Zatmenie patrí medzi najpozoruhodnejšie astronomické javy. Žiadne technické prostriedky však nedokážu úplne sprostredkovať vnemy vyplývajúce z pozorovateľa. A predsa pre nedokonalosť ľudského oka nevidí všetko naraz. Detaily tejto nádhernej snímky, ktorá uniká oku, možno odhaliť a zachytiť iba špeciálnou technikou fotografovania a spracovania signálu. Rozmanitosť zatmení zďaleka nie je vyčerpaná javmi v systéme Slnko-Zem-Mesiac. Pomerne blízke vesmírne telesá na seba pravidelne vrhajú tiene (je len potrebné, aby bol v blízkosti nejaký silný zdroj svetelného žiarenia). Pri sledovaní tohto vesmírneho tieňového divadla astronómovia získajú veľa zaujímavých informácií o štruktúre vesmíru. Foto Vyacheslav Khondyrev

V bulharskom letovisku Shabla bol 11. august 1999 najobyčajnejším letným dňom. Modrá obloha, zlatý piesok, teplé jemné more. Na pláži ale do vody nikto nešiel – verejnosť sa pripravovala na pozorovania. Práve tu mala preťať pobrežie Čierneho mora stokilometrová škvrna mesačného tieňa a trvanie úplnej fázy podľa výpočtov dosiahlo 3 minúty 20 sekúnd. Vynikajúce počasie celkom zodpovedalo dlhodobým údajom, no všetci s obavami hľadeli na mrak visiaci nad horami.

V skutočnosti zatmenie už prebiehalo, len málokto sa zaujímal o jeho čiastkové fázy. Iná vec je plná fáza, pred začiatkom ktorej zostávala ešte polhodina. Úplne nová digitálna zrkadlovka, špeciálne kúpená pre túto príležitosť, bola v plnej pohotovosti. Všetko je premyslené do najmenších detailov, každý pohyb je nacvičený desiatky krát. Počasie by sa nestihlo zhoršiť a napriek tomu z nejakého dôvodu narastala úzkosť. Možno je to tak, že svetla citeľne ubudlo a prudko sa ochladilo? Ale tak by to malo byť s prístupom plnej fázy. Vtáky to však nechápu - všetky vtáky schopné lietať sa vzniesli do vzduchu a vykrikovali nad našimi hlavami kruhy. Vietor fúkal od mora. Každou minútou silnel a ťažký fotoaparát sa začal triasť o statív, ktorý sa donedávna zdal taký spoľahlivý.

Nedá sa nič robiť - pár minút pred vypočítanou chvíľou som s rizikom, že všetko pokazím, zišiel z piesočnatého kopca na jeho úpätie, kde kríky uhasili vietor. Pár pohybov a doslova na poslednú chvíľu je technika opäť nastavená. Ale čo je to za hluk? Psy štekajú a vyjú, ovce bečia. Zdá sa, že všetky zvieratá schopné vydávať zvuky to robia akoby naposledy! Svetlo ubúda každú sekundu. Vtáky na zatemnenej oblohe už nie sú viditeľné. Všetko razom ustúpi. Vláknitý polmesiac slnka osvetľuje morské pobrežie nie jasnejšie ako mesiac v splne. Zrazu zhasne. Kto ho v posledných sekundách sledoval bez tmavého filtra, v prvých chvíľach zrejme nič nevidí.

Moje nervózne vzrušenie vystriedal skutočný šok: zatmenie, o ktorom som celý život sníval, sa už začalo, vzácne sekundy letia a ja nemôžem ani zdvihnúť hlavu a užiť si tú najvzácnejšiu podívanú - fotografia je na prvom mieste! Po každom stlačení tlačidla fotoaparát automaticky nasníma sériu deviatich záberov (v režime „bracketing“). Ešte jeden. Viac a viac. Kým foťák cvaká spúšťou, ešte sa odvážim odtrhnúť a pozrieť sa na korunu ďalekohľadom. Z čierneho Mesiaca sa na všetky strany rozptyľuje veľa dlhých lúčov, ktoré vytvárajú perleťovú korunu so žltkasto-krémovým odtieňom a na samom okraji disku blikajú jasné ružové výčnelky. Jeden z nich letel nezvyčajne ďaleko od okraja Mesiaca. Rozbiehajúc sa do strán, lúče koruny postupne blednú a spájajú sa s tmavomodrým pozadím oblohy. Efekt prítomnosti je taký, že nestojím na piesku, ale lietam po oblohe. A čas akoby zmizol...

Zrazu mi do očí udrelo jasné svetlo – bol to okraj Slnka, ktorý vyplával spoza Mesiaca. Ako rýchlo sa to všetko skončilo! Prominencie a lúče koróny sú viditeľné ešte niekoľko sekúnd a streľba pokračuje až do poslednej. Program je hotový! O pár minút neskôr sa deň opäť rozhorí. Vtáky okamžite zabudli na strach z mimoriadnej prchavej noci. Ale už mnoho rokov si moja pamäť uchováva pocit absolútnej krásy a vznešenosti vesmíru, pocit spolupatričnosti k jeho tajomstvám.

Ako sa prvýkrát merala rýchlosť svetla?

