Чтение онлайн

Вероятно, вы заметили, что при такой системе чем слабее звезда, тем выше значение ее звездной величины. Самые слабые объекты, едва видимые при помощи телескопов, имеют звездную величину, примерно равную +26. Звездная величина самой яркой звезды на нашем небе, Сириуса, равна -1,42, а планеты Венера в максимуме яркости -4,4. Видимая звездная величина нашего Солнца равна -26,7. Более чем 52 звездные величины, или 1021 в единицах относительной энергии, получаемой Землей, отделяют Солнце от самых слабых галактик. От Солнца приходит столько же света, сколько мы получили бы от 104 млн. звезд, подобных Сириусу. Необходимо подчеркнуть, что такое различие связано не с тем, что Солнце является сверхмощной звездой, а просто потому, что оно близко от нас.

Астрономы заинтересованы в измерении солнечной энергии для того, чтобы понять, как работает Солнце. Метеорологи интересуются Солнцем с точки зрения его влияния на климат. Для этого на тысячах метеорологических станций, разбросанных по всему миру, ежедневно измеряется интенсивность солнечного излучения.

Для того чтобы следить, что происходит на солнечной поверхности, или, как говорят, за погодой на Солнце, нужны телескопы специального рода. Они обычно совсем не похожи на другие астрономические телескопы из-за двух основных факторов. Во-первых, траектория Солнца по небу проходит в фиксированных интервалах высот и углов относительно горизонта, поэтому в отличие от астрономических телескопов не нужно, чтобы телескоп мог быть направлен на любую точку неба. Во-вторых, яркость Солнца достаточно велика, и задача заключается не в том, чтобы собрать большое количество света, а в получении изображений высокого качества. Первая особенность приводит к тому, что часто основная структура телескопа неподвижна, и только единственное подвижное зеркало, называемое гелиостатом, служит для направления света в телескоп. Из второй особенности вытекает необходимость использовать длиннофокусные зеркала или объективы для построения изображения Солнца, так как при этом солнечные изображения имеют большие размеры и не так ярки.

Одним из самых больших современных солнечных телескопов является солнечный телескоп типа Мак-Мас Национальной обсерватории Китт-Пик, США, Аризона. Днем он используется для изучения Солнца, а ночью на нем можно производить некоторые звездные работы. На высокой 35-метровой башне укреплен гелиостат. Это следящее за Солнцем зеркало имеет диаметр 1,5 м, оно поворачивается вслед за Солнцем и отражает солнечный свет вниз вдоль оси телескопа. Главная ось телескопа параллельна оси вращения Земли. Фокусное расстояние равно 90 м, поэтому 3/5 телескопа расположены под поверхностью Земли. Большой фокус телескопа приводит к образованию большого изображения Солнца диаметром в 90 см. Это позволяет солнечным астрономам различать на поверхности Солнца многочисленные детали и их изменения день ото дня. Чтобы изображение Солнца было стабильным, воздух внутри телескопа охлаждается. Для этого по трубам, проложенным вдоль стен башни, пропускается холодная вода. На этом замечательном телескопе «солнечники» могут детально исследовать магнитные поля, движение и состав атмосферы Солнца.

Солнечные башни имеются на ряде обсерваторий. В основном они похожи на солнечный телескоп обсерватории Кит-Пик, хотя конструкция основного туннеля обычно вертикальна, а не наклонна. В США такие башни имеются на обсерваториях Маунт Вилсон и Биг Бер. Обсерватория Биг Бер расположена посреди маленького горного озера. Такое место было выбрано потому, что наблюдения Солнца проводятся чаще всего около полудня, когда Солнце сильно нагревает окружающее пространство. В результате солнечное изображение из-за поднимающихся потоков теплого воздуха портится, замывается. Над большим пространством воды этот эффект намного слабее.

Солнце исследуется не только путем прямого фотографирования, но и при помощи исследования спектра излучения. Этим занимается солнечная спектроскопия. Солнечный спектр несет в себе важную информацию о температуре и составе внешних слоев Солнца. Примером солнечного спектра в природе является радуга, возникающая в результате отражения и преломления света Солнца в водяных каплях. Однако спектры радуги не столь совершенны, чтобы по ним можно было исследовать Солнце.

Первым серьезным спектроскопистом был самый выдающийся из кембриджских астрономов Исаак Ньютон. Научная работа Ньютона охватывала такие области, как математика, природа света, астрономия и гравитация. В конце своей жизни он был назначен на должность сначала хранителя, а потом и директора Королевского Монетного двора. В память об этом в Великобритании в 1978 г. была выпущена банкнота достоинством в один фунт, на оборотной стороне которой были перечислены (частично неверно) некоторые из научных достижений Ньютона, в частности его планетарная теория, работы в спектроскопии, создание отражательного телескопа. Ньютон провел многочисленные оптические опыты и показал, что призма расщепляет белый свет на различные цвета. В 1665 г. он произвел разложение солнечного света, поставив призму на пути узкого пучка света, проникающего в комнату через щель в оконных ставнях. Другое важное открытие в области спектроскопии сделал ученый и астроном Вильям Гершель. Он устанавливал термометр в различных по цвету участках спектра и регистрировал температуру. Показания термометра росли при переходе от синего цвета к красному. К своему большому удивлению он обнаружил, что, если передвинуть термометр дальше за красный участок спектра в невидимую его часть, температура продолжает расти! Гершель совершенно случайно натолкнулся на невидимую тепловую радиацию и тем самым основал новую область науки — инфракрасную астрономию.

