Pimennykset ovat yksi upeimmista tähtitieteellisistä ilmiöistä. Mikään tekninen keino ei kuitenkaan pysty täysin välittämään tarkkailijasta nousevia tuntemuksia. Ja silti, ihmissilmän epätäydellisyyden vuoksi, hän ei näe kaikkea kerralla. Tämän upean kuvan yksityiskohdat, jotka välttyvät silmästä, voidaan paljastaa ja vangita vain erityisellä valokuvaus- ja signaalinkäsittelytekniikalla. Aurinko-Maa-Kuu -järjestelmän ilmiöt eivät suinkaan ole lopenneet pimennysten vaihtelua. Suhteellisen läheiset avaruuskappaleet luovat säännöllisesti varjoja toisilleen (tarvitaan vain, että lähellä on jokin voimakas valosäteilylähde). Katsoessaan tätä kosmista varjoteatteria tähtitieteilijät saavat paljon mielenkiintoista tietoa maailmankaikkeuden rakenteesta. Valokuva Vjatseslav Khondyrev

Bulgarian lomakohteessa Shablassa 11. elokuuta 1999 oli tavallisin kesäpäivä. Sininen taivas, kultainen hiekka, lämmin lempeä meri. Mutta kukaan ei mennyt veteen rannalla - yleisö valmistautui havaintoihin. Juuri täällä sadan kilometrin kuun varjon pisteen olisi pitänyt ylittää Mustanmeren rannikko, ja koko vaiheen kesto laskelmien mukaan oli 3 minuuttia 20 sekuntia. Erinomainen sää vastasi melko pitkäkestoista dataa, mutta kaikki katsoivat huolestuneena vuorten yllä roikkuvaa pilveä.

Itse asiassa pimennys oli jo käynnissä, vain harvat olivat kiinnostuneita sen osittaisista vaiheista. Toinen asia on täysi vaihe, jonka alkua oli vielä puoli tuntia. Täysin tähän tilaisuuteen ostettu upouusi digitaalinen järjestelmäkamera oli täysin valmiina. Kaikki on harkittu pienintä yksityiskohtaa myöten, jokainen osa on harjoiteltu kymmeniä kertoja. Sää ei ehtinyt huonontua, ja kuitenkin jostain syystä ahdistus kasvoi. Ehkä tosiasia on, että valo on selvästi heikentynyt ja se on kylmennyt jyrkästi? Mutta näin sen pitäisi olla täyden vaiheen lähestyessä. Linnut eivät kuitenkaan ymmärrä tätä - kaikki lentämään osaavat linnut nousivat ilmaan ja huusivat ympyröitä päämme yläpuolella. Tuuli puhalsi mereltä. Joka minuutti hän vahvistui, ja raskas kamera alkoi täristä jalustalla, joka vaikutti viime aikoihin asti niin luotettavalta.

Ei ole mitään tekemistä - muutama minuutti ennen laskettua hetkeä, vaarassa pilata kaiken, menin alas hiekkamäeltä sen juurelle, jossa pensaat sammuttivat tuulen. Muutama liike, ja kirjaimellisesti viime hetkellä tekniikka on taas asetettu. Mutta mikä tämä melu on? Koirat haukkuvat ja ulvovat, lampaat huutavat. Näyttää siltä, ​​​​että kaikki eläimet, jotka pystyvät pitämään ääntä, tekevät sen kuin viimeistä kertaa! Valo himmenee joka sekunti. Linnut pimennetyllä taivaalla eivät ole enää näkyvissä. Kaikki laantuu kerralla. Auringon filamenttinen puolikuu valaisee merenrantaa yhtä kirkkaammin kuin täysikuu. Yhtäkkiä hän lähtee ulos. Kuka seurasi häntä viimeisinä sekunteina ilman tummaa suodatinta, ensimmäisinä hetkinä hän ei todennäköisesti näe mitään.

Kiihkeä innostukseni korvasi todellinen shokki: pimennys, josta haaveilin koko ikäni, on jo alkanut, arvokkaat sekunnit lentävät, enkä voi edes nostaa päätäni nauttiakseni harvinaisimmasta spektaakkelista - valokuvaus tulee ensin! Joka kerta kun painiketta painetaan, kamera ottaa automaattisesti yhdeksän kuvan sarjan ("haarukointi" -tilassa). Yksi vielä. Yhä enemmän. Kun kamera napsauttaa suljinta, uskallan silti irtautua ja katsoa kruunua kiikarin läpi. Mustasta kuusta monet pitkät säteet hajaantuivat kaikkiin suuntiin muodostaen helmiäisen kruunun kellertävän kerman sävyllä ja kirkkaan vaaleanpunaiset ulkonevat välähtävät kiekon reunalla. Yksi heistä lensi epätavallisen kauas kuun reunasta. Sivuille erkanevat kruunun säteet vaalenevat vähitellen ja sulautuvat taivaan tummansiniseen taustaan. Läsnäolon vaikutus on sellainen, etten seiso hiekalla, vaan lennän taivaalla. Ja aika näytti katoavan...

Yhtäkkiä silmiini osui kirkas valo - se oli Auringon reuna, joka leijui ulos Kuun takaa. Kuinka nopeasti kaikki päättyi! Koronan ulkonevat ja säteet näkyvät vielä muutaman sekunnin ja kuvaus jatkuu viimeiseen asti. Ohjelma on valmis! Muutaman minuutin kuluttua päivä leimahtaa jälleen. Linnut unohtivat välittömästi kauhistuksen poikkeuksellisesta ohikiitävästä yöstä. Mutta monien vuosien ajan muistini on säilyttänyt tunteen kosmoksen absoluuttisesta kauneudesta ja loistosta, tunnetta kuulumisesta sen mysteereihin.

Miten valon nopeus mitattiin ensimmäistä kertaa?