Zatmenia sa vyskytujú nielen v systéme Slnko-Zem-Mesiac. Napríklad štyri najväčšie mesiace Jupitera, ktoré objavil Galileo Galilei v roku 1610, zohrali dôležitú úlohu vo vývoji navigácie. V tej dobe, keď neexistovali presné námorné chronometre, bolo možné zistiť greenwichský čas, ktorý bol potrebný na určenie zemepisnej dĺžky lode, ďaleko od ich rodných brehov. Zatmenie satelitov v sústave Jupiter nastáva takmer každú noc, keď jeden alebo druhý satelit vstúpi do tieňa vrhaného Jupiterom, alebo sa pred naším pohľadom ukryje za diskom samotnej planéty. Poznaním vopred vypočítaných momentov týchto javov z námorného almanachu a ich porovnaním s miestnym časom získaným z elementárnych astronomických pozorovaní je možné určiť svoju zemepisnú dĺžku. V roku 1676 si dánsky astronóm Ole Christensen Römer všimol, že zatmenia Jupiterových mesiacov sa mierne odchyľujú od predpovedaných okamihov. Jupiterove hodiny buď predbehli o niečo viac ako osem minút, potom, asi po šiestich mesiacoch, zaostali o rovnakú hodnotu. Roemer porovnal tieto výkyvy s polohou Jupitera voči Zemi a dospel k záveru, že celá vec je v oneskorení šírenia svetla: keď je Zem bližšie k Jupiteru, zatmenia jej satelitov sú pozorované skôr, keď sa ďalej preč, neskôr. Rozdiel, ktorý bol 16,6 minúty, zodpovedal času, za ktorý svetlo prešlo priemerom zemskej dráhy. Roemer teda prvýkrát zmeral rýchlosť svetla.

Stretnutia v nebeských uzloch

Úžasnou zhodou okolností sú zdanlivé veľkosti Mesiaca a Slnka takmer rovnaké. Vďaka tomu môžete v zriedkavých minútach úplného zatmenia Slnka vidieť protuberancie a slnečnú korónu - najvzdialenejšie plazmatické štruktúry slnečnej atmosféry, ktoré neustále „odlietavajú“ do vesmíru. Keby Zem nemala taký veľký satelit, o ich existencii by zatiaľ nikto ani len netušil.

Viditeľné dráhy po oblohe Slnka a Mesiaca sa pretínajú v dvoch bodoch – uzloch, ktorými Slnko prechádza približne raz za pol roka. Práve v tomto čase je možné zatmenie. Keď sa Mesiac stretne so Slnkom v jednom z uzlov, nastane zatmenie Slnka: vrchol kužeľa mesačného tieňa, spočívajúci na povrchu Zeme, tvorí oválnu tieňovú škvrnu, ktorá sa vysokou rýchlosťou pohybuje pozdĺž zemského povrchu. . Len ľudia, ktorí sa do nej dostanú, uvidia lunárny kotúč, ktorý úplne zakrýva slnko. Pre pozorovateľa úplného fázového pásma bude zatmenie čiastočné. Navyše na diaľku si to možno ani nevšimneme - veď keď je pokrytých menej ako 80-90% slnečného disku, pokles osvetlenia je okom takmer nepostrehnuteľný.

Šírka celkového fázového pásma závisí od vzdialenosti Mesiaca, ktorá sa v dôsledku elipticity jeho obežnej dráhy pohybuje od 363 do 405 tisíc kilometrov. V maximálnej vzdialenosti kužeľ mesačného tieňa nedosahuje povrch Zeme málo. V tomto prípade sú viditeľné rozmery Mesiaca o niečo menšie ako Slnko a namiesto úplného zatmenia nastáva prstencové zatmenie: aj v maximálnej fáze zostáva okolo Mesiaca jasný okraj slnečnej fotosféry, bráni vám vidieť korónu. Astronómov samozrejme v prvom rade zaujímajú úplné zatmenia, pri ktorých obloha stmavne natoľko, že možno pozorovať žiarivú korónu.

Zatmenie Mesiaca (z pohľadu hypotetického pozorovateľa na Mesiaci bude, samozrejme, slnečné) nastáva počas splnu, keď naša prirodzená družica prejde uzlom opačným, ako je Slnko, a spadne do kužeľa. tieňa vrhaného Zemou. Vo vnútri tieňa nie je priame slnečné svetlo, ale svetlo lámané v zemskej atmosfére stále dopadá na povrch Mesiaca. Obyčajne ho farbí do červenkastej (niekedy hnedozelenkavej) farby vzhľadom na to, že vo vzduchu sa dlhovlnné (červené) žiarenie pohltí menej ako krátkovlnné (modré). Možno si predstaviť, akú hrôzu vyvolal v primitívnom človeku náhle stmavnutý, zlovestne červený kotúč Mesiaca! Čo môžeme povedať o zatmeniach Slnka, keď denné svetlo, hlavné božstvo mnohých národov, zrazu začalo miznúť z oblohy?

Nie je prekvapujúce, že hľadanie vzorov v poradí zatmení sa stalo jednou z prvých náročných astronomických úloh. Asýrske klinové tabuľky pochádzajúce z rokov 1400-900 pred Kristom. obsahujú údaje o systematických pozorovaniach zatmení v ére babylonských kráľov, ako aj zmienku o pozoruhodnom období 65851/3 dní (saros), počas ktorého sa opakuje sled zatmení Mesiaca a Slnka. Gréci zašli ešte ďalej – podľa tvaru tieňa plaziaceho sa na Mesiaci usúdili, že Zem je guľová a Slnko je od nej oveľa väčšie.

Ako sa určujú hmotnosti iných hviezd

Alexander Sergejev

Šesťsto "zdrojov"

So vzdialenosťou od Slnka vonkajšia koróna postupne mizne. Tam, kde na fotografiách splýva s pozadím oblohy, je jej jas miliónkrát menší ako jas protuberancií a vnútornej koróny, ktorá ich obklopuje. Na prvý pohľad je nemožné odfotografovať korónu po celej dĺžke od okraja slnečného disku až po splynutie s pozadím oblohy, pretože je dobre známe, že dynamický rozsah fotografických matríc a emulzií je tisíckrát menší. Ale obrázky, ktoré ilustruje tento článok, svedčia o opaku. Problém má riešenie! Len vy musíte prejsť k výsledku nie cez, ale okolo: namiesto jedného „ideálneho“ rámu musíte nasnímať sériu záberov s rôznymi expozíciami. Rôzne obrázky odhalia oblasti koróny v rôznych vzdialenostiach od Slnka.

