Поскольку солнце вращается не как твердое тело систему гелиографических координат

§ 116. Общие сведения о Солнце

Солнце представляется кругом с резко очерченным краем (лимбом). Видимый радиус Солнца несколько меняется в течение года вследствие изменения расстояния Земли от Солнца, вызванного эллиптичностью земной орбиты.

Когда Земля в перигелии (начало января) видимый диаметр Солнца составляет 32’35”, а в афелии (начало июля) —33’31». На среднем расстоянии от Земли (1 а.е.) видимый радиус Солнца составляет 960″, что соответствует линейному радиусу

что дает среднюю плотность его вещества

Ускорение силы тяжести на поверхности Солнца

Наблюдения отдельных деталей на солнечном диске, а также измерения смещений спектральных линий в различных его точках говорят о движении солнечного вещества вокруг одного из солнечных диаметров, называемого осью вращения Солнца. Плоскость, проходящая через центр Солнца и перпендикулярная к оси вращения, называется плоскостью солнечного экватора. Она образует с плоскостью эклиптики угол в 7° 15′ и пересекает поверхность Солнца по экватору. Угол между плоскостью экватора и радиусом, проведенным из центра Солнца в данную точку на его поверхности называется гелиографической широтой.

Вращение Солнца обладает важной особенностью: его угловая скорость w убывает по мере удаления от экватора и приближения к полюсам (рис. 122), так что в среднем w = 14°,4 — 2°,7 sin 2 В, где В — гелиографическая широта. В этой формуле угловая скорость w измеряется углом поворота за сутки.

Таким образом, различные зоны Солнца вращаются вокруг оси с различными периодами. Для точек экватора сидерический период составляет 25 суток, а вблизи полюсов он достигает 30 суток. Вследствие движения Земли вокруг Солнца его вращение представляется земному наблюдателю несколько замедленным: период вращения на экваторе составляет 27 суток, а у полюсов — 32 суток (синодический период вращения).

Поскольку Солнце вращается не как твердое тело, систему гелиографических координат нельзя жестко связать со всеми точками его поверхности. Условно гелиографические меридианы жестко связываются с точками, имеющими гелиографические широты В = ±16°. Для них сидерический период обращения составляет 25,38 суток, а синодический равен 27,28 суток. За начальный гелиографический меридиан принят тот, который 1 января 1854 г. в 0 h по всемирному времени проходил через точку пересечения солнечного экватора с эклиптикой.

Источник

Поскольку солнце вращается не как твердое тело систему гелиографических координат

Определение координат и площадей пятен и факелов

Перед Вами зарисованный или сфотографированный диск Солнца с пятнами, факелами и отмеченной суточной параллелью. Ваша задача — определить гелиографические координаты пятен и факелов. Проделаем это на примере наблюдений 16 мая 1989 г. (рис. 21).

Солнце, как и наша Земля, вращается вокруг своей оси, и для него принята своя координатная сетка с широтой, отсчитываемой от экватора (0-90°), и долготой, отсчитываемой от некоторой условной точки (0-360Å) с востока на запад. Для Солнца существует понятие «центральный меридиан», т. е. меридиан, проходящий в данный момент через центр видимого диска Солнца.

Рис. 21. Зарисовка Солнца, нанесенная на координатную сетку

Так как Земля вращается вокруг Солнца, а ось вращения Солнца не перпендикулярна к плоскости орбиты Земли, мы видим полюса Солнца в разных точках солнечного диска. Иногда виден только северный полюс, иногда только южный. При этом солнечный экватор проходит южнее центра солнечного диска или севернее его. Расстояние в гелиографических градусах между экватором и центром диска вдоль центрального меридиана (гелиографическая широта центра диска) обозначается В₀. Вторая важная величина для определения координатной сетки на видимом диске Солнца — это угол между направлением экватора и суточной параллелью (угол Р) на каждый день. Угол Р положителен, если восточный край суточной параллели находится к северу от экватора, и отрицателен, если восточный край суточной параллели расположен к югу от экватора (см. рис. 20, в). Зная Р и В₀, вы можете определить гелиографическую широту объекта и расстояние его от центрального меридиана. Долгота центрального меридиана в момент наблюдения L₀ (гелиографическая долгота) — третья необходимая величина для полного определения координат.