Pimennyksiä ei tapahdu vain aurinko-maa-kuu -järjestelmässä. Esimerkiksi Galileo Galilein vuonna 1610 löytämillä Jupiterin neljällä suurimmalla kuulla oli tärkeä rooli navigoinnin kehityksessä. Tuolloin, kun tarkkoja merikronometrejä ei ollut, oli mahdollista saada selville Greenwichin aika, joka oli tarpeen aluksen pituusasteen määrittämiseksi kaukana heidän alkuperäisistä rannoistaan. Jupiter-järjestelmän satelliittien pimennykset tapahtuvat melkein joka yö, kun toinen tai toinen satelliitti tulee Jupiterin luomaan varjoon tai piiloutuu näkyviltä planeetan levyn taakse. Kun merialmanakista tietää näiden ilmiöiden ennalta lasketut momentit ja vertaa niitä alkeellisista tähtitieteellisistä havainnoista saatuun paikalliseen aikaan, voidaan määrittää pituusasteensa. Vuonna 1676 tanskalainen tähtitieteilijä Ole Christensen Römer huomasi, että Jupiterin kuuiden pimennykset poikkesivat hieman ennustetuista hetkistä. Jupiter-kello joko meni hieman yli kahdeksalla minuutilla eteenpäin, sitten noin kuuden kuukauden kuluttua se jäi saman verran jälkeen. Roemer vertasi näitä heilahteluita Jupiterin asemaan suhteessa Maahan ja päätyi siihen johtopäätökseen, että koko pointti on valon etenemisen viivästymisessä: kun Maa on lähempänä Jupiteria, sen satelliittien pimennykset havaitaan aikaisemmin, kun taas kauempana. pois, myöhemmin. Ero, joka oli 16,6 minuuttia, vastasi aikaa, jonka valo kulki maan kiertoradan halkaisijan verran. Joten Roemer mittasi valon nopeuden ensimmäistä kertaa.

Kohtaamisia taivaallisissa solmuissa

Hämmästyttävän sattuman seurauksena Kuun ja Auringon näennäiset koot ovat lähes samat. Tämän ansiosta voit nähdä harvoin täydellisten auringonpimennysten hetkinä näkymiä ja aurinkokoronan - aurinkoilmakehän uloimpia plasmarakenteita, jotka jatkuvasti "lentävät pois" ulkoavaruuteen. Jos maapallolla ei olisi ollut näin suurta satelliittia, kukaan ei olisi toistaiseksi aavistanut niiden olemassaoloa.

Näkyvät polut Auringon ja Kuun taivaalla leikkaavat kaksi pistettä - solmut, joiden läpi Aurinko kulkee noin kerran kuudessa kuukaudessa. Juuri tähän aikaan pimennykset ovat mahdollisia. Kun Kuu kohtaa Auringon yhdessä solmuista, tapahtuu auringonpimennys: kuun varjon kartion yläosa, joka lepää Maan pintaa vasten, muodostaa soikean varjopisteen, joka liikkuu suurella nopeudella pitkin maan pintaa. . Vain ihmiset, jotka joutuvat siihen, näkevät kuun levyn, joka peittää auringon kokonaan. Koko vaihekaistan tarkkailijalle pimennys on osittainen. Lisäksi etäisyydellä sitä ei ehkä edes huomaa - loppujen lopuksi, kun alle 80-90% aurinkolevystä on peitetty, valaistuksen väheneminen on melkein huomaamatonta silmälle.

Kokonaisvaiheen kaistan leveys riippuu etäisyydestä Kuuhun, joka sen kiertoradan elliptisyyden vuoksi vaihtelee 363 - 405 tuhatta kilometriä. Maksimietäisyydellä kuun varjon kartio ei yletä vähän maan pintaan. Tässä tapauksessa Kuun näkyvät mitat ovat hieman pienempiä kuin Aurinko, ja täydellisen pimennyksen sijaan tapahtuu rengasmainen pimennys: jopa maksimivaiheessa Kuun ympärille jää aurinkofotosfäärin kirkas reuna, estää sinua näkemästä koronaa. Tähtitieteilijöitä kiinnostavat tietysti ensisijaisesti täydelliset pimennykset, joissa taivas tummuu niin paljon, että voidaan havaita säteilevä korona.

Kuunpimennykset (olettaman Kuussa olevan tarkkailijan näkökulmasta ne olisivat tietysti aurinkoisia) tapahtuvat täysikuun aikana, kun luonnollinen satelliittimme ohittaa solmun, joka on vastapäätä aurinkoa ja astuu varjon kartion sisään. maapallo. Varjon sisällä ei ole suoraa auringonvaloa, mutta maan ilmakehässä taittunut valo osuu silti kuun pintaan. Se yleensä maalaa sen punertavan (ja joskus ruskean-vihreän) värin vuoksi, koska ilmassa pitkäaaltoinen (punainen) säteily absorboituu vähemmän kuin lyhytaaltoinen (sininen). Voidaan kuvitella, minkä kauhun yhtäkkiä pimentynyt, pahaenteisen punainen Kuun kiekko inspiroi primitiivistä ihmistä! Mitä voimme sanoa auringonpimennyksistä, kun päivänvalo, monien kansojen pääjumala, alkoi yhtäkkiä kadota taivaalta?

Ei ole yllättävää, että kuvioiden etsimisestä pimennysten järjestyksessä tuli yksi ensimmäisistä vaikeista tähtitieteellisistä tehtävistä. Assyrialaiset nuolenpäätaulut vuodelta 1400-900 eaa. e., sisältävät tietoja järjestelmällisistä pimennyshavainnoista Babylonian kuninkaiden aikakaudella, sekä maininnan merkittävästä 65851/3 päivän ajanjaksosta (saros), jonka aikana kuun- ja auringonpimennysten sarja toistetaan. Kreikkalaiset menivät vielä pidemmälle - kuuhun hiipivän varjon muodon perusteella he päättelivät, että maa on pallomainen ja että aurinko on paljon sitä suurempi.

Kuinka muiden tähtien massat määritetään

Aleksanteri Sergejev

kuusisataa "lähdettä"

Kun etäisyys Auringosta, ulompi korona haalistuu vähitellen. Kuvissa se sulautuu taivaan taustaan, sen kirkkaus on miljoona kertaa pienempi kuin ulkonevien ja niitä ympäröivän sisäisen koronan kirkkaus. Ensi silmäyksellä koronaa on mahdotonta kuvata koko pituudeltaan aurinkokiekon reunasta taivaan taustaan ​​sulautumiseen, koska tiedetään, että valokuvamatriisien ja -emulsioiden dynaaminen alue on tuhansia kertoja pienempi. Mutta tämän artikkelin havainnollistamat kuvat todistavat toisin. Ongelmaan on ratkaisu! Vain sinun täytyy mennä tulokseen ei suoraan eteenpäin, vaan ympäri: yhden "ihanteellisen" kehyksen sijaan sinun on otettava sarja kuvia eri valotuksilla. Eri kuvat paljastavat koronan alueita eri etäisyyksillä Auringosta.

