Изучение Солнца — Физика в школе
Изучение Солнца
ИЗУЧЕНИЕ центрального светила нашей планетной системы — Солнца — имеет важное значение. Солнце снабжает нас светом и теплом, явления, происходящие на его поверхности, вызывают магнитные бури, полярные сияния и другие процессы в земной атмосфере, оказывающие влияние на практическую деятельность человека (качество радиосвязи и т. д.). Результаты исследования Солнца, этой ближайшей к Земле звезды, увеличивают наши знания об устройстве мира, позволяют глубже познать физические свойства материи. Солнце представляет собой огромную естественную физическую лабораторию, где материя находится в таких условиях, которые искусственно пока еще создать невозможно. Единственным способом исследования протекающих в ней процессов является тщательное изучение при помощи специальных приборов солнечных лучей — того излучения, которое доходит до нас.
До Земли доходит свет только от самых внешних слоев Солнца. Его оболочка — фотосфера, образующая непосредственно наблюдаемый нами диск, непрозрачна, и поэтому более глубоких слоев Солнца мы не видим. На фотосфере можно заметить темные пятна и яркие образования — факелы. Над этой оболочкой находится сравнительно тонкий, так называемый обращающий слой газа, несколько более холодный, чем фотосфера. В нем возникают темные линии солнечного спектра. При полных затмениях Солнца, когда фотосфера закрыта Луной, вокруг ее краев можно наблюдать розовую каемку. Это слабо светящаяся хромосфера. Она расположена над обращающим слоем. Отдельные яркие образования в хромосфере называются флоккулами, а темные — волокнами. Когда эти волокна проектируются не на яркую фотосферу, а на темный фон за пределами солнечного диска у его края, они представляются нам яркими протуберанцами.
Самая внешняя и протяженная оболочка Солнца — солнечная корона — состоит из газа, разреженного в сто тысяч раз более, чем в хромосфере. Свечение короны в миллион раз слабее солнечного, поэтому ее можно видеть только в моменты полного солнечного затмения. Свет короны — это в основном свет Солнца, рассеянный свободными электронами короны, содержит также и свое собственное линейчатое излучение. Здесь возникает и значительная часть радиоизлучения Солнца.
ОСНОВНОЙ инструмент, необходимый при всяком исследовании Солнца, — это специальный длиннофокусный телескоп, который совсем не похож на тот прибор, который применяется при наблюдении звезд. Обычно к таким телескопам присоединяют специальные, иногда довольно громоздкие и тяжелые приборы.
В отличие от звездного телескопа солнечная установка делается неподвижной. В ней, однако, устанавливается специальная система, состоящая из двух плоских зеркал, которая улавливает свет Солнца и направляет его на объектив. Первое из них называется целостатным и вращается часовым механизмом со скоростью одного оборота в 48 часов вокруг оси, лежащей в плоскости зеркала и установленной параллельно оси мира. От целостатного зеркала пучок солнечных лучей падает на дополнительное, и луч Солнца, отраженный от него, направляется на объектив. Благодаря вращению целостатного зеркала этот луч не меняет своего направления, несмотря на то, что Солнце все время движется.
Солнечные телескопы разделяются на горизонтальные и вертикальные (башенные). Большой, 17- метровый горизонтальный солнечный телескоп советского конструктора Пономарева установлен в Пулкове. Современный башенный солнечный телескоп строится в Крымской астрофизической обсерватории Академии Наук СССР.
В башенном солнечном телескопе световой пучок от целостатной установки и объектива, помещенных на вершине башни, направляется вертикально вниз, в глубокий колодец, где размещены часть оптики и различные приборы. Изображение Солнца получается в рабочей комнате, находящейся у подножья башни или на некоторой глубине под землей. Таким образом, современный солнечный телескоп — это здание высотой от 15 до 45 метров и колодцем глубиной до 15 — 20 метров, с фотографической комнатой, одним или несколькими лабораторными помещениями.