Величины Р, В₀ и L₀ на 0 часов Всемирного времени каждого дня даются в эфемеридах * для физических наблюдений Солнца в Астрономическом Ежегоднике СССР и в других справочниках. В Приложении к книге дан пример таблицы. Итак, вы должны определить по таблицам три величины для даты ваших наблюдений: Р, В₀, L₀. P и В₀ мало меняются за сутки и часто можно брать табличное значение. Величину В₀ надо получить интерполяцией L₀ на время Ваших наблюдений. Не забудьте при этом о разнице поясного и Всемирного времени. Величина В_о меняется примерно от +7 до -7°. Поэтому, если Вас устраивает точность определения координат в 1 (гелиографический градус), можно пользоваться набором координатных сеток (8 штук), построенных для разных В₀ В_о = 0, ±1, ±2. ±7 ). Такие сетки даны в Приложении. Перефотографировав их и напечатав на широкую пленку в нужном вам масштабе, вы облегчите себе работу по определению координат пятен. Не забывайте при этом, что зимой Солнце больше, чем летом.

Предположим, вы нашли, что для наблюдений 16 мая 1989 г. Р = -20,72, В₀=-2.53, L₀= 127,58°. Время ваших наблюдений Т=8 ч 30 мин по Московскому времени.

Во-первых, выберем нужную координатную сетку. Округлим В₀ до целого числа градусов: В₀= 3. Берем сетку с этим В₀. Теперь как наложить эту сетку на нашу зарисовку диска? Для этого надо определить направление центрального меридиана или экватора с помощью известного из наблюдений направления суточной параллели и взятого из таблиц угла Р. Здесь важно не ошибиться в знаке. Как вы помните, при Р>0 восточный край суточной параллели проходит с севера от экватора. В нашем случае Р h Всемирного времени L₀= 127,58°. В 0 h 17 мая L₀ = 114,35°, т. е. за сутки L₀ уменьшилось на ΔL= 13,23°. Отсюда легко найти долготу центрального меридиана в момент наблюдений. Не забудьте при этом перейти от московского времени к всемирному. Для летнего времени разница между московским и всемирным временем 4 часа, а для зимнего — 3 часа. Так как рассматриваемые нами наблюдения проводились в мае (летнее время) в 8 h 30 m . Всемирное время для этого момента 4 h 30 m , что составляет 0,19 в долях суток. Отсюда можно найти L_H в момент наблюдений

Так как долготы растут с востока на запад, для пятен в восточной полусфере мы должны из Lu вычесть их расстояния до центрального меридиана, а для пятен в западной полусфере сложить L_H с расстоянием от центрального меридиана. В табл. 4 приведены координаты основных пятен, наблюдавшихся 16 мая 1989 г. и представленных на рис. 20. Полученная величина L называется еще Кэррингтоновской долготой.

Таблица 4

Источник

Солнце

Солнце — типичная звезда, свойства которой изучены подробнее и лучше, чем других звезд, благодаря ее исключительной близости к Земле. В этой главе мы не только кратко рассмотрим имеющуюся информацию о Солнце, но и несколько подробнее те его свойства, которые характерны для всех звезд, что окажется весьма полезным при изучении их физической природы.

Общие сведения о Солнце

что дает среднюю плотность его вещества

Ускорение силы тяжести на поверхности Солнца

Наблюдения отдельных деталей на солнечном диске, а также измерения смещений спектральных линий в различных его точках говорят о движении солнечного вещества вокруг одного из солнечных диаметров, называемого осью вращения Солнца. Плоскость, проходящая через центр Солнца и перпендикулярная к оси вращения, называется плоскостью солнечного экватора. Она образует с плоскостью эклиптики угол в 7° 15′ и пересекает поверхность Солнца по экватору. Угол между плоскостью экватора и радиусом, проведенным из центра Солнца в данную точку на его поверхности называется гелиографической широтой.

Вращение Солнца обладает важной особенностью: его угловая скорость w убывает по мере удаления от экватора и приближения к полюсам (см. рис.), так что в среднем w = 14°,4 — 2°,7 sin2В, где В — гелиографическая широта. В этой формуле угловая скорость w измеряется углом поворота за сутки.

Поскольку Солнце вращается не как твердое тело, систему гелиографических координат нельзя жестко связать со всеми точками его поверхности. Условно гелиографические меридианы жестко связываются с точками, имеющими гелиографические широты В = ±16°. Для них сидерический период обращения составляет 25,38 суток, а синодический равен 27,28 суток. За начальный гелиографический меридиан принят тот, который 1 января 1854 г. в 0 часов по всемирному времени проходил через точку пересечения солнечного экватора с эклиптикой.

Спектр и химический состав Солнца

В видимой области излучение Солнца имеет непрерывный спектр, на фоне которого заметно несколько десятков тысяч темных линий поглощения (рис. 123), называемых фраунгоферовыми по имени австрийского физика Фраунгофера, впервые описавшего эти линии в 1814 г.

