желтых звезд класса
G, к которым относится и Солнце
(с температурой 6000 К на поверх-
ности), преобладают тонкие линии
металлов: железа, кальция, натрия
и др. Звездой типа Солнца по спект-
ру, цвету и температуре является
яркая Капелла в созвездии Возничего.

В спектрах белых звезд класса А, как Сириус, Вега и Денеб,
наиболее сильны линии водорода. Есть много слабых линий иони-
зованных металлов. Температура таких звезд около 10 000 К.

В спектрах наиболее горячих, голубоватых звезд с темпера-
турой около 30 000 К видны линии нейтрального и ионизованного
гелия. Температуры большинства звезд заключены в пределах от
3000 до 30 000 К. У немногих звезд встречается температура око-
ло 100 000 К-

Источником энергии, получаемой большинством звезд и Солн-
цем, служат ядерные реакции превращения водорода в гелий,
происходящие в их недрах при температуре свыше 10 000 000 К.
(Подробнее об этом см. в § 30.)