Tällaisia ​​kuvia käsitellään ensin erikseen ja yhdistetään sitten toisiinsa koronan säteiden yksityiskohtien mukaan (kuvia ei voi yhdistää Kuuta pitkin, koska se liikkuu nopeasti aurinkoon nähden). Digitaalinen valokuvien käsittely ei ole niin helppoa kuin miltä se näyttää. Kokemuksemme osoittaa kuitenkin, että minkä tahansa pimennyksen kuvat voidaan yhdistää. Laajakulma telekuvauksella, lyhyt ja pitkä valotus, ammattilainen ja amatööri. Näissä kuvissa on palasia 25 tarkkailijan töistä, jotka kuvasivat vuoden 2006 pimennystä Turkissa, Kaukasuksella ja Astrakhanissa.

Kuusisataa alkuperäistä kuvaa monien muunnosten jälkeen muuttui vain muutamaksi erilliseksi kuvaksi, mutta mitä! Nyt heillä on kaikki pienimmät yksityiskohdat koronasta ja näkyvistä, Auringon kromosfääristä ja tähdistä yhdeksänteen magnitudiin asti. Tällaiset tähdet näkyvät jopa yöllä vain hyvillä kiikareilla. Koronan säteet "työskentelivät" aurinkolevyn ennätyssäteeseen 13 asti. Ja lisää väriä! Kaikella, mikä näkyy lopullisissa kuvissa, on todellinen väri, joka vastaa visuaalisia tuntemuksia. Ja tämä ei saavutettu keinotekoisella värjäyksellä Photoshopissa, vaan käyttämällä tiukkoja matemaattisia menettelyjä käsittelyohjelmassa. Kunkin kuvan koko lähestyy gigatavua – voit tehdä jopa puolitoista metriä leveitä tulosteita ilman yksityiskohtien menetystä.

Kuinka tarkentaa asteroidien kiertoradat

Pimentäviä muuttuvia tähtiä kutsutaan läheisiksi binäärisysteemeiksi, joissa kaksi tähteä pyörii yhteisen massakeskuksen ympärillä siten, että kiertorata on käännetty reuna meitä kohti. Sitten nämä kaksi tähteä loistavat säännöllisesti toisiaan enemmän, ja maallinen tarkkailija näkee ajoittain muutoksia niiden kokonaiskirkkaudessa. Tunnetuin pimennysmuuttuva tähti on Algol (beta Perseus). Kiertojakso tässä järjestelmässä on 2 päivää 20 tuntia ja 49 minuuttia. Tänä aikana valokäyrällä havaitaan kaksi minimiä. Yksi syvä, kun pieni mutta kuuma valkoinen tähti Algol A on kokonaan piilossa hämärän punaisen jättiläisen Algol B takana. Tällä hetkellä kaksoitähden kokonaiskirkkaus putoaa lähes 3 kertaa. Vähemmän havaittavaa kirkkauden laskua - 5-6% - havaitaan, kun Algol A kulkee Algol B:n taustaa vasten ja heikentää hieman sen kirkkautta. Valokäyrän huolellinen tutkimus paljastaa paljon tärkeää tietoa tähtijärjestelmästä: kummankin tähden koko ja kirkkaus, niiden kiertoradan venymäaste, tähtien muodon poikkeama pallomaisista tähtien vaikutuksesta. vuorovesivoimat ja mikä tärkeintä, tähtien massat. Ilman näitä tietoja olisi vaikeaa luoda ja testata modernia teoriaa tähtien rakenteesta ja kehityksestä. Tähtiä voivat varjostaa paitsi tähdet, myös planeetat. Kun Venus-planeetta kulki Auringon kiekon poikki 8. kesäkuuta 2004, harvat ihmiset ajattelivat puhua pimennystä, koska Venuksen pienellä tummalla täplällä ei ollut juuri mitään vaikutusta Auringon loistoon. Mutta jos Jupiterin kaltainen kaasujättiläinen ottaisi sen tilalle, se peittäisi noin 1 % aurinkokiekon pinta-alasta ja vähentäisi sen kirkkautta saman verran. Tämä voidaan jo rekisteröidä nykyaikaisilla välineillä, ja nykyään tällaisia ​​havaintoja on jo havaittu. Ja jotkut niistä ovat amatööritähtitieteilijöiden valmistamia. Itse asiassa "eksoplanetaariset" pimennykset ovat amatöörien ainoa tapa tarkkailla planeettoja muiden tähtien ympärillä.

Aleksanteri Sergejev

Panoraama kuunvalossa

Auringonpimennyksen poikkeuksellinen kauneus ei rajoitu kimaltelevaan kruunuun. Loppujen lopuksi koko horisontissa on myös hehkuva rengas, joka luo ainutlaatuisen valaistuksen täyden vaiheen hetkellä, ikään kuin auringonlasku tapahtuisi samanaikaisesti kaikilta puolilta maailmaa. Mutta harvat onnistuvat irrottamaan katseensa kruunusta ja katsomaan meren ja vuorten upeita värejä. Tässä panoraamakuvaus tulee esille. Useat otokset yhdistettyinä näyttävät kaiken, mikä jäi silmään tai ei jäänyt muistiin.

Tämän artikkelin panoraamakuva on erityinen. Sen vaakasuuntainen peitto on 340 astetta (melkein täysi ympyrä) ja pystysuunnassa lähes zeniittiin. Ainoastaan ​​sen päällä tutkimme myöhemmin cirruspilviä, jotka melkein pilasivat havainnot - ne ovat aina vaihtelua säässä. Ja todellakin, sade alkoi tunnin sisällä sen jälkeen, kun Kuu laskeutui Auringon kiekolta. Kuvassa näkyvän kahden tason rajoitukset eivät todellisuudessa katkea taivaalla, vaan menevät vain kuun varjoon ja muuttuvat sen vuoksi näkymättömiksi. Panoraaman oikealla puolella pimennys on täydessä vauhdissa, ja kuvan vasemmalla puolella täysi vaihe on juuri päättynyt.

