Tähtede läbimine läbi päikesekrooni. Päike on ainulaadne täht. Päikese ehitus ja koostis
Juba sel laupäeval, 11. augustil 2018 läheb see kosmosesse uus missioon Päikese uurimiseks – Parker Solar Probe (või Parkeri päikesesond). Mõne aasta pärast läheneb seade Päikesele nii lähedale, kui ükski inimese loodud objekt on kunagi saavutanud. Juhtkiri N+1 pealiku Sergei Bogatšovi abiga teadur Lebedevi Füüsika Instituudi röntgen-päikeseastronoomia labor otsustas välja selgitada, miks teadlased saadavad seadme nii kuuma kohta ja milliseid tulemusi sellelt oodatakse.
Öist taevast vaadates näeme tohutul hulgal tähti – universumi suurimat objektide kategooriat, mida Maalt vaadelda saab. Just neid tohutuid säravaid gaasipalle toodavad paljud inimesed oma termotuumaahjudes. keemilised elemendid raskemad kui vesinik ja heelium, ilma milleta poleks meie planeeti, kõiki sellel elavaid olendeid ega meid ennast.
Tähed asuvad Maast tohutul kaugusel – kaugus neist lähima Proxima Centaurini on hinnanguliselt mitu valgusaastat. Kuid on üks täht, mille valgusel kulub meieni jõudmiseks vaid kaheksa minutit – see on meie Päike ja selle jälgimine aitab meil rohkem teada saada teiste universumi tähtede kohta.
Päike on meile palju lähemal, kui esmapilgul tundub. IN teatud mõttes Maa asub Päikese sees – seda peseb pidevalt kroonist – tähe atmosfääri välisosast – lähtuv päikesetuule vool. Just osakeste vood ja Päikesest lähtuv kiirgus juhivad planeetide läheduses valitsevat "kosmoseilma". Nendest voogudest sõltub aurorade ilmumine ja häired planeetide magnetosfäärides, päikesepursked ja koronaalsed massiväljaheited aga keelavad satelliidid, mõjutavad eluvormide arengut Maal ja määravad mehitatud kosmosemissioonide kiirguskoormuse. Pealegi ei toimu sarnased protsessid mitte ainult Päikesesüsteemis, vaid ka teistes planeedisüsteemides. Seetõttu võimaldab Päikese kroonis ja siseheliosfääris toimuvate protsesside mõistmine paremini mõista Maad ümbritseva plasma "ookeani" käitumist.
Päikese struktuur
Wikimedia Commons
«Päikese kauguse tõttu saame peaaegu kogu teabe selle kohta tema tekitatava kiirguse kaudu. Isegi mõned lihtsad parameetrid, näiteks temperatuur, mida Maal saab mõõta tavalise termomeetriga, määratakse Päikese ja tähtede jaoks palju keerulisemalt - nende kiirgusspektri järgi. See kehtib ka keerukamate omaduste, näiteks magnetvälja kohta. Magnetväli võib mõjutada kiirgusspektrit, lõhestades selles olevaid jooni – see on nn Zeemani efekt. Ja just seetõttu, et väli muudab tähe kiirguse spektrit, saame selle registreerida. Kui looduses sellist mõju ei eksisteeriks, siis me ei teaks tähtede magnetväljast midagi, sest otse tähe juurde lennata pole võimalust,” ütleb Sergei Bogatšov.
“Kuid sellel meetodil on ka piirangud – võtame näiteks asjaolu, et kiirguse puudumine jätab meid teabest ilma. Kui me räägime Päikesest, siis päikesetuul ei kiirga valgust, mistõttu pole võimalik kaugjuhtimisega määrata selle temperatuuri, tihedust ja muid omadusi. Ei kiirga valgust ega magnetvälja. Jah, Päikese atmosfääri alumistes kihtides on magnettorud täidetud helendava plasmaga ja see võimaldab mõõta magnetvälja Päikese pinna lähedal. Kuid isegi Päikese pinnast ühe raadiuse kaugusel on sellised mõõtmised võimatud. Ja selliseid näiteid on päris palju. Mida teha sellises olukorras? Vastus on väga lihtne: peame käivitama sondid, mis suudavad lennata otse Päikese poole, sukelduda selle atmosfääri ja päikesetuule ning teha mõõtmisi otse kohapeal. Sellised projektid on tavalised, kuigi vähem tuntud kui kosmoseteleskoobiprojektid, mis teevad kaugvaatlusi ja toodavad palju suurejoonelisemaid andmeid (nt fotosid) kui sondid, mis toodavad igavat arvude ja graafikute voogu. Aga kui me räägime teadusest, siis loomulikult saab väheseid kaugvaatlusi võrrelda võimsuse ja veenvuse poolest läheduses oleva objekti uurimisega,“ jätkab Bogachev.
Päikese saladused
Päikesevaatlused viidi läbi tagasi aastal Vana-Kreeka ja sisse Iidne Egiptus ja viimase 70 aasta jooksul on enam kui tosin kosmosesatelliiti, planeetidevahelist jaama ja teleskoopi, alustades Sputnik-2-st ja lõpetades tänapäeval tegutsevate kosmoseobservatooriumitega, nagu SDO, SOHO või STEREO, tähelepanelikult jälginud (ja jälgivad) meile lähimate tähtede ja nende ümbruse käitumine. Siiski on astronoomidel endiselt palju Päikese ehituse ja selle dünaamikaga seotud küsimusi.
Näiteks on teadlased üle 30 aasta seisnud silmitsi päikeseneutriinode probleemiga, mis seisneb registreeritud elektronneutriinode puudumises Päikese tuumas selle tulemusena. tuumareaktsioonid, võrreldes nende teoreetiliselt ennustatud arvuga. Veel üks mõistatus on seotud krooni anomaalse kuumenemisega. Selle tähe atmosfääri välimise kihi temperatuur on üle miljoni Kelvini kraadi, samas kui Päikese nähtav pind (fotosfäär), mille kohal asuvad kromosfäär ja kroon, on kuumenenud vaid kuue tuhande Kelvini kraadini. See tundub kummaline, sest loogiliselt võttes peaksid tähe välimised kihid olema jahedamad. Otsest soojusülekannet fotosfääri ja koroona vahel selliste temperatuuride tagamiseks ei piisa, mis tähendab, et siin töötavad teised koroona soojendamise mehhanismid.
Päikese kroon täieliku päikesevarjutuse ajal 2017. aasta augustis.