Наибольшей интенсивности непрерывный спектр достигает в синезеленой части спектра, у длин волн 4300-5000 A (см рис. 91). В обе стороны от максимума интенсивность солнечного излучения убывает.

Солнечный спектр далеко простирается в невидимые коротковолновую и длинноволновую области. Результаты внеатмосферных наблюдений спектра Солнца, полученные с ракет и искусственных спутников показывают, что до длин волн около 2000 A характер солнечного спектра такой же, как и в видимой области. Однако в более коротковолновой области он резко меняется: интенсивность непрерывного спектра быстро падает, г темные фраунгоферовы линии сменяются яркими эмиссионными (рис. 124).

Инфракрасная область солнечного спектра до 15 мк частично поглощается при прохождении сквозь земную атмосферу (рис. 125). Здесь расположены полосы молекулярного поглощения, принадлежащие в основном водяным парам, кислороду и углекислому газу. С Земли видны лишь некоторые участки солнечного спектра между этими полосами. Для длин волн, больших 15 мк, поглощение становится полным, и спектр Солнца доступен наблюдениям только с больших высот или внеатмосферными методами. Поглощение спектра Солнца молекулами воздуха продолжает оставаться сильным вплоть до области радиоволн длиной около 1 см, для которых земная атмосфера снова становится прозрачной. При этом обнаруживается, что в радиодиапазоне интенсивность солнечного спектра значительно больше, чем должна быть у тела с температурой 6000°. Убывание интенсивности радиоспектра Солнца с ростом длины волны в диапазоне метровых волн происходит так же, как и у абсолютно черного тела, имеющего температуру в миллион градусов. Другой важной особенностью радиоизлучения Солнца является его переменность, увеличивающаяся с ростом длины волны. Этим радиодиапазон существенно отличается от видимой области спектра, интенсивность которой исключительно постоянна. Подобной же переменностью обладает и рентгеновское излучение Солнца.

Важнейшей особенностью солнечного спектра от длины волны около 1600 A до инфракрасного диапазона является наличие темных фраунгоферовых линий поглощения. По длинам волн они в точности соответствуют линиям испускания разреженного светящегося газа. Появление их в поглощении в спектре солнечной атмосферы обусловлено значительно большей ее непрозрачностью к излучению в этих линиях, чем в соседнем непрерывном спектре. Тем самым в них мы наблюдаем излучение, исходящее от более наружных, а следовательно, и более холодных слоев. Дополнительное поглощение вызвано соответствующими атомами, которые возбуждаются за счет поглощенных квантов. Возбужденные атомы тут же переизлучают поглощенную энергию, причем одинаково по всем направлениям. Этот процесс называется атомным рассеянием. Он наиболее важен при образовании фраунгоферовых линий. Поэтому по их интенсивности можно судить о количестве рассеивающих атомов в атмосфере.

Самая сильная линия солнечного спектра находится в далекой ультрафиолетовой области. Это — резонансная линия водорода La (Лайман-альфа) с длиной волны 1216 A (рис. 124).

В видимой области наиболее интенсивны резонансные линии H и К ионизованного кальция (см. рис. 123). После них по интенсивности идут первые линии бальмеровской серии водорода Нa , Hb , Нg , затем резонансные линии натрия D1 и D2 , линии магния, железа, титана и других элементов (см. рис. 123). Остальные многочисленные линии отождествляются со спектрами примерно 70 известных химических элементов из таблицы Д.И. Менделеева и хорошо изученных в лаборатории. Присутствие этих линий в спектре Солнца свидетельствует о наличии в солнечной атмосфере соответствующих элементов. Таким путем установлено присутствие на Солнце водорода, гелия, азота, углерода, кислорода, магния, натрия, кальция, железа и многих других элементов.

Для количественного определения содержания различных химических элементов на Солнце необходимо применить метод, описанный в § 109. Результаты показывают, что вещество Солнца имеет тот же химический состав, что и другие космические объекты (кроме Земли и других планет), среднее содержание элементов в которых приведено в табл. 3.

Преобладающим элементом на Солнце является водород. По числу атомов его примерно в 10 раз больше, чем всех остальных элементов, и на его долю приходится около 70% всей массы Солнца (водород — самый легкий элемент).

Следующим по содержанию элементом является гелий — около 29% массы Солнца. На остальные элементы, вместе взятые, приходится чуть больше 1%. В некоторых случаях важно знать содержание элементов, обладающих определенными свойствами. Так, например, общее количество атомов металлов в атмосфере Солнца почти в 10 000 раз меньше, чем атомов водор

Источник