По изображению Солнца в обычном белом свете можно изучать детали фотосферы. Специальные оптические приборы спектрографы позволяют исследовать спектр солнечных лучей, а также спектры солнечных пятен, факелов и т. д. Для фотографирования диска Солнца в белом свете создан также небольшой фотографический телескоп — фотогелиограф. Советская промышленность изготовляет фотогелиографы нового типа с применением оптических систем лауреата Сталинской премии, профессора Д. Д. Максутова, которые дают наиболее качественные изображения Солнца.
За последнее время особое значение получили исследования солнечной хромосферы, изучением которой занимаются многие обсерватории Советского Союза. Общее количество световой энергии, излучаемой этой слабо светящейся солнечной оболочкой, в отдельных спектральных линиях настолько мало, что увидеть детали в белом свете невозможно. Для этого необходимо смотреть на Солнце через прибор, пропускающий свет только той длины волны, которая испускается самой хромосферой. Чем уже эта полоса пропускания, тем более резко видны детали хромосферы — светлые флоккулы, волокна и протуберанцы. Для получения такого изображения Солнца применяются особые приборы. Они представляют собой небольшое видоизменение обычного спектроскопа — спектрогелиоскоп и спектрогелиограф и позволяют фотографировать и наблюдать нужные участки хромосферы без помех со стороны остального солнечного света. Такие фотографии — спектрогелиограммы особенно важны для точного определения формы, положения и яркости различных деталей хромосферы и протуберанцев.
Недавно ученые решили очень важную задачу — создали светофильтр, который дает возможность наблюдать хромосферу непосредственно, без помощи специальных аппаратов. Принцип работы такого фильтра основан на свойствах света, проходящего через кристаллы.
Известно, что свет представляет собой электромагнитные волны, или колебания, которые происходят в поперечном направлении, то есть совершаются в плоскости, перпендикулярной к направлению распространения луча света, называемой плоскостью поляризации. Обычный, естественный свет является неполяризованным, так как колебания в нем происходят во всевозможных направлениях. Некоторые кристаллы- поляризаторы (например, турмалин) обладают свойством пропускать свет только с одним направлением колебаний. Наша промышленность изготовляет специальные прозрачные пленки — поляроиды. Если поставить один за другим два таких поляроида, ориентированных во взаимно перпендикулярных направлениях, то свет через них не проходит. Это и понятно. Ведь первый поляроид делает свет поляризованным, а второй не пропускает его потому, что он ориентирован в направлении, перпендикулярном направлению поляризации света. Если ввести между поляроидами пластинку, вырезанную специальным образом из кристалла кварца или шпата, то эта система снова начнет пропускать свет. При его разложении в спектре можно обнаружить, что поляроиды с кварцем становятся прозрачными для волн только определенной длины. Это свойство кварцевых пластинок и было использовано учеными для создания узкополосного светофильтра. Работающий на таком принципе фильтр называется интерференционно- поляризационным и представляет собой стопку кварцевых • ии шпатовых пластинок, переложенных пленками поляроидов.
Длина волны пропускаемого света определяется толщиной пластинок. Если же к ним добавить цветное стекло, можно выделить очень узкий участок спектра. Изготовление каждого такого светофильтра требует специальных расчетов, чрезвычайно точной подгонки толщины и установки каждой пластинки. Первые советские интерференционно- поляризационные фильтры были изготовлены в Крымской астрофизической обсерватории Академии Наук СССР А. Б. Гильваргом и автором этой статьи.
Фотографирование Солнца через узкополосные светофильтры имеет большое преимущество перед применением для этой цели спектрогелиографа. Через новый светофильтр можно вести замедленную или ускоренную киносъемку различных участков диска Солнца. При показе этих фильмов на экране с обычной скоростью хорошо видны движения протуберанцев и т. д.
Помимо изучения форм и характера движения различных деталей хромосферы, огромное значение имеет исследование спектрального состава света, излучаемого различными образованиями на поверхности Солнца. По интенсивности этого света в различных спектральных линиях можно определять температуру, электронное давление, плотность, химический состав и другие величины, характеризующие условия, существующие в хромосфере, в протуберанцах или флоккулах.