Takéto snímky sa najskôr spracujú oddelene a potom sa navzájom kombinujú podľa podrobností o lúčoch koróny (snímky nemožno kombinovať pozdĺž Mesiaca, pretože sa vzhľadom na Slnko rýchlo pohybuje). Digitálne spracovanie fotografií nie je také jednoduché, ako sa zdá. Naša skúsenosť však ukazuje, že akékoľvek obrázky jedného zatmenia sa dajú spojiť. Širokouhlý s teleobjektívom, krátkou a dlhou expozíciou, profesionálny a amatérsky. Na týchto obrázkoch sú kúsky práce dvadsiatich piatich pozorovateľov, ktorí fotografovali zatmenie v roku 2006 v Turecku, na Kaukaze a v Astrachane.

Šesťsto originálnych obrázkov, ktoré prešli mnohými transformáciami, sa zmenilo na niekoľko samostatných obrázkov, ale čo! Teraz majú všetky najmenšie detaily koróny a protuberancií, chromosféry Slnka a hviezd až do deviatej magnitúdy. Takéto hviezdy, dokonca aj v noci, sú viditeľné iba cez dobrý ďalekohľad. Lúče koróny „pracovali“ až na rekordných 13 polomerov slnečného disku. A viac farieb! Všetko, čo je na výsledných obrázkoch viditeľné, má skutočnú farbu, ktorá zodpovedá vizuálnym vnemom. A to sa podarilo nie umelým farbením vo Photoshope, ale použitím prísnych matematických postupov v programe spracovania. Veľkosť každého obrázka sa blíži ku gigabajtom – výtlačky môžete tlačiť až do šírky jeden a pol metra bez straty detailov.

Ako spresniť dráhy asteroidov

Zákrytové premenné hviezdy sa nazývajú blízke binárne systémy, v ktorých dve hviezdy obiehajú okolo spoločného ťažiska, takže obežná dráha je otočená okrajom k nám. Potom sa tieto dve hviezdy pravidelne navzájom presvitajú a pozemský pozorovateľ vidí periodické zmeny ich celkovej jasnosti. Najznámejšou zákrytovou premennou hviezdou je Algol (beta Perseus). Doba obehu v tomto systéme je 2 dni 20 hodín a 49 minút. Počas tejto doby sa na svetelnej krivke pozorujú dve minimá. Jedna hlboká, keď je malá, ale horúca biela hviezda Algol A úplne skrytá za slabým červeným obrom Algol B. V tomto čase celková jasnosť dvojhviezdy klesne takmer 3-krát. Menej viditeľný pokles jasu o 5–6% sa pozoruje, keď Algol A prechádza na pozadí Algolu B a mierne oslabuje jeho jas. Starostlivé štúdium svetelnej krivky odhalí veľa dôležitých informácií o hviezdnom systéme: veľkosť a svietivosť každej z dvoch hviezd, stupeň predĺženia ich obežnej dráhy, odchýlku tvaru hviezd od sférického pod vplyvom slapové sily, a čo je najdôležitejšie, hmotnosti hviezd. Bez týchto informácií by bolo ťažké vytvoriť a otestovať modernú teóriu štruktúry a vývoja hviezd. Hviezdy môžu byť zatienené nielen hviezdami, ale aj planétami. Keď planéta Venuša 8. júna 2004 prechádzala cez disk Slnka, len málo ľudí napadlo hovoriť o zatmení, pretože malá tmavá škvrna Venuše nemala takmer žiadny vplyv na jas Slnka. Ak by však jeho miesto zaujal plynný gigant ako Jupiter, zakryl by asi 1 % plochy slnečného disku a znížil by jeho jas o rovnakú hodnotu. To sa už dá zaregistrovať modernými prístrojmi a dnes už existujú prípady takýchto pozorovaní. A niektoré z nich vyrábajú amatérski astronómovia. V skutočnosti sú „exoplanetárne“ zatmenia jediným spôsobom, ktorý majú amatéri k dispozícii na pozorovanie planét okolo iných hviezd.

Alexander Sergejev

Panoráma v mesačnom svite

Mimoriadna krása zatmenia Slnka sa neobmedzuje len na trblietavú korunu. Koniec koncov, pozdĺž celého horizontu je aj žiariaci prstenec, ktorý v momente plnej fázy vytvára jedinečné osvetlenie, akoby západ slnka nastával zo všetkých svetových strán naraz. No málokomu sa podarí odtrhnúť zrak od koruny a pozrieť sa na úžasné farby mora a hôr. Tu prichádza na rad panoramatická fotografia. Niekoľko záberov spojených dokopy ukáže, čo všetko ušlo oku alebo sa nezarezalo do pamäte.

Panoramatický záber v tomto článku je špeciálny. Jeho horizontálne pokrytie je 340 stupňov (takmer celý kruh) a vertikálne takmer k zenitu. Len na nej sme neskôr skúmali cirry, ktoré nám takmer pokazili pozorovania – vždy ide o zmenu počasia. A skutočne, dážď začal do hodiny po zostupe Mesiaca z kotúča Slnka. Kontrails dvoch rovín viditeľných na obrázku sa v skutočnosti na oblohe neodlamujú, ale jednoducho idú do mesačného tieňa a kvôli tomu sa stávajú neviditeľnými. Na pravej strane panorámy je zatmenie v plnom prúde a na ľavej strane snímky sa práve skončila úplná fáza.