Продолжая исследования солнечного спектра, Вильям Волластон (который был частично слеп) сначала послал солнечный свет на призму через узкую щель. В 1902 г. он обнаружил, что в спектре солнечного света существуют темные полосы. Он насчитал семь таких полос: две в красной части, три в зеленой и две в сине-фиолетовой. Это замечательное открытие привлекло внимание к Солнцу многих исследователей. В 1814 г. Йозеф фон Фраунгофер в Мюнхене получил солнечный спектр хорошего качества. Он зарегистрировал около 500 линий. В честь этого открытия все темные линии спектра Солнца называются фраунгоферовыми.

В 1821 г. Фраунгофер ввел существенное усовершенствование в области солнечной спектроскопии, начав использовать дифракционную решетку вместо призмы. Решетка работает на принципе дифракции, в то время как в призме происходит рефракция или изменение направления света. Это связано с тем, что в более плотных средах распространение света происходит с меньшей скоростью, причем уменьшение скорости зависит от длины волны: красный свет распространяется медленнее синего. Дифракцию понять немного труднее, но принцип явления можно описать следующим образом.

Когда луч света встречает край твердого препятствия, он рассеивается этим экраном в виде расходящегося пучка. Если таких краев много, как, например, при прохождении через решетку, состоящую из сотен тонких нитей, то рассеянный свет представляет собой целый ряд расходящихся пучков. Свет, дифрагированный элементами решетки, вдоль некоторых направлений будет усиливаться. Усиление возникает, если разность хода лучей, идущих от различных элементов, равна целому числу длин волн. Поскольку величина разности хода зависит от длины волны, то свет усиливается в данном направлении только для определенной длины волны. Поэтому, когда мы смотрим на решетку под различными: углами, мы видим максимумы яркости, соответствующие различным длинам волн, т.е. видим солнечный свет, разложенный в спектр. Если вы никогда не видели такую картину, то, вероятно, наше упрощенное объяснение не очень убедительно. Подобный эффект вы можете наблюдать, наклоняя обычную грампластинку относительно падающего солнечного света. Бороздки пластинки здесь играют роль штрихов решетки.

В солнечной спектроскопии используются большие решетки, достигающие 10 см, на которых нанесены десятки тысяч штрихов. При совместном использовании телескопа и спектрометра можно изучать спектр различных частей солнечного диска, и исследовать изменения температуры, состава и скорости внешних слоев Солнца. Каждый слой солнечной атмосферы характеризуется определенным интервалом значений температуры и давления. Поэтому и оптические свойства каждого слоя различны. Так же как геологи последовательно снимают слои земной поверхности, соответствующие различным эпохам истории Земли, так и спектроскописты своими методами могут проникать сквозь различные слои атмосферы Солнца.

Для усиления контраста фотографы часто используют цветные фильтры. Желая запечатлеть образование облаков, они ставят перед объективом красный фильтр, отсекая голубой цвет ясного неба. Подобная методика дает ценные результаты в астрономии. Так, у спиральной галактики, сфотографированной в синем свете, хорошо видны рукава; рисунок газовой туманности, наоборот, рельефнее виден в красном свете. Однако используемые для этих целей цветные стекла или желатиновые фильтры широкополосны, так, они могут пропускать свет в полосе длин волн, равной примерно 100 нанометрам (нанометр составляет 10– 9 м и часто выражается в ангстремах, 1 нанометр равен 10А). Для научной работы имеются фильтры с меньшей полосой пропускания до 0,01 нанометра, или 0,1 А. Для построения таких фильтров используется принцип интерференции света в оптической системе фильтра. Свет отражается на различных элементах фильтра таким образом, что в результате гасится все, кроме излучения в выбранном спектральном интервале, который может быть сделан очень узким (до 0,01 нм). (Как было упомянуто выше, только через такие фильтры можно смотреть прямо на Солнце.) Интерференционный фильтр может обрезать 99,95% падающего света, зато излучение в выбранном интервале длин волн проходит полностью. Достоинство этих фильтров заключается как раз в том, что можно рассматривать солнечный диск в очень узком участке спектра. Как мы увидим, это очень важно для изучения различных слоев атмосферы Солнца.

Солнечный свет излучается различными слоями солнечной атмосферы. Как я уже отмечал, температура и давление меняются во внешних слоях Солнца. Красное излучение приходит из более глубоких слоев, чем синее. Желтый свет Солнца, видимый нами невооруженным глазом, является смесью излучений, выходящих из различных слоев. Изучая Солнце в определенных длинах волн, мы тем самым рассматриваем различные слои солнечной «луковицы». Это очень мощное средство для выделения отдельных слоев, особенно если наблюдения ведутся в одной из фраунгоферовых спектральных линий. Например, на фотографиях (называемых спектрогелиограммами), полученных в свете линии К ( 393,4 нм) ионизованного атома кальция, видны яркие области, особенно вблизи солнечных пятен, где атомы кальция чрезвычайно возбуждены.