NASA Goddardi kosmoselennukeskus / Gopalswamy
Selle anomaalia selgitamiseks on kaks peamist teooriat. Esimese kohaselt vastutavad magnetoakustilised lained ja Alfveni lained, mis koroonas hajudes suurendavad plasma temperatuuri, soojuse ülekande eest Päikese konvektiivtsoonist ja fotosfäärist kromosfääri ja koroonasse. Sellel versioonil on aga mitmeid puudusi, näiteks ei suuda magnetoakustilised lained hajumise ja fotosfääri tagasi peegeldumise tõttu tagada piisavalt suure energiahulga ülekandumist koroonasse ning Alfveni lained muudavad oma energia suhteliselt aeglaselt soojusenergiaks. plasmast. Lisaks polnud pikka aega lihtsalt otseseid tõendeid lainete levimisest läbi päikesekrooni – alles 1997. aastal registreeris SOHO kosmoseobservatoorium esmakordselt ühe millihertsi sagedusega magnetoakustilised päikeselained, mis annavad vaid kümme protsenti vajalikust energiast. soojendada koroona vaadeldava temperatuurini
Teine teooria seob krooni anomaalse kuumenemise pidevalt esinevate mikrosähvatustega, mis tulenevad magnetliinide pidevast taasühendamisest kohalikes piirkondades magnetväli fotosfääris. Idee pakkus 1980. aastatel välja Ameerika astronoom Eugene Parker, kelle nime järgi on sond oma nime saanud ja kes ennustas ka päikesetuule – suure energiaga laetud osakeste voo – olemasolu, mida Päike pidevalt kiirgab. Kuid ka mikropõletuste teooria pole veel kinnitust leidnud. Võimalik, et mõlemad mehhanismid töötavad Päikesel, kuid seda on vaja tõestada ja selleks tuleb lennata Päikese poole üsna lähedalt.
Teine Päikese mõistatus on seotud krooniga – päikesetuule tekkemehhanismiga, mis täidab kogu päikesesüsteemi. Just sellel on sellised kosmoseilmanähtused nagu Virmalised või magnettormid. Astronoomid on huvitatud kroonis tekkiva aeglase päikesetuule tekke ja kiirenemise mehhanismidest, samuti magnetväljade rollist nendes protsessides. Ka siin on mitu teooriat, millel on nii tõendeid kui ka puudujääke ning Parkeri sond aitab eeldatavasti i-d täppida.
«Üldiselt on praegu olemas üsna hästi välja töötatud päikesetuule mudelid, mis ennustavad, kuidas selle omadused peaksid Päikesest eemaldudes muutuma. Nende mudelite täpsus on Maa orbiidi suurusjärgus kaugustel üsna kõrge, kuid kui täpselt need kirjeldavad päikesetuult Päikesest lähikaugustel, pole selge. Võib-olla saab Parker aidata. Teine üsna huvitav küsimus on osakeste kiirendus Päikesel. Pärast rakette tulevad Maale ojad suur number kiirendatud elektronid ja prootonid. Pole aga täiesti selge, kas nende kiirendus toimub otse Päikesel ja siis liiguvad nad lihtsalt inertsi abil Maa poole või kiirendab neid osakesi teel Maale lisaks (ja võib-olla ka täielikult) planeetidevaheline magnet valdkonnas. Kui Päikese lähedal asuva sondi kogutud andmed Maale jõuavad, saab ehk ka selle probleemi lahendada. Sarnaseid probleeme on veel mitmeid, mille lahendamist saab edasi viia samamoodi – võrrelda sarnaseid mõõtmisi Päikese lähedal ja Maa orbiidi tasandil. Üldiselt on missioon suunatud selliste probleemide lahendamisele. Jääb vaid loota, et seade õnnestub,” ütleb Sergei Bogatšov.
Otse põrgusse
Parkeri sond starditakse 11. augustil 2018 USA õhujõudude baasis Canaverali neemel asuvast SLC-37 stardikompleksist, see saadetakse kosmosesse raske kanderakett Delta IV Heavy – see on maailma võimsaim rakett. operatsiooni ajal saab selle madalale orbiidile saata peaaegu 29 tonni lasti. Seda edestatakse ainult kandevõime poolest, kuid see kandja on alles testimisjärgus. Kesklinna jõudmiseks Päikesesüsteem, on vaja alla suruda väga suur kiirus, mis Maal (ja kõikidel sellel asuvatel objektidel) Päikese suhtes on - umbes 30 kilomeetrit sekundis. Lisaks võimsale raketile on selleks Veenuse lähedal vaja mitmeid gravitatsioonimanöövreid.
Plaani järgi kestab Päikesele lähenemise protsess seitse aastat – iga uue orbiidiga (kokku on neid 24) jõuab seade tähele aina lähemale. Esimene periheel läbitakse 1. novembril tähest 35 päikeseraadiuse (umbes 24 miljoni kilomeetri) kaugusel. Seejärel läheneb seade pärast seitset gravitatsioonimanöövri seeriat Veenuse lähedal Päikesele umbes 9-10 päikeseraadiuse kaugusele (umbes kuus miljonit kilomeetrit) – see juhtub 2024. aasta detsembri keskel. See on seitse korda lähemal kui Merkuuri orbiidi periheel, mitte kunagi varem inimtekkeline kosmoselaev ei jõudnud Päikesele nii lähedale (praegune rekord kuulub Helios-B aparaadile, mis lähenes tähele 43,5 miljoni kilomeetri kaugusel).
Päikese poole lennu skeem ja sondi peamised tööorbiidid.
Peamised tööetapid igal orbiidil.
Sellise asendi valik vaatlusteks ei ole juhuslik. Teadlaste arvutuste kohaselt asub Päikesest kümne raadiuse kaugusel Alfveni punkt – piirkond, kus päikesetuul kiireneb nii palju, et lahkub Päikesest ning plasmas levivad lained seda enam ei mõjuta. Kui sond suudab Alfveni punkti lähedale jõuda, siis võib eeldada, et see on sisenenud päikese atmosfääri ja puudutanud Päikest.
Parkeri sond, monteeritud kanderaketi kolmandale etapile paigaldamise ajal.
„Sondi ülesanne on mõõta päikesetuule ja päikeseatmosfääri põhiomadusi selle trajektooril. Pardal olevad teadusinstrumendid ei ole ainulaadsed ja neil pole rekordilisi omadusi (v.a võime taluda päikesekiirguse vooge periheelis). Parker Solar Probe on tavaliste instrumentidega seade, kuid unikaalsel orbiidil on kavas hoida enamikku (ja võib-olla isegi kõiki) teaduslikke instrumente välja lülitada kõigis orbiidi osades, välja arvatud periheel. seade on Päikesele kõige lähemal Mõnes mõttes rõhutab selline teadusprogramm lisaks, et missiooni ülesanne on uurida päikesetuult ja päikese atmosfääri samad instrumendid muutuvad tavalisteks ja teadusinstrumentide ressursi säilitamiseks lülitatakse need lihtsalt tagaplaanile kuni järgmise lähenemiseni teatud aja kohta on need tegurid, millest missiooni edukus eelkõige sõltub,” ütleb Sergei Bogatšov.