Обычно спектр солнечного света фотографируют на фотопластинках, которые затем подвергаются детальному изучению. Но этот способ не дает большой точности. Поэтому в настоящее время применяются новые инструменты, использующие для регистрации спектра не фотопластинки, а фотоэлементы или фотоумножители. Такие приборы называются фотоэлектрическими фотометрами. Принцип работы фотометра очень прост. Вместо пластинки ставят экран со щелью, за которой укреплен фотоэлемент или фотоумножитель. Этот экран медленно движется, и щель постепенно продвигается по всему спектру. Чем больше интенсивность света в той части спектра, в створе которой находится щель электрофотометра, тем больше света падает через нее на этот прибор. Сила тока, возникающего в фотоэлементе, пропорциональна количеству света, попадающего на него. Для лучшей работы прибора обычно устанавливается специальный аппарат, который подает усиленный фототок на записывающее приспособление. Таким образом, можно сразу получить запись интенсивности света для каждой длины волны спектра. Точность фотоэлектрического способа примерное 10 раз выше, чем фотографического.
До недавнего времени солнечную корону можно было наблюдать лишь при полных солнечных затмениях. В 1941 году был изобретен новый инструмент — внезатменный коронограф, позволивший изучать солнечную корону в любое время дня. В России отечественный коронограф был установлен на Горной станции Главной астрономической обсерватории на Кавказе. На Крымской астрофизической обсерватории с помощью этого инструмента и узкополосного интерференционно- поляризационного фильтра производилась систематическая киносъемка, показывающая развитие солнечных протуберанцев и активных образований на диске Солнца.
Как уже указывалось выше, в короне возникает и радиоизлучение Солнца. Для исследования этого явления применяются особые антенны и приемники — радиотелескопы. Радиоастрономия — эта отрасль науки, возникшая в 50- е годы в СССР.
Благодаря применению новых совершенных приборов, ученые достигли выдающихся результатов в исследовании Солнца.
Источник
Физика Солнца
А. Г. Масевич, кандидат физико-математических наук
Значение, которое Солнце имеет для жизни на Земле, известно давно. Поэтому неудивительно, что в древности люди, не зная, что представляет собой Солнце, обожествляли его, строили в честь его храмы, молились ему. По мере развития наших знаний Солнце начали тщательно изучать. Наука доказала, что нет сверхъестественных сил в природе, что законы природы едины как на Земле, так и в окружающем нас мире, что Солнце — обыкновенная рядовая звезда. В то же время наука раскрыла огромное значение Солнца для человека. Выяснилось, что изменения на поверхности Солнца влияют на ряд явлений, происходящих в верхних слоях земной атмосферы, на прохождение радиоволн, появление полярных сияний, магнитных бурь и т. д. Зависимости эти теперь тщательно изучаются и имеют большое народнохозяйственное значение, так как позволяют изучать природу верхних слоев земной атмосферы, предсказывать нарушения радиосвязи, давать прогнозы магнитных и других явлений, необходимые для дальних перелетов.
Солнце — ближайшая к нам звезда. С точки зрения наших земных масштабов, близость Солнца весьма относительна, так как расстояние от Земли до Солнца составляет 150 миллионов километров. Но расстояние до следующей наиболее близкой звезды—альфы Центавра — в двести семьдесят тысяч раз больше, а другие звезды находятся еще значительно дальше. По сравнению с ними Солнце намного ближе к нам, а потому изучать его легче.
Основным способом познания природы небесных тел является спектральный анализ — изучение лучей света, приходящих с их поверхности. Разложение луча света в спектр и тщательное исследование структуры этого спектра позволяют делать важные выводы относительно химического состава, температуры, наличия магнитных или электрических полей в наружных слоях Солнца и звезд. Расстояние при этом не играет особой роли. Необходимо лишь, чтобы звезда давала достаточно света для ее фотографирования. Однако близость Солнца, без сомнения, представляет огромное преимущество для исследователей.