Kruunun oikealla ja alapuolella on Merkurius - se ei koskaan mene kauas auringosta, eivätkä kaikki näe sitä. Vielä alempana kimaltelee Venus, ja Auringon toisella puolella - Mars. Kaikki planeetat sijaitsevat yhdellä linjalla - ekliptikalla - tason projektiolla taivaalle, jonka lähellä kaikki planeetat pyörivät. Vain pimennyksen aikana (ja myös avaruudesta) on mahdollista nähdä aurinkoa ympäröivä planeettajärjestelmämme tällaisesta reunasta. Panoraaman keskiosassa näkyvät Orionin ja Aurigan tähtikuviot. Kirkkaat tähdet Capella ja Rigel ovat valkoisia, kun taas punainen superjättiläinen Betelgeuse ja Mars ovat oransseja (väri näkyy suurennettuna). Sadat ihmiset, jotka katsoivat pimennystä maaliskuussa 2006, kokevat nyt nähneensä kaiken omin silmin. Mutta panoraamakuva auttoi heitä - se on jo julkaistu Internetiin.

Miten kuvia kannattaa ottaa?

Maaliskuun 29. päivänä 2006 Turkin Välimeren rannikolla Kemerin kylässä täydellisen pimennyksen alkamista odotellessa kokeneet tarkkailijat jakoivat salaisuuksia aloittelijoille. Pimennyksen aikana tärkeintä ei ole unohtaa linssien avaamista. Tämä ei ole vitsi, tätä todella tapahtuu. Ja sinun ei pitäisi kopioida toisiaan tekemällä samat kehykset. Anna jokaisen ampua se, mikä hänen varusteillaan voi osoittautua paremmaksi kuin muut. Laajakulmakameroilla aseistautuneiden tarkkailijoiden pääkohde on ulkokorona. Meidän täytyy yrittää ottaa sarja kuvia hänestä eri suljinnopeuksilla. Teleobjektiivit voivat saada yksityiskohtaisia ​​kuvia keskikoronasta. Ja jos sinulla on kaukoputki, sinun on valokuvattava alue kuun levyn reunalla etkä tuhlaa arvokkaita sekunteja muiden laitteiden kanssa työskentelemiseen. Ja kutsu kuului silloin. Ja heti pimennyksen jälkeen tarkkailijat alkoivat vaihtaa vapaasti tiedostoja kuvien kanssa kootakseen sarjan jatkokäsittelyä varten. Tämä johti myöhemmin alkuperäisten kuvien pankin luomiseen vuoden 2006 pimennyksestä. Kaikki ymmärsivät nyt, että alkuperäisistä kuvista yksityiskohtaiseen kuvaan koko kruunu on vielä hyvin, hyvin kaukana. Ajat, jolloin mitä tahansa terävää pimennyskuvaa pidettiin mestariteoksena ja havaintojen lopputuloksena, ovat peruuttamattomasti poissa. Kotiin palattuaan kaikki odottivat töitä tietokoneen ääressä.

aktiivinen aurinko

Aurinko, kuten muutkin sen kaltaiset tähdet, erottuu ajoittain esiintyvistä aktiivisuustiloista, kun sen ilmakehään syntyy monia epävakaita rakenteita liikkuvan plasman monimutkaisen vuorovaikutuksen seurauksena magneettikenttien kanssa. Ensinnäkin nämä ovat auringonpilkkuja, joissa osa plasman lämpöenergiasta muunnetaan magneettikentän energiaksi ja yksittäisten plasmavirtojen liikkeen kineettiseksi energiaksi. Auringonpilkut ovat ympäristöään kylmempiä ja näyttävät tummemmilta kirkkaampaa fotosfääriä vasten, Auringon ilmakehän kerrosta, josta suurin osa näkyvästä valosta tulee. Täplien ympärillä ja koko aktiivisella alueella ilmakehä, jota lämmittää lisäksi vaimennettujen magneettikenttien energialla, kirkastuu, ja rakenteet, joita kutsutaan taskulampuiksi (näkyvät valkoisessa valossa) ja flocculiiksi (havaitaan esimerkiksi yksittäisten spektrilinjojen monokromaattisessa valossa). vety) ilmestyvät.

Fotosfäärin yläpuolella on harvinaisempia, 10-20 tuhatta kilometriä paksuja aurinkokehän kerroksia, joita kutsutaan kromosfääriksi, ja sen yläpuolella korona ulottuu useiden miljoonien kilometrien päähän. Auringonpilkkuryhmien yläpuolelle ja joskus jopa poispäin niistä ilmaantuu usein laajennettuja pilviä - näkymiä, jotka näkyvät selvästi pimennyksen kokonaisvaiheen aikana aurinkolevyn reunalla kirkkaan vaaleanpunaisina kaareina ja päästöinä. Korona on Auringon ilmakehän harvinainen ja erittäin kuuma osa, joka ikään kuin haihtuu ympäröivään tilaan muodostaen jatkuvan Auringosta poispäin liikkuvan plasmavirran, jota kutsutaan aurinkotuuleksi. Hän antaa aurinkokoronalle säteilevän ulkonäön, joka oikeuttaa sen nimen.

Aineen liikkeestä komeettojen pyrstöissä kävi ilmi, että aurinkotuulen nopeus kasvaa vähitellen etäisyyden myötä Auringosta. Siirtyessään pois auringosta yhden tähtitieteellisen yksikön verran (Maan kiertoradan säde), aurinkotuuli "lentää" nopeudella 300-400 km / s hiukkaspitoisuudella 1-10 protonia kuutiosenttimetriä kohti. Aurinkotuulivirta kohtaa matkallaan esteitä planetaaristen magnetosfäärien muodossa, ja se muodostaa shokkiaaltoja, jotka vaikuttavat planeettojen ilmakehoihin ja planeettojen väliseen väliaineeseen. Auringon koronaa tarkkailemalla saamme tietoa avaruussään tilasta ympärillämme olevassa ulkoavaruudessa.