Parkeri kuumakaitseseade.
Greg Stanley / Johns Hopkinsi ülikool
Kuumuskaitsekilbi vaade sondile paigaldamise etapis.
NASA/Johns Hopkinsi APL/Ed Whitman
Parkeri sond koos paigaldatud kuumakaitsega.
NASA/Johns Hopkinsi APL/Ed Whitman
Tähe lähedal ellujäämiseks on sond varustatud kuumakilbiga, mis toimib vihmavarjuna, mille alla peituvad kõik teadusinstrumendid. Kilbi esiosa talub temperatuure üle 1400 kraadi Celsiuse järgi, samas kui selle tagaosa, kus asuvad teadusinstrumendid, temperatuur ei tohiks ületada kolmekümmend kraadi Celsiuse järgi. Selle temperatuuri erinevuse tagab selle “päikesevarju” eriline disain. Vaid 11,5 sentimeetri kogupaksusega see koosneb kahest süsinik-grafiitkomposiidist paneelist, mille vahel on süsinikvahu kiht. Kilbi esiküljel on kaitsekate ja valge keraamiline kiht, mis suurendab selle peegeldavaid omadusi.
Lisaks kilbile on ülekuumenemise probleem mõeldud lahenduseks jahutussüsteemiga, mis kasutab jahutusvedelikuna 3,7 liitrit surve all olevat deioniseeritud vett. Seadme elektrijuhtmestik on tehtud kõrge temperatuuriga materjalidest nagu safiirtorud ja nioobium ning Päikesele lähenedes tõmmatakse päikesepaneelid termokilbi alla tagasi. Lisaks tugevale kuumusele peavad missiooniinsenerid arvestama Päikese tugeva valgusrõhuga, mis viskab sondi õige orientatsiooni kõrvale. Selle töö hõlbustamiseks paigaldatakse sondile erinevatesse kohtadesse andurid päikesevalgus, aidates kontrollida teadusseadmete kaitset Päikese mõjude eest.
Tööriistad
Peaaegu kõik sondi teaduslikud instrumendid on "kohandatud" elektromagnetväljade ja seda ümbritseva päikeseplasma omaduste uurimiseks. Ainus erand on WISPR (Wide-field Imager for Solar PROobe) optiline teleskoop, mille ülesandeks on saada pilte päikesekroonist ja päikesetuulest, siseheliosfäärist, lööklainetest ja muudest seadme poolt vaadeldavatest struktuuridest.
Varjutused on ühed kõige suurejoonelisemad astronoomilised nähtused. Kuid ükski tehniline vahend ei suuda vaatlejas tekkivaid aistinguid täielikult edasi anda. Ja ometi ei näe see inimsilma ebatäiuslikkuse tõttu kõike korraga. Selle imelise pildi peeneid detaile saab paljastada ja jäädvustada vaid spetsiaalsete fotograafia- ja signaalitöötlustehnikate abil. Varjutuste mitmekesisus ei piirdu kaugeltki ainult Päikese-Maa-Kuu süsteemi nähtustega. Asub suhteliselt lähedal kosmilised kehad heidavad regulaarselt üksteisele varje (vajalik on ainult, et läheduses oleks mõni võimas valguskiirgusallikas). Seda kosmilist varjuteatrit jälgides saavad astronoomid palju huvitav info Universumi ehituse kohta. Foto autor Vjatšeslav Hondõrev
Bulgaaria kuurordis Shablas oli 11. august 1999 tavaline suvepäev. Sinine taevas, kuldne liiv, soe, õrn meri. Kuid keegi ei läinud rannas vette – avalikkus valmistus vaatlusteks. Just siin pidi Musta mere rannikut ületama kuuvarju sajakilomeetrine koht ja täisfaasi kestus ulatus arvutuste kohaselt 3 minutini 20 sekundini. Suurepärane ilm oli kooskõlas pikaajaliste andmetega, kuid kõik vaatasid ärevusega mägede kohal rippuvat pilve.
Tegelikult oli varjutus juba käimas, lihtsalt vähesed inimesed tundsid selle osafaaside vastu huvi. Täisfaas, mille alguseni oli veel pool tundi jäänud, oli hoopis teine asi. Spetsiaalselt selleks puhuks ostetud uhiuus digitaalne peegelkaamera oli täies töös. Kõik on peensusteni läbi mõeldud, iga liigutust harjutatakse kümneid kordi. Ilmal polnud aega halveneda, kuid millegipärast ärevus kasvas. Võib-olla on tõsiasi, et valgus on märgatavalt vähenenud ja järsult külmemaks läinud? Kuid täisfaasi lähenedes peaks see nii olema. Linnud aga sellest aru ei saa – kõik lennuvõimelised linnud tõusid õhku ja karjusid meie peade kohal ringe. Tuul puhus merelt. See tugevnes iga minutiga ja raske kaamera hakkas värisema statiivil, mis kuni viimase ajani oli tundunud nii töökindel.
Midagi polnud teha - paar minutit enne arvestuslikku hetke, riskides kõik ära rikkuda, laskusin liivasest mäest alla selle jalamile, kus põõsad tuule kustutasid. Paar liigutust ja sõna otseses mõttes viimasel hetkel sai tehnika uuesti paika pandud. Aga mis see müra on? Koerad hauguvad ja uluvad, lambad plärisevad. Tundub, et kõik loomad, kes on võimelised hääli tegema, teevad seda nii, nagu oleks see viimane kord! Valgus hämardub iga sekundiga. Linde pole pimendatud taevas enam näha. Kõik rahuneb korraga. Niitjas päikesepoolkuu valgustab mereranda mitte eredamalt kui täiskuu. Ühtäkki kustub ka. Kes teda viimastel sekunditel ilma tumeda filtrita jälgis, ei näinud esimestel hetkedel ilmselt midagi.Minu raevukas põnevus andis teed tõelisele šokile: päikesevarjutus, millest olin terve elu unistanud, on juba alanud, hinnalised sekundid lendavad mööda ja ma ei suuda isegi pead tõsta ja nautida kõige haruldasemat vaatepilti – ennekõike fotograafiat! Iga nupuvajutusega teeb kaamera automaatselt üheksast fotost koosneva seeria (kahveldusrežiimis). Üks veel. Rohkem ja rohkem. Sel ajal, kui kaamera katikut klõpsab, julgen siiski lahti rebida ja läbi binokli krooni vaadata. Mustalt Kuult hajus palju pikki kiiri igas suunas, moodustades kollaka-kreemika varjundiga pärlmutterkrooni ning ketta päris servas välgatasid erkroosad väljaulatuvad osad. Üks neist lendas ebatavaliselt kaugele Kuu servast. Külgedele lahknedes tuhmuvad võra kiired järk-järgult ja sulanduvad taeva tumesinise taustaga. Kohaloleku mõju on selline, nagu ma ei seisaks liival, vaid lendaks taevas. Ja aeg näis kaduvat...