В телескопы мы видим поверхность Солнца, можем изучать ее в разных лучах света и в отдельных деталях, можем проследить за изменениями. Во время солнечных затмений становятся доступными исследованию наружные оболочки Солнца, выступы на его краях и солнечная корона. Все это, наряду со спектральными исследованиями, помогает глубже познать физическую природу нашего дневного светила, изучить его строение, температуру, состояние, в котором находится солнечное вещество, внутренние движения, вращение и т.д. В отношении звезд мы далеко не располагаем подобными преимуществами. Даже в самые мощные телескопы нельзя разглядеть непосредственно поверхность звезд, не говоря уже об отдельных деталях на этой поверхности. Но так как Солнце является типичной рядовой звездой, то выявленные для него закономерности с достаточным основанием могут быть перенесены на большинство сходных с ним звезд. Изучение же большой совокупности звезд, в свою очередь, позволяет делать выводы о направлении их развития, решать вопросы происхождения и эволюции звезд — важнейшие вопросы современной астрономии.
Таким образом, изучение Солнца играет громадную роль как для практических целей на Земле, так и для наиболее важных вопросов познания окружающего нас мира.
Физика Солнца изучает атмосферу и внутреннее строение Солнца (в том числе вопросы об источниках солнечной энергии и развитии Солнца).
Изучение солнечной атмосферы, как уже указывалось, доступно непосредственным наблюдениям. Разглядывая поверхность Солнца в телескоп, мы проникаем взглядом сквозь разреженные и прозрачные внешние оболочки Солнца на несколько сотен километров в глубь солнечной атмосферы, до тех пор тюка атмосфера эта не станет достаточно непрозрачной. Эту видимую нами поверхность Солнца называют фотосферой («сферой света»). Глубже мы практически «не видим» — непрозрачность солнечного вещества не позволяет доходить до нашего глаза излучению более глубоких слоев. Условно фотосферу называют «поверхностью» Солнца — условно потому, что на самом деле над ней находится еще ряд оболочек Солнца. Когда мы изучаем спектр фотосферы, мы на самом деле изучаем ряд налагающихся друг на друга спектров разных внешних слоёв Солнца. Этот сложный спектр соответствует спектру источника света, температура которого составляет около 6000°. Температуру эту и принимают за температуру солнечной фотосферы, а для краткости часто говорят, что температура поверхности Солнца составляет 6000°. При 6000° все вещества, даже самые тугоплавкие, испаряются, превращаются в раскаленные газы. Солнце — это огромный раскаленный газовый шар.
Фотосфера, как это видно в телескоп, имеет зернистое строение: на относительно темном фоне выступают более яркие пятна — гранулы. На фотографии эти светлые пятнышки выглядит крупинками, а в действительности, как показал еще в 1905 году русский ученый А. Ганский, размеры гранул составляют 700—1000 км. Гранулы — отдельные газовые образования в фотосфере — находятся в беспрерывном движении, что легко заметить, если наблюдать за поверхностью Солнца в течение некоторого времени.