Auringon aktiivisuuden voimakkaimmat ilmentymät ovat plasmaräjähdykset, joita kutsutaan auringonpurkauksiksi. Niihin liittyy voimakas ionisoiva säteily sekä voimakkaat kuuman plasman ulostyönät. Koronan läpi kulkevat plasmavirrat vaikuttavat merkittävästi sen rakenteeseen. Esimerkiksi siihen muodostuu kypärän muotoisia muodostelmia, jotka muuttuvat pitkiksi säteiksi. Itse asiassa nämä ovat pitkänomaisia ​​magneettikenttien putkia, joita pitkin varattujen hiukkasten virrat etenevät suurilla nopeuksilla (pääasiassa energiset protonit ja elektronit). Itse asiassa aurinkokoronan näkyvä rakenne heijastaa maapallomme jatkuvasti vaikuttavan aurinkotuulen intensiteettiä, koostumusta, rakennetta, liikesuuntaa ja muita ominaisuuksia. Välähdysten aikana sen nopeus voi olla 600-700 ja joskus yli 1000 km/s.

Aiemmin koronaa havaittiin vain täydellisten auringonpimennysten aikana ja vain lähellä aurinkoa. Yhteensä havaintoja kertyi noin tunnin verran. Ei-pimennyskoronografin (erityinen teleskooppi, jossa keinotekoinen pimennys on järjestetty) keksimisen myötä tuli mahdolliseksi seurata jatkuvasti koronan sisäalueita maasta. Koronan radiosäteily on myös aina mahdollista rekisteröidä, myös pilvien läpi ja suurilla etäisyyksillä Auringosta. Mutta optisella alueella koronan ulkoalueet ovat edelleen näkyvissä Maasta vain auringonpimennyksen kokonaisvaiheessa.

Ilmakehän ulkopuolisten tutkimusmenetelmien kehittymisen myötä tuli mahdolliseksi kuvata koko korona suoraan ultravioletti- ja röntgensäteillä. Vaikuttavimmat kuvat tulevat säännöllisesti avaruudessa sijaitsevasta SOHO Solar Orbital Heliospheric Observatorysta, joka laukaistiin vuoden 1995 lopulla Euroopan avaruusjärjestön ja NASA:n yhteisillä ponnisteluilla. SOHO-kuvissa koronan säteet ovat hyvin pitkiä ja monia tähtiä näkyy. Keskeltä, sisä- ja keskikruunun alueelta, kuva kuitenkin puuttuu. Koronografin keinotekoinen "kuu" on liian suuri ja peittää paljon enemmän kuin todellinen. Mutta se on mahdotonta muuten - Aurinko paistaa liian kirkkaasti. Satelliittikuvat eivät siis korvaa maapallon havaintoja. Mutta avaruus ja maanpäälliset kuvat aurinkokoronasta täydentävät toisiaan täydellisesti.

SOHO tarkkailee myös jatkuvasti Auringon pintaa, eivätkä pimennykset ole sille esteenä, koska observatorio sijaitsee Maa-Kuu -järjestelmän ulkopuolella. Useita SOHO:n vuoden 2006 pimennyksen kokonaisvaiheen ympärillä ottamia ultraviolettivalokuvia on koottu yhteen ja sijoitettu Kuun kuvan tilalle. Nyt voimme nähdä, mitkä meitä lähimmän tähden ilmakehän aktiiviset alueet liittyvät tiettyihin ominaisuuksiin sen koronassa. Saattaa vaikuttaa siltä, ​​että jotkin koronan "kupolit" ja turbulenssivyöhykkeet eivät johdu mistään, mutta todellisuudessa niiden lähteet ovat yksinkertaisesti piilossa havainnolta toisella puolella tähteä.

"Venäjän" pimennys

Seuraavaa täydellistä auringonpimennystä kutsutaan jo maailmassa "venäläiseksi", koska se havaitaan pääasiassa maassamme. 1. elokuuta 2008 iltapäivällä täysvaiheinen kaista ulottuu Jäämereltä lähes pituuspiiriä pitkin Altaihin ja kulkee tarkalleen Nižnevartovskin, Novosibirskin, Barnaulin, Biyskin ja Gorno-Altaiskin kautta - aivan liittovaltion valtatietä M52 pitkin. Muuten, tämä on toinen pimennys Gorno-Altaiskissa hieman yli kahden vuoden sisällä - juuri tässä kaupungissa vuosien 2006 ja 2008 pimennysnauhat leikkaavat. Pimennyksen aikana Auringon korkeus horisontin yläpuolella on 30 astetta, mikä riittää koronan kuvaamiseen ja sopii ihanteellisesti panoraamakuvaukseen. Sää Siperiassa on tällä hetkellä yleensä hyvä. Vielä ei ole liian myöhäistä laittaa pari kameraa valmiiksi ja ostaa lentolippu.

Tätä pimennystä ei kannata missata. Seuraava täydellinen pimennys näkyy Kiinassa vuonna 2009, ja sitten hyvät olosuhteet havainnointiin kehittyvät vasta Yhdysvalloissa vuosina 2017 ja 2024. Venäjällä tauko kestää lähes puoli vuosisataa - 20. huhtikuuta 2061 asti.

Jos tulet yhteen, tässä on sinulle hyvä neuvo: tarkkaile ryhmissä ja jaa vastaanotetut kuvat, lähetä ne yhteiskäsittelyyn Flower Observatorioon: www.skygarden.ru. Sitten joku on varmasti onnekas käsittelyssä, ja sitten kaikki, jopa ne, jotka jäävät kotiin, näkevät sinun ansiostasi auringonpimennyksen - kruunulla kruunatun tähden.

Painovoiman vaikutuksesta S., kuten mikä tahansa tähti, pyrkii kutistumaan. Tätä puristusta vastustaa painehäviö, joka johtuu sisäosan korkeasta lämpötilasta ja tiheydestä. kerrokset C. Keskipisteessä C. lämpötila T ≈ 1.6. 10 7 K, tiheys ≈ 160 gcm -3. Tällainen korkea lämpötila S.:n keskialueilla voidaan ylläpitää pitkään vain synteesillä heliumia vedystä. Nämä reaktiot ja yavl. pää energianlähde C.

Lämpötiloissa ~10 4 K (kromosfääri) ja ~10 6 (korona), samoin kuin siirtymäkerroksessa, jossa on välilämpötila, ilmaantuu eri alkuaineiden ioneja. Näitä ioneja vastaavia emissioviivoja on melko paljon spektrin lyhytaaltoalueella (λ< 1800 . Спектр в этой области состоит из отдельных эмиссионных линий, самые яркие из к-рых - линия водорода L a (1216 ) и линия нейтрального (584 ) и ионизованного (304 ) гелия. Излучение в этих линиях выходит из области эмиссии практически не поглощаясь. Излучение в радио- и рентг. областях сильно зависит от степени солнечной активности, увеличиваясь или уменьшаясь в несколько раз в течение 11-летнего и заметно возрастая при вспышках на Солнце.