Järsku tabas mu silmi ere valgus – see oli Kuu tagant välja ujuv Päikese serv. Kui kiiresti see kõik läbi oli! Krooni prominentid ja kiired on nähtavad veel mõne sekundi ning võtted jätkuvad kuni viimaseni. Programm on läbi! Mõne minuti pärast puhkeb päev uuesti. Linnud unustasid kohe oma ehmatuse erakordselt lühikesest ööst. Kuid juba aastaid on mu mälus säilinud tunne kosmose absoluutsest ilust ja suursugususest, osalustunne selle saladustes.
Kuidas esmakordselt mõõdeti valguse kiirustVarjutused ei toimu ainult Päikese-Maa-Kuu süsteemis. Näiteks neli suurimat Jupiteri kuud, mille Galileo Galilei avastas 1610. aastal, mängisid olulist rolli navigatsiooni arengus. Sel ajastul, mil täpseid merekronomeetreid polnud, võis nende abil välja selgitada Greenwichi aja nende kodukaldast kaugel, mis oli vajalik laeva pikkuskraadi määramiseks. Jupiteri süsteemi satelliitide varjutused toimuvad peaaegu igal õhtul, kui üks või teine satelliit satub Jupiteri heidetud varju või peidab end meie vaate eest planeedi enda ketta taha. Teades nende nähtuste eelarvutatud momente merealmanahhist ja võrreldes neid elementaarsete astronoomiliste vaatluste käigus saadud kohaliku ajaga, saate määrata oma pikkuskraadi. 1676. aastal märkas Taani astronoom Ole Christensen Römer, et Jupiteri kuude varjutused kaldusid ennustatud aegadest veidi kõrvale. Jovian kell kas läks veidi üle kaheksa minuti ette, siis umbes kuue kuu pärast langes sama palju maha. Roemer võrdles neid kõikumisi Jupiteri asendiga Maa suhtes ja jõudis järeldusele, et kogu asi on valguse levimise hilinemises: kui Maa on Jupiterile lähemal, täheldatakse tema satelliitide varjutusi varem, kaugemal olles. - hiljem. Erinevus, 16,6 minutit, vastas ajale, mis kulus valgusel läbida Maa orbiidi läbimõõt. Nii mõõtis Roemer esimest korda valguse kiirust.
Kohtumised taevasõlmedel
Hämmastava kokkusattumusega nähtavad mõõtmed Kuud ja päikesed on peaaegu samad. Tänu sellele näete harvadel täielike päikesevarjutuste hetkedel silmapaistvusi ja päikesekrooni - päikeseatmosfääri kõige välimisi plasmastruktuure, mis pidevalt "lennanvad" avatud ala. Kui Maal poleks nii suurt satelliiti, poleks nende olemasolust esialgu keegi aimanud.
Päikese ja Kuu taevas olevad nähtavad rajad ristuvad kahes punktis – sõlmedes, mida Päike läbib ligikaudu kord kuue kuu jooksul. Just sel ajal saavad võimalikuks varjutused. Kui Kuu kohtub ühes sõlmes Päikesega, päikesevarjutus: Kuu varjukoonuse tipp, mis toetub Maa pinnale, moodustab ovaalse varjulaigu, mis liigub suurel kiirusel mööda Maa pinda. Kuuketast näevad ainult sinna sattunud inimesed, blokeerides päikeseketta täielikult. Kogu faasiriba vaatleja jaoks on varjutus osaline. Pealegi ei pruugi te seda kauguses märgatagi – kui päikesekettast on kaetud alla 80–90%, on valgustuse vähenemine silmale peaaegu märkamatu.
Täisfaasiriba laius sõltub kaugusest Kuust, mis selle orbiidi elliptilisuse tõttu varieerub vahemikus 363–405 tuhat kilomeetrit. Kell maksimaalne vahemaa kuuvarju koonus ei ulatu kergelt Maa pinnale. Sel juhul osutub Kuu näiv suurus Päikesest veidi väiksemaks ja täieliku varjutuse asemel toimub rõngakujuline varjutus: isegi maksimaalses faasis jääb Kuu ümber päikesefotosfääri hele serv, raskendades koroona nägemist. Astronoomid huvitavad muidugi eelkõige täielikud varjutused, mille puhul taevas tumeneb nii palju, et saab jälgida kiirgavat krooni.
Kuuvarjutused (Hoteetilise Kuu vaatleja seisukohast on need loomulikult päikeselised) toimuvad täiskuu ajal, kui meie looduslik satelliit möödub sõlmest, selle vastand, kus asub Päike, ja langeb Maa poolt heidetud varju koonusesse. Varju sees pole otsest päikesevalgust, kuid Maa atmosfääris murdunud valgus jõuab siiski Kuu pinnale. Tavaliselt värvib see selle punakaks (ja mõnikord pruunikas-roheliseks), kuna pikalaineline (punane) kiirgus õhus neeldub vähem kui lühilaine (sinine) kiirgus. Võite ette kujutada, millist õudust see tõi ürgne mees ootamatult tumenenud kurjakuulutavalt punane Kuu ketas! Mida saab öelda päikesevarjutuste kohta, kui päevavalgus, paljude rahvaste peamine jumalus, hakkas ootamatult taevast kaduma?
Pole üllatav, et varjutuste mustrite mustrite otsimisest sai üks esimesi raskeid astronoomilisi ülesandeid. Assüüria kiilkirjatahvlid, mis pärinevad 1400–900 eKr. e., sisaldavad andmeid süstemaatiliste varjutuste vaatluste kohta Babüloonia kuningate ajastul, samuti mainitakse tähelepanuväärset perioodi 65851/3 päeva (saros), mille jooksul korratakse kuu- ja päikesevarjutuste jada. Kreeklased läksid veelgi kaugemale – Kuule hiiliva varju kuju põhjal järeldasid nad, et Maa on kerakujuline ja Päike on temast palju suurem.
Kuidas määratakse teiste tähtede massid?