Napravo a pod korunou je Merkúr - nikdy nejde ďaleko od Slnka a nie každý ho vidí. Ešte nižšie sa leskne Venuša a na druhej strane Slnka - Mars. Všetky planéty sú umiestnené pozdĺž jednej priamky - ekliptiky - projekcie na oblohu roviny, v blízkosti ktorej sa všetky planéty otáčajú. Iba počas zatmenia (a aj z vesmíru) je možné z takéhoto okraja vidieť náš planetárny systém obklopujúci Slnko. V centrálnej časti panorámy sú viditeľné súhvezdia Orion a Auriga. Jasné hviezdy Capella a Rigel sú biele, zatiaľ čo červený supergigant Betelgeuse a Mars sú oranžové (farba je viditeľná pri zväčšení). Stovky ľudí, ktorí sledovali zatmenie v marci 2006, majú teraz pocit, že to všetko videli na vlastné oči. Pomohol im ale panoramatický záber – už ho zverejnili na internete.

Ako by ste mali fotiť?

Skúsení pozorovatelia sa 29. marca 2006 v dedine Kemer na pobreží Stredozemného mora v Turecku v očakávaní začiatku úplného zatmenia podelili so začiatočníkmi o tajomstvá. Najdôležitejšou vecou pri zatmení je nezabudnúť otvoriť šošovky. Toto nie je vtip, toto sa naozaj stáva. A nemali by ste sa navzájom duplikovať a vytvárať rovnaké rámy. Nech každý natočí to, čo presne s jeho vybavením môže dopadnúť lepšie ako ostatní. Pre pozorovateľov vyzbrojených širokouhlými kamerami je hlavným cieľom vonkajšia koróna. Musíme sa pokúsiť urobiť sériu jej snímok s rôznymi rýchlosťami uzávierky. Majitelia teleobjektívov môžu získať detailné snímky strednej koróny. A ak máte ďalekohľad, potom musíte fotografovať oblasť na samom okraji mesačného disku a nestrácať drahocenné sekundy prácou s iným zariadením. A potom bolo volanie vypočuté. A hneď po zatmení si pozorovatelia začali voľne vymieňať súbory s obrázkami, aby zostavili súpravu na ďalšie spracovanie. To neskôr viedlo k vytvoreniu banky originálnych obrázkov zo zatmenia v roku 2006. Každý teraz pochopil, že od pôvodných obrázkov k detailnému obrazu celej koruny je stále veľmi, veľmi ďaleko. Časy, keď sa akýkoľvek ostrý obraz zatmenia považoval za majstrovské dielo a konečný výsledok pozorovaní, sú nenávratne preč. Po návrate domov všetkých čakala práca pri počítači.

aktívne slnko

Slnko, podobne ako iné jemu podobné hviezdy, sa vyznačuje periodicky sa vyskytujúcimi stavmi aktivity, kedy v jeho atmosfére vzniká mnoho nestabilných štruktúr v dôsledku zložitých interakcií pohybujúcej sa plazmy s magnetickými poľami. V prvom rade sú to slnečné škvrny, kde sa časť tepelnej energie plazmy premieňa na energiu magnetického poľa a na kinetickú energiu pohybu jednotlivých tokov plazmy. Slnečné škvrny sú chladnejšie ako ich okolie a javia sa tmavšie na pozadí svetlejšej fotosféry, vrstvy slnečnej atmosféry, z ktorej pochádza väčšina nášho viditeľného svetla. Okolo škvŕn a v celej aktívnej oblasti sa atmosféra dodatočne ohriata energiou tlmených magnetických polí rozjasňuje a vytvárajú sa štruktúry nazývané fakle (viditeľné v bielom svetle) a vločky (pozorované v monochromatickom svetle jednotlivých spektrálnych čiar napr. , vodík).

Nad fotosférou sú riedšie vrstvy slnečnej atmosféry s hrúbkou 10-20 tisíc kilometrov, nazývané chromosféra, a nad ňou sa koróna rozprestiera v dĺžke mnohých miliónov kilometrov. Nad skupinami slnečných škvŕn a niekedy aj ďaleko od nich sa často objavujú rozšírené oblaky - protuberancie, zreteľne viditeľné počas úplnej fázy zatmenia na okraji slnečného disku vo forme žiarivo ružových oblúkov a emisií. Koróna je riedka a veľmi horúca časť slnečnej atmosféry, ktorá sa zdá, že sa vyparuje do okolitého priestoru a vytvára súvislý prúd plazmy, ktorý sa vzďaľuje od Slnka, nazývaný slnečný vietor. Je to on, kto dáva slnečnej koróne žiarivý vzhľad, ktorý ospravedlňuje jej názov.

Z pohybu hmoty v chvostoch komét vyplynulo, že rýchlosť slnečného vetra sa so vzdialenosťou od Slnka postupne zvyšuje. Slnečný vietor, ktorý sa vzďaľuje od Slnka o jednu astronomickú jednotku (polomer zemskej dráhy), „letí“ rýchlosťou 300-400 km/s pri koncentrácii častíc 1-10 protónov na centimeter kubický. Prúd slnečného vetra, ktorý na svojej ceste narazí na prekážky v podobe planetárnych magnetosfér, vytvára rázové vlny, ktoré ovplyvňujú atmosféry planét a medziplanetárne prostredie. Pozorovaním slnečnej koróny získavame informácie o stave vesmírneho počasia vo vesmíre okolo nás.