Phys. eri kerrosten ominaisuudet on esitetty kuvassa. 5 (alempi kromosfääri, jonka paksuus on ≈ 1500 km, jossa kaasu on homogeenisempaa, erotetaan tavanomaisesti). S.:n yläilmakehän - kromosfäärin ja koronan - kuumeneminen voi johtua mekaanisesta. konvektiivisen vyöhykkeen yläosassa syntyvien aaltojen kuljettama energia sekä sähköenergian hajoaminen (absorptio). magneetin synnyttämät virrat. kentät liikkuvat konvektiivisten virtojen mukana.

Pintakonvektiivisen vyöhykkeen olemassaolo pohjoisessa on vastuussa useista muista ilmiöistä. Konvektiivisen vyöhykkeen ylimmän tason soluja havaitaan S.:n pinnalla rakeiden muodossa (katso). Syvemmät laajamittaiset liikkeet vyöhykkeen toisella tasolla näkyvät supergranulaatiosoluina ja kromosfääriverkostona. On syytä uskoa, että konvektiota vielä syvemmässä kerroksessa havaitaan jättimäisten rakenteiden muodossa - solujen, joiden mitat ovat suurempia kuin supergranulaatio.

Suuret paikalliset magneetit. Kentät vyöhykkeellä ± 30 o päiväntasaajasta johtavat ns. aktiiviset alueet, joissa on täpliä. Aktiivisten alueiden määrä, niiden sijainti levyllä ja auringonpilkkujen polariteetit ryhmissä muuttuvat ≈ 11,2 vuoden ajanjaksolla. Epätavallisen korkean maksimin aikana 1957-58. aktiivisuus vaikutti lähes koko aurinkolevyyn. Voimakkaiden paikalliskenttien lisäksi pohjoisessa on heikompi laajamittainen magneettikenttä. ala. Tämä kenttä vaihtaa merkkiä n. jaksolla. 22 vuotta ja lähellä napoja katoaa auringon suurimmalla aktiivisuudella.

Suurella salamalla vapautuu valtavasti energiaa, ~10 31 -10 32 erg (teho ~10 29 erg/s). Se on peräisin magneetin energiasta. hotspot-kentät. Ideoiden mukaan to-rye on kehittynyt menestyksekkäästi 1960-luvulta lähtien. Neuvostoliitossa magneettivuon vuorovaikutus synnyttää virtalevyjä. Kehitys nykyisessä arkissa voi johtaa hiukkasten kiihtymiseen, ja on olemassa laukaisu- (käynnistys-) mekanismeja, jotka johtavat prosessin äkilliseen kehitykseen.

Riisi. 13. Auringonpurkauksen vaikutustyypit Maahan (D. X. Menzelin mukaan).

röntgen soihdusta tuleva säteily ja auringon kosmiset säteet (kuva 13) aiheuttavat maan ionosfäärin lisäionisaatiota, mikä vaikuttaa radioaaltojen etenemisolosuhteisiin. Soihdun aikana sinkoutuneiden hiukkasten virtaus saavuttaa Maan kiertoradan noin vuorokaudessa ja aiheuttaa magneettisen myrskyn ja revontulia Maahan (katso , ).

Soihdutusten synnyttämien korpuskulaaristen virtausten lisäksi on jatkuvaa korpuskulaarista säteilyä C. Se liittyy harvennetun plasman ulosvirtaukseen ulkopuolelta. aurinkokoronan alueet planeettojen väliseen avaruuteen - aurinkotuulen. Aurinkotuulen aiheuttamat ainehäviöt ovat pieniä, ≈ 3 . 10 -14 vuodessa, mutta se on tärkein. planeettojen välisen väliaineen komponentti.

Aurinkotuuli kuljettaa laajan magneettikentän planeettojen väliseen avaruuteen. kenttä C. C:n pyöriminen kiertää planeettojen välisen magneettikentän linjoja. kenttä (IMF) Arkhimedeen spiraaliin, mikä näkyy selvästi ekliptiikan tasossa. Pääasiasta lähtien suuren mittakaavan magneetin ominaisuus. kentät S. yavl. kaksi ympyränapaista aluetta, joilla on vastakkainen polariteetti ja niiden vieressä olevat kentät, tyynellä S. planeettojen välisen avaruuden pohjoinen pallonpuolisko on täynnä yhden merkin kentällä, eteläinen toisen (kuva 14). Lähellä maksimiaktiivisuutta, suuren mittakaavan aurinkokentän etumerkin muutoksesta johtuen tämä säännöllinen magneettikenttä on päinvastainen. planeettojen välisen avaruuden kentät. Magn. molempien pallonpuoliskojen virtaukset erotetaan virtalevyllä. S.:n pyöriessä maapallo on useita. päivää, nyt yläpuolella, nyt nykyisen levyn kaarevan "aallotetun" pinnan alapuolella, eli se tulee IMF:ään, suunnattu nyt pohjoiseen, nyt pois siitä. Tätä ilmiötä kutsutaan planeettojen välinen magneettikenttä.

Lähellä aktiivisuusmaksimia soihdutusten aikana kiihtyneet hiukkasvirrat vaikuttavat tehokkaimmin Maan ilmakehään ja magnetosfääriin. Aktiivisuuden laskuvaiheessa, 11-vuotisen aktiivisuussyklin lopussa, kun soihdut vähenevät ja planeettojen välinen virtauskalvo kehittyy, lisääntyneen aurinkotuulen paikallaan pysyvät virrat tulevat entistä merkittävämmiksi. Pyöriessään yhdessä S:n kanssa ne aiheuttavat geomagneetteja, jotka toistuvat 27 päivän välein. närkästystä. Tämä toistuva (toistuva) aktiivisuus on erityisen korkea parillisten syklien päissä, kun magneettinen suunta on Auringon "dipolin" kentät ovat vastasuuntaisia ​​maan kanssa.