Aleksander Sergejev
Kuussada "allikat"
Päikesest eemaldudes tumeneb välimine kroon järk-järgult. Kui see fotodel sulandub taeva taustaga, on selle heledus miljon korda väiksem kui prominentide ja neid ümbritseva sisemise krooni heledus. Esmapilgul on võimatu pildistada krooni kogu pikkuses päikeseketta servast kuni taeva taustaga sulandumiseni, sest on hästi teada, et fotomaatriksite ja -emulsioonide dünaamiline ulatus on tuhandeid kordi väiksem. Kuid seda artiklit illustreerivad pildid tõestavad vastupidist. Probleemile on lahendus! Kuid tulemuseni tuleb minna mitte otse, vaid ringteelt: ühe “ideaalse” kaadri asemel tuleb teha erineva säritusega pildiseeria. Erinevad pildid paljastavad krooni piirkonnad, mis asuvad Päikesest erinevatel kaugustel.
Selliseid pilte töödeldakse esmalt eraldi ja seejärel kombineeritakse omavahel vastavalt koroona kiirte üksikasjadele (Kuul pilte kombineerida ei saa, sest see liigub Päikese suhtes kiiresti). Digifotode töötlemine pole nii lihtne, kui tundub. Meie kogemus näitab aga, et ühest varjutusest on võimalik kombineerida mis tahes pilte. Lainurk pika fookusega, madala ja pika säritusega, professionaalne ja amatöör. Need pildid sisaldavad tükki kahekümne viie vaatleja töödest, kes pildistasid 2006. aasta päikesevarjutust Türgis, Kaukaasias ja Astrahanis.
Kuussada originaalfotot, mis on läbinud palju teisendusi, muutusid vaid mõneks eraldi pildiks, aga missugused! Nüüd on neil kõik väikseimad detailid kroonist ja prominentidest, Päikese kromosfäärist ja tähtedest kuni üheksanda suurusjärguni. Isegi öösel on sellised tähed nähtavad ainult läbi hea binokli. Koroona kiired “töötasid” kuni päikeseketta rekordilise 13 raadiuseni. Ja rohkem värvi! Kõik, mis on viimastel piltidel nähtav, on tõelise värviga, mis sobib visuaalsete aistingutega. Ja see saavutati mitte Photoshopis kunstliku toonimisega, vaid töötlemisprogrammis rangete matemaatiliste protseduuride kasutamisega. Iga pildi suurus läheneb gigabaidile – saate teha kuni pooleteise meetri laiuseid väljatrükke ilma detailide kadumiseta.
Kuidas määratakse asteroidide orbiidid
Varjutavaid muutuvaid tähti nimetatakse lähedasteks kaksiksüsteemideks, milles kaks tähte tiirlevad ümber ühise massikeskme, nii et orbiit on pööratud meie poole. Seejärel varjutavad kaks tähte regulaarselt üksteist ja maapealne vaatleja näeb perioodilisi muutusi nende koguheleduses. Tuntuim varjutav muutuv täht on Algol (beeta Persei). Ringlusperiood selles süsteemis on 2 päeva 20 tundi ja 49 minutit. Selle aja jooksul täheldatakse valguskõveras kahte miinimumi. Üks sügav, kui väike, kuid kuum valge täht Algol A kaob täielikult hämara punase hiiglase Algol B taha. Sel ajal on kogu heledus topelttäht langeb peaaegu 3 korda. Vähem märgatavat heleduse vähenemist - 5-6% - täheldatakse siis, kui Algol A läbib Algol B tausta ja nõrgendab veidi selle heledust. Valguskõvera hoolikas uurimine võimaldab meil saada teada palju olulist teavet tähesüsteemi kohta: mõlema tähe suurus ja heledus, nende orbiidi pikenemise määr, tähtede kõrvalekalded sfäärilisest kujust. loodete jõudude mõju ja mis kõige tähtsam – tähtede mass. Ilma selle teabeta oleks keeruline luua ja kontrollida kaasaegne teooria tähtede struktuur ja areng. Tähti võivad varjutada mitte ainult tähed, vaid ka planeedid. Kui planeet Veenus 8. juunil 2004 üle Päikese ketta möödus, mõtlesid vähesed rääkida päikesevarjutusest, kuna Veenuse pisikesel tumedal täpil polnud Päikese särale peaaegu mingit mõju. Aga kui selle asemel oleks selline gaasihiiglane nagu Jupiter, varjaks see umbes 1% päikeseketta pindalast ja vähendaks selle heledust sama palju. Seda saab juba registreerida kaasaegsed tööriistad, ja tänapäeval on selliseid tähelepanekuid juba juhtunud. Pealegi valmistasid mõned neist amatöörastronoomid. Tegelikult on "eksoplanetaarsed" varjutused amatööridele ainus viis teiste tähtede ümber asuvate planeetide vaatlemiseks.
Aleksander Sergejev
Panoraam kuu varjus
Päikesevarjutuse erakordne ilu ei lõpe sädeleva krooniga. On ju terve horisondi ulatuses ka helendav ring, mis loob täisfaasi hetkel ainulaadse valgustuse, justkui toimuks päikeseloojang igast suunast korraga. Kuid vähestel õnnestub silmad kroonilt ära võtta ja vaadata mere ja mägede hämmastavaid värve. Ja siin tuleb appi panoraamfotograafia. Mitmed omavahel ühendatud fotod näitavad kõike, mis silma jäi või mällu ei sööbinud.
Selles artiklis olev panoraamvõte on eriline. Selle horisontaalne katvus on 340 kraadi (peaaegu täisring) ja vertikaalne katvus peaaegu seniidini. Ainult sellel nägime hiljem rünkpilvi, mis peaaegu rikkusid meie vaatlused - need toovad alati kaasa ilmamuutuse. Ja tõepoolest, vihm algas vaid tund pärast seda, kui Kuu Päikesekettalt lahkus. Pildil nähtava kahe lennuki kontuurid ei purune tegelikult taevas, vaid lähevad lihtsalt kuuvarju ja muutuvad seetõttu nähtamatuks. Panoraami paremal pool on päikesevarjutus täies hoos ja pildi vasakus servas on just lõppenud totaalne faas.
Kroonist paremal ja all on Merkuur - see ei lähe kunagi Päikesest kaugele ja kõigil ei õnnestu seda näha. Veenus sädeleb veelgi madalamalt ja teisel pool Päikest on Marss. Kõik planeedid paiknevad mööda ühte joont – ekliptikat – selle tasapinna projektsiooni taevasse, mille lähedal kõik planeedid tiirlevad. Ainult päikesevarjutuse ajal (ja ka kosmosest) näete niimoodi meie Päikest ümbritsevat planeedisüsteemi. Panoraami keskosas on näha Orioni ja Auriga tähtkujud. Heledad tähed Capella ja Rigel on valged, punane superhiiglane Betelgeuse ja Marss aga oranžid (värv on suurendusel nähtav). Sajad inimesed, kes vaatasid 2006. aasta märtsis varjutust, tunnevad nüüd, et nad nägid seda kõike oma silmaga. Kuid panoraamfoto aitas neid - see on juba Internetti postitatud.