Najsilnejším prejavom slnečnej aktivity sú plazmové výbuchy nazývané slnečné erupcie. Sprevádza ich silné ionizujúce žiarenie, ako aj silné výrony horúcej plazmy. Toky plazmy, ktoré prechádzajú korónou, výrazne ovplyvňujú jej štruktúru. Tvoria sa v nej napríklad prilbovité útvary, ktoré sa menia na dlhé lúče. V skutočnosti ide o predĺžené trubice magnetických polí, pozdĺž ktorých sa veľkou rýchlosťou šíria prúdy nabitých častíc (hlavne energetické protóny a elektróny). Viditeľná štruktúra slnečnej koróny totiž odráža intenzitu, zloženie, štruktúru, smer pohybu a ďalšie charakteristiky slnečného vetra, ktorý neustále ovplyvňuje našu Zem. Počas zábleskov môže jeho rýchlosť dosiahnuť 600-700 a niekedy aj viac ako 1000 km/s.

V minulosti bola koróna pozorovaná len počas úplných zatmení Slnka a len v blízkosti Slnka. Celkovo sa nazbierala asi hodina pozorovaní. S vynálezom nezatemňujúceho koronografu (špeciálny ďalekohľad, v ktorom je usporiadané umelé zatmenie) bolo možné neustále monitorovať vnútorné oblasti koróny zo Zeme. Vždy je tiež možné zaregistrovať rádiové vyžarovanie koróny, dokonca aj cez oblaky a vo veľkých vzdialenostiach od Slnka. Ale v optickom rozsahu sú vonkajšie oblasti koróny stále viditeľné zo Zeme iba v úplnej fáze zatmenia Slnka.

S rozvojom metód mimoatmosférického výskumu bolo možné priamo zobraziť celú korónu v ultrafialovom a röntgenovom žiarení. Najpôsobivejšie snímky pravidelne pochádzajú z vesmírneho observatória SOHO Solar Orbital Heliospheric Observatory, ktoré bolo spustené koncom roku 1995 spoločným úsilím Európskej vesmírnej agentúry a NASA. Na snímkach SOHO sú lúče koróny veľmi dlhé a je vidieť veľa hviezd. V strede, v oblasti vnútornej a strednej koruny, však obraz chýba. Umelý „mesiac“ v koronografe je príliš veľký a zakrýva oveľa viac ako ten skutočný. Ale inak to nejde - Slnko svieti príliš jasne. Satelitné snímky teda nenahrádzajú pozorovania zo Zeme. Ale vesmírne a pozemské snímky slnečnej koróny sa dokonale dopĺňajú.

SOHO neustále monitoruje aj povrch Slnka a zatmenia mu nie sú prekážkou, pretože observatórium sa nachádza mimo systému Zem-Mesiac. Niekoľko ultrafialových snímok nasnímaných SOHO okolo úplného zatmenia v roku 2006 bolo pospájaných a umiestnených na miesto snímky Mesiaca. Teraz môžeme vidieť, ktoré aktívne oblasti v atmosfére hviezdy, ktorá je nám najbližšie, sú spojené s určitými prvkami v jej koróne. Môže sa zdať, že niektoré „kupoly“ a zóny turbulencie v koróne nie sú ničím spôsobené, no v skutočnosti sú ich zdroje jednoducho skryté pred pozorovaním na druhej strane hviezdy.

"Ruské" zatmenie

Ďalšie úplné zatmenie Slnka už vo svete nazývajú „ruské“, keďže bude pozorované najmä u nás. Popoludní 1. augusta 2008 sa celé fázové pásmo rozprestiera od Severného ľadového oceánu takmer pozdĺž poludníka až po Altaj, pričom bude prechádzať presne cez Nižnevartovsk, Novosibirsk, Barnaul, Bijsk a Gorno-Altajsk – priamo pozdĺž federálnej diaľnice M52. Mimochodom, v Hornom Altajsku to bude už druhé zatmenie za niečo vyše dvoch rokov – práve v tomto meste sa prelínajú pásy zatmenia z rokov 2006 a 2008. Počas zatmenia bude výška Slnka nad horizontom 30 stupňov, čo je dosť na fotografovanie koróny a ideálne na panoramatické snímanie. Počasie na Sibíri je v tomto čase zvyčajne dobré. Ešte nie je neskoro pripraviť si pár kamier a kúpiť si letenku.

Toto zatmenie si nesmiete nechať ujsť. Ďalšie úplné zatmenie bude viditeľné v Číne v roku 2009 a dobré podmienky na pozorovanie sa potom vytvoria až v Spojených štátoch v rokoch 2017 a 2024. V Rusku bude prestávka trvať takmer pol storočia – do 20. apríla 2061.

Ak sa zídete, potom je tu pre vás dobrá rada: pozorujte v skupinách a prijaté snímky si vymieňajte, posielajte na spoločné spracovanie do Kvetinovej hvezdárne: www.skygarden.ru. Potom bude mať určite niekto šťastie pri spracovaní a potom všetci, aj tí, čo ostanú doma, vďaka vám uvidia zatmenie Slnka - hviezdy korunovanej korunou.

Pod vplyvom gravitácie má S., ako každá hviezda, tendenciu zmenšovať sa. Proti tomuto stlačeniu pôsobí pokles tlaku v dôsledku vysokej teploty a hustoty vnútorného priestoru. vrstvy C. V strede C. teplota T ≈ 1.6. 10 7 K, hustota ≈ 160 gcm -3. Takáto vysoká teplota v centrálnych oblastiach S. sa dá dlhodobo udržiavať iba syntézou hélia z vodíka. Tieto reakcie a yavl. Hlavná zdroj energie C.

