Сонячні плями
Сонце – єдина з усіх зірок, яку ми бачимо не як блискучу крапку, а як сяючий диск. Завдяки цьому астрономи мають можливість вивчати різні деталі на його поверхні.
Що ж таке сонячні плями?
Плями на Сонці – далеко не стійкі освіти. Вони виникають, розвиваються і зникають, а замість зниклих з’являються нові. Зрідка утворюються пятнаісполіни. Так, у квітні 1947 року на Сонці спостерігалося складне пляма: його площа перевищувала площу поверхні земної кулі в 350 разів! Воно було добре видно неозброєним оком.
Такі великі плями на Сонці помічалися ще в стародавні часи. У Никонівському літописі за 1365 рік можна знайти згадку про те, як наші предки на Русі бачили на Сонце крізь дим лісових згарищ “темні плями, аки цвяхи”.
З’являючись на східному (лівому) краю Сонця, переміщаючись по його диску зліва направо і зникаючи за західним (правим) краєм денного світила, сонячні плями дають прекрасну можливість не тільки переконатися в обертанні Сонця навколо осі, а й визначити період цього обертання (точніше він визначається по доплеровскому зміщення спектральних ліній). Вимірювання показали: період обертання Сонця на екваторі становить 25,38 доби (по відношенню до спостерігача на рухомій Землі – 27,3 діб), в середніх широтах – 27 діб і біля полюсів близько 35 діб. Таким чином, на екваторі Сонце обертається швидше, ніж біля полюсів. Зональний обертання світила свідчить про його газоподібному стані. Центральна частина великого плями в телескоп виглядає зовсім чорною. Але плями тільки здаються темними, оскільки ми спостерігаємо їх на тлі яскравої фотосфери. Якби пляма можна було розглядати окремо, то ми б побачили, що воно світиться сильніше, ніж електрична дуга, так як його температура близько 4500 К, тобто на 1500 К менше температури фотосфери. Сонячне пляма середніх розмірів на тлі нічного неба здавалося б таким же яскравим, як Місяць у фазі повного місяця. Тільки плями випускається не жовтий, а червоне світло.
Зазвичай темне ядро великого плями буває оточене сірої півтінню, що складається зі світлих радіальних волокон, розташованих на темному тлі. Вся ця структура добре видно навіть в невеликий телескоп.
Ще в 1774 році шотландський астроном Олександр Вілсон (1714-1786), спостерігаючи плями біля краю сонячного диска, зробив висновок, що великі плями є заглибленнями в фотосфері. Надалі розрахунки показали, що “дно” плями лежить нижче рівня фотосфери в середньому на 700 км. Словом, плями – гігантські воронки в фотосфері.
Навколо плям в променях водню чітко видно вихровий будова хромосфери. Ця вихрова структура вказує на існування бурхливих рухів газу навколо плями. Такий же малюнок створюють залізні ошурки, насипані на лист картону, якщо під ними розташувати магніт. Подібна подібність змусило американського астронома Джорджа Хейла (1868-1938) запідозрити, що сонячні плями – величезні магніти.
Хейлі було відомо, що спектральні лінії розщеплюються, якщо випромінює газ знаходиться в магнітному полі (так зване зєємановських розщеплення). І коли астроном порівняв величину розщеплення, що спостерігався в спектрі сонячних плям, з результатами лабораторних дослідів з газом в магнітному полі, то виявив, що магнітні поля плям в тисячі разів перевищують індукцію земного магнітного поля. Напруженість магнітного поля у поверхні Землі близько 0,5 Ерстед. А в сонячних плямах вона завжди понад 1500 Ерстед – іноді сягає 5000 Ерстед!
Відкриття магнітної природи сонячних плям – одне з найважливіших відкриттів в астрофізиці початку XX століття. Вперше було встановлено, що магнітними властивостями володіє не тільки наша Земля, але і інші небесні тіла. Сонце в цьому відношенні вийшло на перший план. Тільки наша планета має постійне дипольне магнітне поле з двома полюсами, а магнітне поле Сонця відрізняється складною структурою, і мало того, воно “перевертається”, тобто змінює свій знак, або полярність. І хоча сонячні плями є вельми сильними магнітами, загальне магнітне поле Сонця рідко перевищує 1 Ерстед, що в кілька разів більше середнього поля Землі.
Сильне магнітне поле плям якраз і є причина їх низької температури. Адже поле створює ізоляційний шар під плямою і завдяки цьому різко уповільнює процес конвекції – Зменшує приплив енергії з глибин світила.
Великі плями воліють з’являтися парами. Кожна така пара розташовується майже паралельно сонячного екватора. Провідне, чи головне, пляма рухається зазвичай трохи швидше, ніж замикає (хвостове) пляма. Тому протягом перших кількох днів плями віддаляються один від одного. Одночасно розмір плям збільшується.
Часто в проміжку між двома основними плямами з’являється “ланцюжок” маленьких плям. Після того як це відбудеться, хвостове пляма може зазнати швидкий розпад і зникнути. Залишається тільки провідне пляма, яке зменшується повільніше і живе в середньому в 4 рази довше свого компаньйона.
(1 votes, average: 5.00 out of 5)