Kuidas peaksite pildistama?29. märtsil 2006 jagasid kogenud vaatlejad Türgis Vahemere rannikul asuvas Kemeri külas täieliku päikesevarjutuse algust algajatele saladusi. Varjutuse ajal on kõige tähtsam meeles pidada objektiivide avamist. See pole nali, see juhtub tõesti. Ja te ei tohiks üksteist dubleerida, tehes samu kaadreid. Las igaüks pildistab seda, mida tema varustus suudab teistest paremini. Lainurkkaameratega relvastatud vaatlejate jaoks on peamine sihtmärk välimine kroon. Peaksime püüdma temast erinevate säriaegadega pilte teha. Teleobjektiivi omanikud saavad keskmisest kroonist üksikasjalikke pilte. Ja kui teil on teleskoop, peate pildistama ala Kuu ketta ääres ja mitte raiskama väärtuslikke sekundeid muude seadmetega töötades. Ja siis kuuldi kõnet. Ja kohe pärast varjutust hakkasid vaatlejad faile piltidega vabalt vahetama, et komplekti edasiseks töötlemiseks kokku panna. See viis hiljem 2006. aasta varjutuse originaalpiltide panga loomiseni. Nüüd mõistsid kõik, et originaalfotodest kuni kogu krooni üksikasjaliku pildini on veel väga-väga pikk tee. Ajad, mil igasugust teravat pilti varjutusest peeti meistriteoseks ja vaatluse lõpptulemuseks, on pöördumatult möödas. Koju naastes oodati kõiki arvutiga töötama.
Aktiivne päike
Päike, nagu ka teised temaga sarnased tähed, eristuvad perioodiliselt esinevate aktiivsusseisundite poolest, kui liikuva plasma ja magnetväljade keeruliste interaktsioonide tulemusena tekivad selle atmosfääris palju ebastabiilseid struktuure. Esiteks on need päikeselaigud, kus osa plasma soojusenergiast muundatakse magnetvälja energiaks ja üksikute plasmavoogude liikumise kineetiliseks energiaks. Päikeselaigud on külmemad keskkond ja paistavad tumedad heledama fotosfääri taustal, päikese atmosfääri kihil, kust meieni jõuab kõige rohkem nähtavat valgust. Päikeselaikude ümber ja kogu aktiivses piirkonnas muutub lagunevate magnetväljade energiaga veelgi kuumutatud atmosfäär heledamaks ning struktuurid, mida nimetatakse faculae'eks (nähtavad valges valguses) ja flokuliteks (näiteks üksikute spektrijoonte monokromaatilises valguses , vesinik) ilmuvad.
Fotosfääri kohal on 10-20 tuhande kilomeetri paksused päikeseatmosfääri haruldasemad kihid, mida nimetatakse kromosfääriks, ja selle kohal ulatub kroon paljude miljonite kilomeetrite kaugusele. Päikeselaikude rühmade kohale ja mõnikord nende kõrvale ilmuvad sageli laienenud pilved - silmatorkavad kohad, mis on päikeseketta serval varjutuse kogufaasis selgelt nähtavad erkroosade kaare ja heitmete kujul. Koroon on Päikese atmosfääri kõige õhem ja väga kuum osa, mis justkui aurustub ümbritsevasse ruumi, moodustades Päikesest eemalduva pideva plasmajoa, mida nimetatakse päikesetuuleks. Just see annab päikesekroonile särava välimuse, mis õigustab selle nime.
Aine liikumise põhjal komeetide sabades selgus, et päikesetuule kiirus suureneb Päikesest kaugenedes järk-järgult. Olles tähest ühe astronoomilise ühiku võrra (Maa orbiidi raadius) eemaldunud, "lendab" päikesetuul kiirusega 300-400 km/s osakeste kontsentratsiooniga 1-10 prootonit per. kuupsentimeetrit. Kohtades oma teel takistusi planetaarsete magnetosfääride kujul, moodustab päikesetuule voog lööklaineid, mis mõjutavad planeetide atmosfääri ja planeetidevahelist keskkonda. Päikese koroonat vaadeldes saame teavet kosmoseilma seisundi kohta meid ümbritsevas avakosmoses.Päikese aktiivsuse võimsaimad ilmingud on plasma plahvatused, mida nimetatakse päikesepõletusteks. Nendega kaasneb tugev ioniseeriv kiirgus, aga ka võimsad kuuma plasma emissioonid. Koroonat läbides mõjutavad plasmavoolud selle struktuuri märgatavalt. Näiteks moodustuvad selles kiivrikujulised moodustised, mis muutuvad pikkadeks kiirteks. Sisuliselt on need piklikud magnetvälja torud, mida mööda laetud osakeste vood (peamiselt energeetilised prootonid ja elektronid) levivad suurel kiirusel. Tegelikult peegeldab päikesekrooni nähtav struktuur meie Maad pidevalt mõjutava päikesetuule intensiivsust, koostist, struktuuri, liikumissuunda ja muid omadusi. Rakettide ajal võib selle kiirus ulatuda 600-700, mõnikord ka üle 1000 km/s.
Varem täheldati krooni ainult täielike päikesevarjutuste ajal ja eranditult Päikese lähedal. Kokku kogunes vaatlusi umbes tund. Varjutuseta koronagraafi (spetsiaalne teleskoop, milles luuakse kunstlik varjutus) leiutamisega sai võimalikuks krooni sisepiirkondade pidev jälgimine Maalt. Samuti on alati võimalik tuvastada koroona raadiokiirgust, isegi pilvede kaudu ja Päikesest suurel kaugusel. Kuid optilises piirkonnas on koroona välimised piirkonnad Maalt nähtavad ainult päikesevarjutuse kogufaasi ajal.
Atmosfääriväliste uurimismeetodite väljatöötamisega sai võimalikuks kogu korona otsene pildistamine ultraviolett- ja röntgenikiirguses. Kõige muljetavaldavamad pildid pärinevad regulaarselt kosmosepõhisest Solar Orbiting Heliospheric Observatoryst SOHO, mis käivitati 1995. aasta lõpus Euroopa Kosmoseagentuuri ja NASA ühistööna. SOHO piltidel on koroona kiired väga pikad ja näha on palju tähti. Kuid keskel, sisemise ja keskmise krooni piirkonnas, pole pilti. Koronagraafi tehiskuu on suur ja varjab palju rohkem kui tegelik kuu. Aga muud teed ei saa – Päike paistab liiga eredalt. Seega ei asenda satelliidipildid maapinnalt tehtud vaatlusi. Kuid kosmos ja maapealsed päikesekrooni pildid täiendavad üksteist suurepäraselt.