Появляющиеся периодически на поверхности Солнца пятна являются своего рода вихревыми воронками в фотосфере, указывающими на существование в ней бурных движений. Детальное исследование спектра пятен позволило выявить скорости, с которыми происходят эти движения. Центром вихря является так называемое ядро пятна — самая темная его область. Вихрь как бы затягивает в ядро окружающее вещество. Пятна являются, таким образом, местными возмущениями, производящими перегруппировку различных слоев в атмосфере Солнца. Их можно сравнить с циклонами в земной атмосфере. Размеры пятен весьма различны и достигают даже 100—200 тысяч километров. Так как температура пятна составляет около 4500°, оно кажется темным на фоне фотосферы (6000°). Отдельные места фотосферы, наоборот, светятся особенно ярко — это так называемые факелы. Очень интересным обстоятельством явилось открытие сильного магнитного поля солнечных пятен. Поле это превышает магнитное поле у полюсов Земли в несколько тысяч раз. Было открыто общее магнитное поле Солнца, оказавшееся, однако, более слабым, чем магнитное поле солнечных пятен. Над фотосферой, которая сама состоит из разреженного газа, располагается еще более разреженная атмосфера Солнца, состоящая из нескольких слоев. Непосредственно к фотосфере прилегает самый плотный и вместе с тем самый тонкий слой атмосферы — так называемый обращающий слой. Над ним расположена хромосфера, получившая свое название благодаря красноватому цвету, обусловленному большой яркостью в ее спектре красней линии водорода. Над хромосферой находится солнечная корона — самая верхняя, очень разреженная часть солнечной атмосферы. Во время полных солнечных затмений имеется возможность рассмотреть атмосферу Солнца в деталях — она видна как бы в поперечном разрезе. Как показал А. Ганский, солнечная крона меняет свою форму и строение в зависимости от числа солнечных пятен. Когда на Солнце много пятен, корона бывает ярче и равномерно окружает Солнце со всех сторон. В годы, когда пятен мало, корона вытягивается вдоль солнечного экватора наподобие крыльев. Исследованиями советского ученого, профессора Е. Я. Бугославской установлено, что корона имеет лучистое строение. Отдельные лучи короны различны в зависимости оттого, находятся они над пятнами или над невозмущенными областями.
С помощью специальных инструментов сейчас удается наблюдать корону и вне затмений. Подобные наблюдения успешно производятся на Горной станции Пулковской обсерватории советским ученым М. Н. Гневышевым.
Изучение спектра короны показало, что она состоит из двух частей — внутренней и внешней короны, спектры которых различны. Во внутренней короне благодаря особым физическим условиям солнечный свет рассеивается электронами, оторванными от атомов. Внешняя корона физически не связана с Солнцем. Причиной ее свечения являются пылевые частицы, заполняющие межпланетное пространство. Частицы эти особым образом рассеивают солнечный свет, падающий на низ, и создают, таким образом, видимость внешней части короны Солнца.
В атмосфере Солнца происходит непрерывная циркуляция раскаленных газов, существуют потоки, захватывающие различные ее уровни и напоминающие движения в нашей земной атмосфере. Скорость вращения отдельных слоев атмосферы Солнца неодинакова — верхние ее слои вращаются быстрее. Равновесие в солнечной атмосфере и непрерывная циркуляция в ней постоянно нарушаются, что ведет к возникновению протуберанцев — колоссальных фонтанов светящегося газа, поднимающихся иногда на высоту в сотни тысяч километров над поверхностью Солнца. Протуберанцы, как правило, — очень непостоянные образования. Они бывают двух типов; спокойные и эруптивные (взрывные). В то время как первые, постепенно меняясь, наблюдаются иногда даже в течение месяца, вторые, быстро меняя свои очертания, исчезают уже через несколько часов после появления. Движутся протуберанцы с громадными скоростями, достигающими 500 км в секунду.
Еще сравнительно недавно протуберанцы наблюдались только во время полных солнечных затмений. За последнее время астрономы, тщательно закрывая в телескопе изображение Солнца темным диском, применяя особую высоко качественную оптику и специальные светофильтры, получили возможность наблюдать протуберанцы в любое время. В крупнейшей астрофизической обсерватории СССР в Крыму профессор А. Б. Северный и его сотрудники производят систематическую кинематографическую съемку протуберанцев. На кинопленке запечатлеваются непрерывные изменения протуберанцев с течением времени. Тщательное изучение этой кинодокументации позволяет открывать новые особенности и закономерности процессов, происходящих на Солнце. Физическая природа солнечных оболочек, в особенности солнечной короны, объяснена в основном работами наших советских астрономов — профессора И. С. Шкловского и др.
В Советском Союзе создана так называемая «служба Солнца», ведущая регулярное наблюдение за явлениями, происходящими на солнечной поверхности. Особенно ценные работы по изучению связи солнечной деятельности с земными явлениями проведены за последние десятилетия нашими учеными в Пулковской обсерватории.