Lit.:
Martynov D. Ya., Yleisen astrofysiikan kurssi, 3. painos, M., 1978;
Menzel D. G., Our Sun, käänn. Englannista, M., 1963; Aurinko- ja aurinko-maan fysiikka. Kuvitettu termisanakirja, käännös. Englannista, M., 1980;
Shklovsky I. S., Physics of the Solar corona, 2. painos, M., 1962;
Severny A. B., Auringon ja tähtien magneettikentät, "UFN", 1966, v. 88, c. 1, s. 3-50; - Aurinkokorona - rakeistus

Maallinen elämä on alkuperänsä velkaa taivaanruumiille. Se lämmittää ja valaisee kaiken planeettamme pinnalla. Ei ihme, että Auringon palvonta ja sen esittäminen suurena taivaallisena jumalana heijastui maapallolla asuneiden primitiivisten kansojen kulteissa.

Vuosisatoja, vuosituhansia on kulunut, mutta sen merkitys ihmiselämässä on vain kasvanut. Olemme kaikki Auringon lapsia.

Mikä on aurinko?

Tähti Linnunradan galaksista, jonka geometrinen muoto edustaa valtavaa, kuumaa, kaasumaista palloa, joka säteilee jatkuvasti energiavirtoja. Ainoa valon ja lämmön lähde tähti-planeettajärjestelmässämme. Aurinko on nyt keltaisen kääpiön iässä universumin yleisesti hyväksytyn tähtityyppien luokituksen mukaan.

Auringon ominaisuudet

Auringolla on seuraavat ominaisuudet:

• Ikä -4,57 miljardia vuotta;
• Etäisyys Maahan: 149 600 000 km
• Massa: 332 982 Maan massaa (1,9891 10³⁰ kg);
• Keskimääräinen tiheys on 1,41 g / cm³ (se kasvaa 100 kertaa reunalta keskustaan);
• Auringon kiertonopeus on 217 km/s;
• Pyörimisnopeus: 1,997 km/s
• Säde: 695-696 tuhatta km;
• Lämpötila: 5 778 K pinnalla 15 700 000 K ytimessä;
• Koronalämpötila: ~1 500 000 K;
• Auringon kirkkaus on vakaa, se sijaitsee 15 prosentissa galaksimme kirkkaimmista tähdistä. Se säteilee vähemmän ultraviolettisäteitä, mutta sillä on suurempi massa verrattuna vastaaviin tähtiin.

Mistä aurinko on tehty?

Kemiallisen koostumuksensa suhteen valomme ei eroa muista tähdistä ja sisältää: 74,5 % vetyä (massasta), 24,6 % heliumia, alle 1 % muita aineita (typpeä, happea, hiiltä, ​​nikkeliä, rautaa, piitä, kromia , magnesium ja muut aineet). Ytimen sisällä on jatkuvia ydinreaktioita, jotka muuttavat vedyn heliumiksi. Suurin osa aurinkokunnan massasta - 99,87% kuuluu auringolle.

Aurinkomme on todella ainutlaatuinen tähti jo pelkästään siksi, että sen hehku on mahdollistanut elämälle sopivien olosuhteiden luomisen maaplaneetallemme, joka joko olosuhteiden hämmästyttävän sattuman vuoksi tai Jumalan nerokkaan suunnittelun vuoksi on ihanteellisen etäisyyden päässä maapallosta. Aurinko. Muinaisista ajoista lähtien aurinko on ollut ihmisen tarkkaavaisena, ja jos muinaisina aikoina papit, shamaanit, druidit kunnioittivat valovoimaamme jumaluutena (kaikissa pakanakulteissa oli aurinkojumalia), nyt tutkijat tutkivat aurinkoa aktiivisesti. : tähtitieteilijät, fyysikot, astrofyysikot. Mikä on Auringon rakenne, mitkä ovat sen ominaisuudet, sen ikä ja sijainti galaksissamme, lue tästä kaikesta lisää.

Auringon sijainti galaksissa

Huolimatta valtavasta koostaan ​​planeettaamme (ja muihin planeetoihin) verrattuna, Aurinko on galaktisessa mittakaavassa kaukana suurimmasta tähdestä, mutta hyvin pieni, on tähtiä, jotka ovat paljon suurempia kuin Aurinko. Siksi tähtitieteilijät luokittelevat valomme keltaiseksi kääpiöksi.

Mitä tulee Auringon sijaintiin galaksissa (sekä koko aurinkokuntamme), se sijaitsee Linnunradan galaksissa, lähempänä Orionin käsivarren reunaa. Etäisyys galaksin keskustasta on 7,5-8,5 tuhatta parsekkia. Yksinkertaisesti sanottuna, sinä ja minä emme ole aivan galaksin laitamilla, mutta olemme myös suhteellisen kaukana keskustasta - eräänlainen "nukkuva galaktinen alue", ei laitamilla, mutta emme myöskään keskustassa.

Tältä Auringon sijainti näyttää galaktisella kartalla.

Auringon ominaisuudet

Taivaankappaleiden tähtitieteellisen luokituksen mukaan Aurinko kuuluu G-luokan tähtiin, se on kirkkaampi kuin 85% muista galaksin tähdistä, joista monet ovat punaisia ​​kääpiöitä. Auringon halkaisija on 696342 km, massa 1,988 x 1030 kg. Jos vertaamme aurinkoa Maahan, se on 109 kertaa suurempi kuin planeettamme ja 333 000 kertaa massiivisempi.

Auringon ja planeettojen vertailukoot.

Vaikka aurinko näyttää meille keltaiselta, sen todellinen väri on valkoinen. Keltaisen näkyvyyden luo tähden ilmapiiri.

Auringon lämpötila on ylemmissä kerroksissa 5778 Kelvin-astetta, mutta kun se lähestyy ydintä, se nousee entisestään ja Auringon ydin on uskomattoman kuuma - 15,7 miljoonaa Kelvin-astetta

Auringossa on myös voimakas magnetismi, sen pinnalla on pohjois- ja etelämagneettisia napoja sekä magneettisia linjoja, jotka konfiguroituvat uudelleen 11 vuoden taajuudella. Tällaisten uudelleenjärjestelyjen aikana syntyy voimakkaita auringon päästöjä. Myös Auringon magneettikenttä vaikuttaa Maan magneettikenttään.