SOHO jälgib pidevalt ka Päikese pinda ja varjutused seda ei sega, sest tähetorn asub väljaspool Maa-Kuu süsteemi. Mitmed SOHO poolt 2006. aasta päikesevarjutuse kogufaasis tehtud ultraviolettpildid pandi kokku ja asetati Kuu kujutise asemele. Nüüd näeme, millised aktiivsed piirkonnad meile lähima tähe atmosfääris on seotud tema krooni teatud tunnustega. Võib tunduda, et mõned koroona "kuplid" ja turbulentsitsoonid pole millestki põhjustatud, kuid tegelikult on nende allikad teisel pool tähte lihtsalt vaatluse eest varjatud.
"Vene" varjutus
Järgmist täielikku päikesevarjutust maailmas nimetatakse juba "venelikuks", kuna seda jälgitakse peamiselt meie riigis. 1. augusti 2008 pärastlõunal ulatub täisfaasiriba Põhja-Jäämerest peaaegu piki meridiaani Altaini, läbides täpselt Nižnevartovski, Novosibirski, Barnauli, Biiski ja Gorno-Altaiski – otse mööda föderaalset maanteed M52. Muide, Gorno-Altaiskis on see teine varjutus veidi enam kui kahe aasta jooksul - just selles linnas ristuvad 2006. ja 2008. aasta varjutusribad. Varjutuse ajal on Päikese kõrgus horisondi kohal 30 kraadi: sellest piisab koroona pildistamiseks ja ideaalne panoraampildistamiseks. Ilm on Siberis sel ajal tavaliselt hea. Veel pole hilja paar kaamerat ette valmistada ja lennupilet osta.
Seda varjutust ei tohi vahele jätta. Järgmine täielik päikesevarjutus on nähtav Hiinas 2009. aastal, millele järgnevad head vaatamistingimused vaid USA-s 2017. ja 2024. aastal. Venemaal kestab paus ligi pool sajandit – kuni 20. aprillini 2061.
Kui olete valmis, on siin mõned head nõuanded: jälgige rühmades ja vahetage saadud pilte, saatke need lilleobservatooriumile ühiseks töötlemiseks: www.skygarden.ru. Siis on kellelgi töötlemisega kindlasti õnne ja siis näevad kõik, ka kodused, tänu teile Päikesevarjutust - kroonitud tähte.
Gravitatsiooni mõjul kipub S., nagu iga täht, kahanema. Seda kokkusurumist neutraliseerib kõrgest sisetemperatuurist ja tihedusest tulenev rõhulang. kihid S. S. keskmes. temperatuur T ≈ 1.6. 10 7 K, tihedus ≈ 160 g/cm -3. Nii kõrget temperatuuri Päikese keskpiirkondades saab pikka aega hoida vaid heeliumi sünteesil vesinikust. Need reaktsioonid ja nähtused. põhilised energiaallikas C.
Temperatuuridel ~10 4 K (kromosfäär) ja ~10 6 (koroona), samuti vahepealse temperatuuriga üleminekukihis tekivad erinevate elementide ioonid. Nendele ioonidele vastavaid emissioonijooni on spektri lühilainepikkuses (λ) üsna palju< 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. Erinevate kihtide omadused on näidatud joonisel fig. 5 (tavaliselt on esile tõstetud alumine kromosfäär paksusega ≈ 1500 km, kus gaas on homogeensem). Põhja ülemiste atmosfäärikihtide – kromosfääri ja koroona – kuumenemine võib olla tingitud mehaanilistest teguritest. konvektiivtsooni ülemises osas tekkivate lainete poolt ülekantav energia, samuti elektrienergia hajumine (absorptsioon). magneti poolt tekitatud voolud väljad, mis liiguvad koos konvektiivsete vooludega.
Pinna konvektiivse tsooni olemasolu põhjas põhjustab mitmeid muid nähtusi. Päikese pinnal vaadeldakse konvektiivtsooni ülemise astme rakke graanulite kujul (vt.). Sügavamad suuremahulised liikumised tsooni teises astmes ilmnevad supergranulatsioonirakkude ja kromosfäärivõrgu kujul. On alust arvata, et konvektsiooni veelgi sügavamas kihis täheldatakse hiiglaslike struktuuride kujul – supergranulatsioonist suuremate mõõtmetega rakud.
Suur kohalik mag. väljad vööndis ± 30 o ekvaatorist toovad kaasa nn. aktiivsed alad, millesse kuuluvad laigud. Aktiivsete piirkondade arv, nende asukoht kettal ja päikeselaikude polaarsus rühmades muutuvad perioodiga ≈ 11,2 aastat. Ebatavaliselt kõrgel tipul 1957-58. tegevus mõjutas peaaegu kogu päikeseketast. Lisaks tugevatele lokaalsetele väljadele põhjas on nõrgem suuremahuline magnetväli. valdkonnas. See väli muudab märki perioodiga u. 22 aastat ja kaob pooluste lähedale maksimaalse päikeseaktiivsuse juures.
Suure sähvatuse ajal vabaneb tohutu energia, ~10 31 -10 32 erg (võimsus ~10 29 erg/s). See on ammutatud magnetenergiast. aktiivse ala väljad. Ideede kohaselt on need edukalt arenenud alates 1960. aastatest. NSV Liidus tekivad magnetvoogude vastasmõjul voolukihid. Areng praegusel lehel võib viia osakeste kiirenemiseni ja on olemas käivitamis- (käivitus)mehhanismid, mis viivad protsessi äkilise arenguni.
Riis. 13. Päikesepõletuse Maale löömise liigid (D. X. Menzeli järgi).
röntgen kiirgus ja päikesekiired, mis tulevad põlengust (joon. 13), põhjustavad maakera ionosfääri täiendavat ionisatsiooni, mis mõjutab raadiolainete levimise tingimusi. Põletuse käigus paiskunud osakeste voog jõuab Maa orbiidile umbes ööpäevaga ning põhjustab Maal magnettormi ja aurorasid (vt,).
Lisaks rakettide tekitatud korpuskulaarsetele vooludele on pidev korpuskulaarne kiirgus C. See on seotud haruldase plasma väljavooluga väljastpoolt. Päikese krooni piirkonnad planeetidevahelisesse ruumi – päikesetuule toimel. Ainekadu päikesetuule tõttu on väike, ≈ 3. 10–14 aastas, kuid see on põhiline. planeetidevahelise keskkonna komponent.