Pri teplotách ~10 4 K (chromosféra) a ~10 6 (koróna), ako aj v prechodovej vrstve s medziteplotami sa objavujú ióny rôznych prvkov. Emisné čiary zodpovedajúce týmto iónom sú pomerne početné v krátkovlnnej oblasti spektra (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. charakteristiky rôznych vrstiev sú znázornené na obr. 5 (konvenčne sa rozlišuje spodná chromosféra s hrúbkou ≈ 1500 km, kde je plyn homogénnejší). Zohrievanie hornej atmosféry S. - chromosféry a koróny - môže byť spôsobené mechanickým. energia prenášaná vlnami vznikajúcimi v hornej časti konvekčnej zóny, ako aj disipácia (absorpcia) elektrickej energie. prúdy generované magnetom. polia pohybujúce sa spolu s konvekčnými prúdmi.

Existencia povrchovej konvekčnej zóny na severe je zodpovedná za množstvo ďalších javov. Bunky najvyššej vrstvy konvekčnej zóny sú pozorované na povrchu S. vo forme granúl (pozri). Hlbšie rozsiahle pohyby v druhej vrstve zóny sa javia ako supergranulačné bunky a chromosférická sieť. Existujú dôvody domnievať sa, že konvekcia v ešte hlbšej vrstve je pozorovaná vo forme obrovských štruktúr - buniek s väčšími rozmermi ako supergranulácia.

Veľké lokálne magnety. poliach v pásme ± 30 o od rovníka vedú k rozvoju tzv. aktívne regióny so škvrnami, ktoré sú v nich zahrnuté. Počet aktívnych oblastí, ich poloha na disku a polarity slnečných škvŕn v skupinách sa menia s periódou ≈ 11,2 roka. V období nezvyčajne vysokého maxima v rokoch 1957-58. aktivita ovplyvnila takmer celý slnečný disk. Okrem silných lokálnych polí je na severe slabšie veľkoplošné magnetické pole. lúka. Toto pole mení znamienko s periódou cca. 22 rokov a v blízkosti pólov zaniká pri maximálnej slnečnej aktivite.

Pri veľkom záblesku sa uvoľní obrovská energia ~10 31 -10 32 erg (výkon ~10 29 erg/s). Je čerpaný z energie magnetu. hotspot polia. Podľa predstáv sa to-raž úspešne rozvíja od 60. rokov 20. storočia. v ZSSR interakciou magnetických tokov vznikajú súčasné plechy. Vývoj v aktuálnom liste môže viesť k zrýchleniu častíc a existujú spúšťacie (štartovacie) mechanizmy, ktoré vedú k náhlemu rozvoju procesu.

Ryža. 13. Typy dopadu slnečnej erupcie na Zem (podľa D. X. Menzela).

röntgen žiarenie a slnečné kozmické lúče prichádzajúce z erupcie (obr. 13) spôsobujú dodatočnú ionizáciu zemskej ionosféry, ktorá ovplyvňuje podmienky šírenia rádiových vĺn. Prúd častíc vyvrhnutých počas vzplanutia dosiahne obežnú dráhu Zeme približne za deň a spôsobí na Zemi magnetickú búrku a polárne žiary (pozri , ).

Okrem korpuskulárnych tokov generovaných erupciami existuje nepretržité korpuskulárne žiarenie C. Je spojené s odtokom riedkej plazmy z vonkajšieho prostredia. oblastí slnečnej koróny do medziplanetárneho priestoru – slnečného vetra. Straty hmoty v dôsledku slnečného vetra sú malé, ≈ 3 . 10 -14 ročne, ale predstavuje hlavnú. zložka medziplanetárneho prostredia.

Slnečný vietor prenáša rozsiahle magnetické pole do medziplanetárneho priestoru. pole C. Rotácia C. skrúca čiary medziplanetárneho magnetického poľa. poľa (MMF) do Archimedovej špirály, ktorá je zreteľne pozorovaná v rovine ekliptiky. Od hlavného vlastnosť veľkorozmerného magnetu. polia S. yavl. dve cirkumpolárne oblasti opačnej polarity a k nim priľahlé polia, s pokojnou S. severná pologuľa medziplanetárneho priestoru je vyplnená poľom jedného znamenia, južnou - druhého (obr. 14). V blízkosti maximálnej aktivity sa v dôsledku zmeny znamenia rozsiahleho slnečného poľa toto pravidelné magnetické pole obráti. polia medziplanetárneho priestoru. Magn. toky oboch hemisfér sú oddelené prúdovým listom. S rotáciou S. je Zem niekoľko. dní, teraz nad, teraz pod zakriveným "vlnitým" povrchom súčasného listu, t. j. vstupuje do MMF, teraz nasmerovaný na sever, teraz preč od neho. Tento jav sa nazýva medziplanetárne magnetické pole.

V blízkosti maxima aktivity majú toky častíc zrýchlené počas erupcií najúčinnejší vplyv na zemskú atmosféru a magnetosféru. Vo fáze poklesu aktivity, na konci 11-ročného cyklu aktivity, s poklesom počtu erupcií a vývojom medziplanetárneho prúdového listu, sa stacionárne prúdy zosilneného slnečného vetra stávajú významnejšími. Otáčajú sa spolu so S. spôsobujú, že geomagnety sa opakujú každých 27 dní. rozhorčenie. Táto rekurentná (opakujúca sa) aktivita je obzvlášť vysoká pre konce cyklu s párnym číslom, keď je magnetický smer polia slnečného „dipolu“ sú antiparalelné so zemským.