Auringon rakenne ja koostumus

Aurinkomme koostuu pääasiassa kahdesta alkuaineesta: (74,9 %) ja heliumista (23,8 %). Niiden lisäksi sitä on pieniä määriä: (1 %), hiiltä (0,3 %), neonia (0,2 %) ja rautaa (0,2 %). Auringon sisällä on jaettu kerroksiin:

• ydin,
• säteily- ja konvektiovyöhykkeet,
• valokuvasfääri,
• tunnelmaa.

Auringon ytimen tiheys on suurin ja se vie noin 25 % auringon kokonaistilavuudesta.

Auringon rakenne on kaavamainen.

Auringon ytimessä lämpöenergia muodostuu ydinfuusion kautta, joka muuttaa vedyn heliumiksi. Itse asiassa ydin on eräänlainen aurinkomoottori, jonka ansiosta valaisin lähettää lämpöä ja lämmittää meitä kaikkia.

Miksi aurinko paistaa

Samoin Auringon hehku johtuu auringon ytimen väsymättömästä työstä, tarkemmin sanottuna siinä jatkuvasti tapahtuvasta lämpöydinreaktiosta. Auringon palaminen johtuu vedyn muuttumisesta heliumiksi, tämä on ikuinen lämpöydinreaktio, joka jatkuvasti ruokkii valoamme.

auringonpilkkuja

Kyllä, Auringossa on pisteitä. Auringonpilkut ovat tummempia alueita auringon pinnalla, ja ne ovat tummempia, koska niiden lämpötila on alhaisempi kuin ympäröivän Auringon fotosfäärin lämpötila. Itse auringonpilkut muodostuvat magneettisten linjojen ja niiden uudelleenkonfiguroinnin vaikutuksesta.

aurinkoinen tuuli

Aurinkotuuli on jatkuva plasmavirta, joka tulee aurinkokehästä ja täyttää koko aurinkokunnan. Aurinkotuuli muodostuu siitä syystä, että aurinkokoronan korkean lämpötilan vuoksi sen päällä olevat kerrokset eivät pysty tasapainottamaan itse koronassa olevan paineen kanssa. Tästä syystä aurinkoplasmaa purkautuu ajoittain ympäröivään tilaan. Ilmiöstä on verkkosivuillamme kokonainen erillinen artikkeli.

Auringonpimennys on harvinainen tähtitieteellinen tapahtuma, jossa Kuu on kokonaan tai osittain aurinko.

Kaavamaisesti auringonpimennys näyttää tältä.

Auringon kehitys ja sen tulevaisuus

Tutkijat uskovat, että tähtemme ikä on 4,57 miljardia vuotta. Tuolloin se muodostui heliumin ja vedyn edustaman molekyylipilven osasta.

Miten aurinko syntyi? Yhden hypoteesin mukaan helium-vety-molekyylipilvi alkoi pyöriä kulmamomentin vaikutuksesta ja samalla alkoi lämmetä voimakkaasti sisäisen paineen noustessa. Samaan aikaan suurin osa massasta keskittyi keskelle ja muuttui itse Auringoksi. Vahva ja paine johtivat lämmön ja ydinfuusion lisääntymiseen, minkä ansiosta sekä aurinko että muut tähdet toimivat.

Tältä näyttää tähtien, mukaan lukien aurinko, kehitys. Tämän kaavion mukaan Aurinkomme on tällä hetkellä pienen tähden vaiheessa, ja nykyinen auringon ikä on tämän vaiheen puolivälissä. Noin 4 miljardin vuoden kuluttua Aurinko muuttuu punaiseksi jättiläiseksi, laajenee entisestään ja tuhoaa Venuksen ja mahdollisesti maapallomme. Jos maapallo planeetana säilyy edelleen, elämä sillä on siihen mennessä vielä mahdotonta. Koska 2 miljardin vuoden kuluttua Auringon hehku kasvaa niin paljon, että kaikki maan valtameret yksinkertaisesti kiehuvat pois, maapallo poltetaan ja muuttuu jatkuvaksi autiomaaksi, maan pinnan lämpötila on 70 C, ja jos elämä on mahdollista, silloin vain syvällä maan alla. Siksi meillä on vielä yli miljardi vuotta aikaa löytää ihmiskunnalle uusi turvapaikka hyvin kaukaisessa tulevaisuudessa.

Mutta takaisin aurinkoon, joka muuttuu punaiseksi jättiläiseksi, se pysyy tässä tilassa noin 120 miljoonaa vuotta, sitten alkaa sen koon ja lämpötilan pienentämisprosessi. Ja kun sen ytimessä jäljellä oleva helium poltetaan jatkuvassa lämpöydinreaktioiden uunissa, Aurinko menettää vakautensa ja räjähtää muuttuen planetaariseksi sumuksi. Maapallo tässä vaiheessa, samoin kuin viereinen, tuhoutuu erittäin todennäköisesti aurinkoräjähdyksen seurauksena.

Toisen 500 miljoonan vuoden kuluttua aurinkosumusta muodostuu valkoinen kääpiö, joka kestää vielä biljoonia vuosia.

• Auringon sisään voit sijoittaa miljoona maapalloa tai planeettaa, meidän kokomme.
• Aurinko muodostaa muodoltaan lähes täydellisen pallon.
• 8 minuuttia ja 20 sekuntia - juuri tänä aikana auringonsäde saavuttaa meidät lähteestään huolimatta siitä, että Maa on 150 miljoonan kilometrin päässä Auringosta.
• Itse sana "aurinko" tulee vanhan englannin sanasta "etelä" - "etelä".
• Ja meillä on sinulle huonoja uutisia, tulevaisuudessa Aurinko polttaa Maan ja tuhoaa sen sitten kokonaan. Tämä tapahtuu kuitenkin aikaisintaan 2 miljardin vuoden kuluttua.

Aurinko, video

Ja lopuksi mielenkiintoinen tieteellinen dokumentti Discovery Channelista - "Mitä aurinko piilottaa".

Artikkelia kirjoittaessani yritin tehdä siitä mahdollisimman mielenkiintoisen, hyödyllisen ja laadukkaan. Olisin kiitollinen kaikesta palautteesta ja rakentavasta kritiikistä artikkeliin liittyvien kommenttien muodossa. Voit myös kirjoittaa toiveesi/kysymyksesi/ehdotuksesi sähköpostiini [sähköposti suojattu] tai Facebookissa kunnioituksella, kirjoittaja.