Päikesetuul kannab laiaulatuslikku magnetvälja planeetidevahelisse ruumi. väli C. Pöörlemine C. väänab planeetidevahelise magnetvälja jooni. väljad (IMF) Archimedese spiraali, mis on selgelt täheldatav ekliptika tasapinnal. Kuna peamine laiaulatusliku magneti omadus väljad S. yavl. kaks vastupidise polaarsusega ringpolaarset piirkonda ja nendega külgnevad väljad rahuliku põhjaga, planeetidevahelise ruumi põhjapoolkera on täidetud ühe märgi väljaga, lõunapoolkera teise märgiga (joonis 14). Aktiivsuse maksimumi lähedal toimub suuremahulise päikesevälja märgi muutumise tõttu selle korrapärase magnetvälja polaarsuse pöördumine. planeetidevahelise ruumi väljad. Magn. mõlema poolkera voolud on eraldatud voolulehega. C. pöörlemisel paikneb Maa mitu korda. päeva, siis praeguse kihi kõvera “lainelise” pinna kohal ja siis alla, st see langeb igikeltsa, mis on suunatud kas põhja poole või sellest eemale. Seda nähtust nimetatakse. planeetidevaheline magnetväli.
Maksimaalse aktiivsuse lähedal mõjutavad rakettide ajal kiirendatud osakeste voolud kõige tõhusamalt Maa atmosfääri ja magnetosfääri. Aktiivsuse languse faasis, 11-aastase aktiivsustsükli lõpu poole, koos rakettide arvu vähenemise ja planeetidevahelise voolukihi arenguga muutuvad suurenenud päikesetuule statsionaarsed vood olulisemaks. Pöörledes koos põhjaga, tekitavad nad geomagnetlaineid, mis korduvad iga 27 päeva tagant. nördimust. See korduv (korduv) aktiivsus on eriti suur paarisarvuliste tsüklite otstes, kui magnetvälja suund. Päikese "dipooli" väljad on maa omaga antiparalleelsed.
Valgus.:
Martynov D. Ya., Üldise astrofüüsika kursus, 3. väljaanne, M., 1978;
Menzel D. G., Meie päike, tlk. inglise keelest, M., 1963; Päikese ja päikese-maa füüsika. Illustreeritud terminite sõnastik, tlk. inglise keelest, M., 1980;
Shklovsky I.S., Physics of the Solar Corona, 2. väljaanne, M., 1962;
Severny A.B., Päikese ja tähtede magnetväljad, UFN, 1966, 88, v. 1, lk. 3-50; - Päikesekoroon - granuleerimine
Sellel on kõrge temperatuur. Pinnal on see umbes 5500 kraadi Celsiuse järgi. Päikesel on atmosfäär, mida nimetatakse krooniks. See ala koosneb ülekuumendatud gaasist - plasmast. Selle temperatuur ulatub üle 3 miljoni kraadi. Ja teadlased püüavad mõista, miks Päikese välimine kiht on nii palju kuumem kui kõik selle all olev.
Teadlasi segadusse ajav probleem on üsna lihtne. Kuna energiaallikas asub Päikese keskmes, peaks selle keha keskpunktist eemaldudes muutuma järk-järgult jahedamaks. Kuid tähelepanekud näitavad vastupidist. Ja siiani ei suuda teadlased selgitada, miks Päikese kroon on kuumem kui selle teised kihid.
Vana saladus
Hoolimata temperatuurist ei ole päikesekroon Maal vaatlejale tavaliselt nähtav. Selle põhjuseks on ülejäänud Päikese intensiivne heledus. Isegi keerukad instrumendid ei suuda seda uurida, võtmata arvesse Päikese pinnalt lähtuvat valgust. Kuid see ei tähenda, et päikesekrooni olemasolu oleks hiljutine avastus. Seda võib täheldada haruldaste, kuid etteaimatavate sündmuste puhul, mis on inimesi lummanud tuhandeid aastaid. Need on täielikud.
1869. aastal kasutasid astronoomid sellist päikesevarjutust ära, et uurida ootamatult vaatlusele nähtavaks muutunud Päikese väliskihti. Nad suunasid spektromeetrid Päikesele, et uurida tabamatut koroonamaterjali. Teadlased avastasid krooni spektris harjumatu rohelise joone. Tundmatu aine sai nimeks koroonium. Seitsekümmend aastat hiljem mõistsid teadlased aga, et tegemist on tuttava elemendiga – rauaga. Aga kuumutati enneolematult miljonite kraadideni.
Varajane teooria väitis, et akustilised lained (mõelge Päikese materjalile, mis tõmbub kokku ja paisub nagu akordion) võivad olla vastutavad krooni temperatuuri eest. See on paljuski sarnane sellega, kuidas laine paiskab suurel kiirusel kaldale veepiisku. Kuid päikesesondid ei ole suutnud leida laineid, mis suudaksid seletada vaadeldud koronaaltemperatuuri.
Peaaegu 150 aastat on see mõistatus olnud üks väikeseid, kuid huvitavaid saladusi Samal ajal on teadlased kindlad, et nende teadmised temperatuurist nii pinnal kui ka koroonas on üsna õiged.
Päikese magnetväli: kuidas see töötab?
Osa probleemist on see, et me ei mõista paljusid Päikesel toimuvaid väikeseid sündmusi. Me teame, kuidas see meie planeeti soojendab. Kuid selles protsessis osalevate materjalide ja jõudude mudeleid lihtsalt pole veel olemas. Me ei saa veel Päikesele piisavalt lähedale jõuda, et seda üksikasjalikult uurida.
Vastus enamikele küsimustele tänapäeval Päikese kohta on see, et Päike on väga keeruline magnet. Maal on ka magnetväli. Kuid vaatamata ookeanidele ja maa-alusele magmale on see siiski palju tihedam kui Päike. Mis on lihtsalt suur gaasi ja plasma tükk. Maa on kõvem objekt.
Päike ka pöörleb. Kuid kuna see pole tahke, pöörlevad selle poolused ja ekvaator erineva kiirusega. Aine liigub Päikese kihtides üles-alla nagu keevas vees. See efekt põhjustab häireid magnetvälja joontes. Päikese väliskihte moodustavad laetud osakesed liiguvad mööda liine, näiteks kiirronge. raudteed. Need liinid katkevad ja ühenduvad uuesti, vabastades tohutul hulgal energiat (päikesepõletused). Või tekitavad nad laetud osakesi täis keeriseid, mida saab nendelt rööbastelt kolossaalse kiirusega vabalt kosmosesse paisata (koronaalse massi väljutamine).
Meil on palju satelliite, mis juba jälgivad Päikest. Sel aastal turule tulnud Solarer Pro alles alustab oma vaatlusi. See jätkab oma tööd kuni 2025. aastani. Teadlased loodavad, et missioon annab vastused paljudele müstilistele küsimustele Päikese kohta.
Kui leiate vea, tõstke esile mõni tekstiosa ja klõpsake Ctrl+Enter.