Изучение спектра солнечных лучей позволило определить химический состав солнечной атмосферы. Оказалось, что более чем на 50% (в весовых долях) она состоит из легчайшего газа — водорода. Около 40% в ней составляет другой газ — гелий и менее чем 10% приходится на долю прочих элементов. Среди них в первую очередь следует назвать кислород, углерод, азот, железо, кремний, калий, кальций, серу, а также много других химических элементов, из которых состоят все тела на Земле. Никаких других, «особых», элементов в атмосфере Солнца не оказалось. Это открытие, имеющее огромное научное значение, полностью опровергло выдумки церковников о разделении мира на «земной» и «небесный» и нелепые высказывания философов-идеалистов, объявлявших вопрос о химическом составе небесных тел принципиально непознаваемым.
Состав всего Солнца в целом не должен значительно отличаться от состава его наружных слоев. Изучение пилений, происходящих на поверхности Солнца, позволяет сделать определенные выводы в этом направлении. Одно время считали, что наиболее тяжелые химические элементы оседают в глубь Солнца, а на поверхности остаются лишь легкие вещества. Изучение спектров протуберанцев и хромосферы показало, что в них встречаются даже такие тяжелые элементы, как железо и торий. Несомненно также наличие бурных перемещений газовых масс солнечного вещества (пятна, факелы и т. д.). Все это указывает на большую вероятность непрерывного перемешивания солнечного вещества, а следовательно, и на его однородность.
Наблюдениям доступны пока лишь внешние слои Солнца. Но сопоставление данных, полученных в результате наблюдений, с выводами, вытекающими их общих законов физики и механики, изучение мельчайших частиц вещества, атомных ядер и электронов, позволило построить теорию внутреннего строения Солнца и других звезд, мысленно проникнуть в их недра, выяснить, каковы там условия и какие явления происходят при подобных условиях.
Солнечное вещество — это раскаленный газ, температура и плотность которого возрастают от поверхности вглубь. Газ этот находится в существенно отличных условиях от тех, в которых мы привыкли иметь дело с обычными газами на Земле. Температура в недрах Солнца достигает 20 миллионов градусов, а давление — миллионы миллионов атмосфер. При такой температуре вследствие неминуемо частых столкновений происходит взаимодействие между мельчайшими частицами — атомными ядрами. Взаимодействия эти, приводящие к преобразованию ядер отдельных атомов, так называемые ядерные реакции, сопровождаются выделением атомной энергии. В результате ядерных реакций в недрах Солнца одно вещество — водород — превращается в другое вещество — гелий. При этом освобождается атомная энергия, которая и является источником излучения Солнца. Солнце и большинства звезд ежесекундно излучают громадное количество энергии благодаря тому, что в их недрах (в основном вследствие высокой температуры) освобождается атомная энергия.
Сколько же времени наше Солнце сможет еще излучать так же, как теперь, энергию? На этот вопрос уже нетрудно ответить. Солнце наполовину состоит из водорода. Ядерные реакции, в результате которых водород превращается в гелий, достаточно хорошо изучены в лаборатории, и скорость протекания их в недрах Солнца, при температуре в 20 миллионов градусов, может быть подсчитана. Следовательно, легко можно вычислить, сколько времени еще Солнце сможет неизменно светить за счет имеющегося в нем водорода. Оказывается, что время это измеряется десятками миллиардов лет.
Все этапы развития науки о небесных телах, в частности изучение природы ближайшей к нам звезды — Солнца, являются ярким доказательством могущества человеческого познания, вооруженного материалистической диалектикой, проникающего все дальше к дальше в глубины Вселенной. Можно не сомневаться в том, что самая передовая в мире советская астрономическая наука, все глубже изучая связь между деятельностью Солнца и земными явлениями, сумеет в будущем широко использовать солнечную энергию на пользу человечеству.
Источник