Lit.:
Martynov D. Ya., Kurz všeobecnej astrofyziky, 3. vydanie, M., 1978;
Menzel D. G., Naše slnko, prekl. z angličtiny, M., 1963; Slnečná a slnečno-pozemská fyzika. Ilustrovaný slovník pojmov, prekl. z angličtiny, M., 1980;
Shklovsky I. S., Fyzika slnečnej koróny, 2. vydanie, M., 1962;
Severny A. B., Magnetické polia Slnka a hviezd, "UFN", 1966, v. 88, c. 1, str. 3-50; - Slnečná koróna - granulácia

Pozemský život vďačí za svoj vznik nebeskému telu. Zohrieva a osvetľuje všetko na povrchu našej planéty. Niet divu, že uctievanie Slnka a jeho znázornenie ako veľkého nebeského boha sa odrážalo v kultoch primitívnych národov, ktoré obývali Zem.

Prešli stáročia, tisícročia, no jeho význam v živote človeka len vzrástol. Všetci sme deti Slnka.

čo je to slnko?

Hviezda z galaxie Mliečna dráha so svojim geometrickým tvarom predstavuje obrovskú, horúcu, plynnú guľu, neustále vyžarujúcu toky energie. Jediný zdroj svetla a tepla v našej hviezdo-planetárnej sústave. Teraz je Slnko vo veku žltého trpaslíka, podľa všeobecne uznávanej klasifikácie typov hviezd vo vesmíre.

Charakteristika Slnka

Slnko má tieto vlastnosti:

• Vek -4,57 miliardy rokov;
• Vzdialenosť k Zemi: 149 600 000 km
• Hmotnosť: 332 982 hmotnosti Zeme (1,9891 10³⁰ kg);
• Priemerná hustota je 1,41 g / cm³ (zvyšuje sa 100-krát od okraja do stredu);
• Obežná rýchlosť Slnka je 217 km/s;
• Rýchlosť otáčania: 1,997 km/s
• Rádius: 695-696 tisíc km;
• Teplota: od 5 778 K na povrchu do 15 700 000 K v jadre;
• Teplota koróny: ~1 500 000 K;
• Slnko je svojou jasnosťou stabilné, nachádza sa v 15 % najjasnejších hviezd našej Galaxie. Vyžaruje menej ultrafialových lúčov, ale má väčšiu hmotnosť v porovnaní s podobnými hviezdami.

Z čoho je vyrobené slnko?

Chemickým zložením sa naše svietidlo nelíši od iných hviezd a obsahuje: 74,5 % hmotnostných vodíka, 24,6 % hélia, menej ako 1 % ostatných látok (dusík, kyslík, uhlík, nikel, železo, kremík, chróm , horčík a iné látky). Vo vnútri jadra prebiehajú nepretržité jadrové reakcie, ktoré menia vodík na hélium. Prevažná väčšina hmoty slnečnej sústavy – 99,87 % patrí slnku.

Naše Slnko je skutočne unikátna hviezda, už len preto, že jeho žiara umožnila vytvárať podmienky vhodné pre život na našej planéte Zem, ktorá je buď úžasnou zhodou okolností, alebo geniálnym Božím zámerom v ideálnej vzdialenosti od Slnko. Od staroveku bolo Slnko pod veľkou pozornosťou človeka, a ak v staroveku kňazi, šamani, druidi uctievali naše svietidlo ako božstvo (vo všetkých pohanských kultoch boli solárni bohovia), vedci teraz Slnko aktívne študujú. : astronómovia, fyzici, astrofyzici. Aká je štruktúra Slnka, aké sú jeho vlastnosti, vek a umiestnenie v našej galaxii, o tom všetkom si prečítajte ďalej.

Umiestnenie slnka v galaxii

Napriek svojej obrovskej veľkosti v porovnaní s našou planétou (a inými planétami), v galaktickom meradle, je Slnko ďaleko od najväčšej hviezdy, ale je veľmi malé, existujú hviezdy oveľa väčšie ako Slnko. Preto astronómovia klasifikujú naše svietidlo ako žltého trpaslíka.

Čo sa týka polohy Slnka v galaxii (ako aj celej našej slnečnej sústave), nachádza sa v galaxii Mliečna dráha, bližšie k okraju Orionovho ramena. Vzdialenosť od stredu galaxie je 7,5-8,5 tisíc parsekov. Zjednodušene povedané, vy a ja nie sme presne na okraji galaxie, ale sme tiež relatívne ďaleko od centra - akejsi „spiacej galaktickej oblasti“, nie na okraji, ale ani v strede.

Takto vyzerá poloha Slnka na galaktickej mape.

Charakteristika Slnka

Podľa astronomickej klasifikácie nebeských objektov patrí Slnko k hviezde triedy G, je jasnejšie ako 85% iných hviezd v galaxii, z ktorých mnohé sú červenými trpaslíkmi. Priemer Slnka je 696342 km, hmotnosť je 1,988 x 1030 kg. Ak porovnáme Slnko so Zemou, potom je 109-krát väčšie ako naša planéta a 333 000-krát hmotnejšie.

Porovnateľné veľkosti Slnka a planét.

Hoci sa nám Slnko javí ako žlté, jeho skutočná farba je biela. Viditeľnosť žltej farby vytvára atmosféra hviezdy.

Teplota Slnka je v horných vrstvách 5778 stupňov Kelvina, ale keď sa blíži k jadru, zvyšuje sa ešte viac a jadro Slnka je neuveriteľne horúce - 15,7 milióna stupňov Kelvina

Slnko má tiež silný magnetizmus, na jeho povrchu sú severné a južné magnetické póly a magnetické čiary, ktoré sa rekonfigurujú s frekvenciou 11 rokov. V čase takýchto preskupení dochádza k intenzívnym slnečným emisiám. Tiež magnetické pole Slnka ovplyvňuje magnetické pole Zeme.

Štruktúra a zloženie Slnka

Naše Slnko sa skladá hlavne z dvoch prvkov: (74,9 %) a hélia (23,8 %). Okrem nich sa v malých množstvách vyskytuje: (1 %), uhlík (0,3 %), neón (0,2 %) a železo (0,2 %). Vo vnútri Slnka je rozdelené do vrstiev:

• jadro,
• radiačné a konvekčné zóny,
• fotosféra,
• atmosféru.

Jadro Slnka má najväčšiu hustotu a zaberá približne 25 % celkového slnečného objemu.

Štruktúra Slnka je schematická.

Práve v slnečnom jadre vzniká tepelná energia prostredníctvom jadrovej fúzie, ktorá premieňa vodík na hélium. Jadro je v skutočnosti akýmsi solárnym motorom, vďaka ktorému naše svietidlo vyžaruje teplo a ohrieva nás všetkých.

Prečo svieti slnko

Rovnako k žiare Slnka dochádza v dôsledku neúnavnej práce slnečného jadra, presnejšie termonukleárnej reakcie, ktorá v ňom neustále prebieha. K horeniu Slnka dochádza v dôsledku premeny vodíka na hélium, to je večná termonukleárna reakcia, ktorá neustále napája naše svietidlo.

slnečné škvrny

Áno, na Slnku sú škvrny. Slnečné škvrny sú tmavšie oblasti na slnečnom povrchu a sú tmavšie, pretože ich teplota je nižšia ako teplota okolitej fotosféry Slnka. Samotné slnečné škvrny vznikajú vplyvom magnetických čiar a ich rekonfigurácie.

slnečný vietor

Slnečný vietor je súvislý prúd plazmy prichádzajúci zo slnečnej atmosféry a vypĺňajúci celú slnečnú sústavu. Slnečný vietor vzniká vďaka tomu, že v dôsledku vysokej teploty v slnečnej koróne sa nadložné vrstvy nedokážu vyrovnať s tlakom v samotnej koróne. Preto dochádza k periodickému vyvrhovaniu slnečnej plazmy do okolitého priestoru. Na našej stránke je o fenoméne celý samostatný článok.

Zatmenie Slnka je zriedkavá astronomická udalosť, pri ktorej je Mesiac celkom alebo čiastočne Slnkom.

Schematicky vyzerá zatmenie Slnka takto.

Vývoj Slnka a jeho budúcnosť

Vedci sa domnievajú, že vek našej hviezdy je 4,57 miliardy rokov. V tej vzdialenej dobe vznikol z časti molekulárneho oblaku reprezentovaného héliom a vodíkom.

Ako sa zrodilo Slnko? Podľa jednej z hypotéz sa molekulárny oblak hélium-vodík začal otáčať v dôsledku uhlovej hybnosti a zároveň sa začal intenzívne zahrievať, keď sa zvyšoval vnútorný tlak. Zároveň sa väčšina hmoty sústredila v strede a zmenila sa na samotné Slnko. Silný a tlak viedli k zvýšeniu tepla a jadrovej fúzie, vďaka čomu funguje Slnko aj ostatné hviezdy.

Takto vyzerá vývoj hviezdy vrátane Slnka. Podľa tejto schémy je naše Slnko momentálne vo fáze malej hviezdy a súčasný slnečný vek je v strede tejto fázy. Asi za 4 miliardy rokov sa Slnko zmení na červeného obra, ešte viac sa rozšíri a zničí Venušu a možno aj našu Zem. Ak Zem ako planéta stále prežije, život na nej bude v tom čase stále nemožný. Keďže o 2 miliardy rokov žiara Slnka vzrastie natoľko, že všetky pozemské oceány jednoducho vykypí, Zem bude spálená a premení sa na súvislú púšť, teplota na zemskom povrchu bude 70 C, a ak život je možné, potom len hlboko pod zemou. Preto máme ešte viac ako miliardu rokov na to, aby sme vo veľmi vzdialenej budúcnosti našli nové útočisko pre ľudstvo.

Ale späť k Slnku, ktoré sa mení na červeného obra, v tomto stave zostane asi 120 miliónov rokov, potom sa začne proces zmenšovania jeho veľkosti a teploty. A keď sa zvyšné hélium v ​​jeho jadre spáli v neustálej peci termonukleárnych reakcií, Slnko stratí svoju stabilitu a exploduje, čím sa zmení na planetárnu hmlovinu. Zem v tomto štádiu, ako aj susednú, veľmi pravdepodobne zničí slnečný výbuch.

Po ďalších 500 miliónoch rokov sa zo slnečnej hmloviny vytvorí biely trpaslík, ktorý vydrží ďalšie bilióny rokov.

• Vnútri Slnka môžete umiestniť milión Zemí alebo planét veľkosti našej.
• V tvare tvorí Slnko takmer dokonalú guľu.
• 8 minút a 20 sekúnd – práve v tomto čase k nám dorazí slnečný lúč od svojho zdroja, napriek tomu, že Zem je od Slnka vzdialená 150 miliónov km.
• Samotné slovo "Slnko" pochádza zo staroanglického slova pre "juh" - "juh".
• A máme pre vás zlú správu, v budúcnosti Slnko spáli Zem a potom ju úplne zničí. Stane sa tak však najskôr o 2 miliardy rokov.

Slnko, video

A na záver zaujímavý vedecký dokument z Discovery Channel – „Čo skrýva slnko“.

Pri písaní článku som sa snažil, aby bol čo najzaujímavejší, najužitočnejší a najkvalitnejší. Budem vďačný za každú spätnú väzbu a konštruktívnu kritiku vo forme komentárov k článku. Svoje prianie/otázku/návrh mi môžete napísať aj na mail [e-mail chránený] alebo na Facebooku, s úctou k autorovi.