1 12.02.2021 Група №32 Фізика і астрономія Урок № 73 Тема: Сучасні наземні й космічні телескопи. Астрономічні обсерваторії Мета: освітня:ознайомити учнів із сучасними телескопами та астрономічними обсер-ваторіями; з’ясувати їх практичне значення; розвиваюча: розвивати в учнів логічне мислення, експериментальні вміння та дослідницький характер; виховна: виховувати уважність, зацікавленість у матеріалі, що вивчається. Матеріал до уроку Телескоп — прилад для спостереження віддалених об'єктів. Термін «телескоп» також вживається для позначення астрономічних приладів для спостережень електро-магнітних хвиль невидимих для людського ока (інфрачервоні, ультрафіолетові, рент-генівські, гамма- і радіотелескопи), а також для реєстрації відмінного від електромаг-нітного випромінювання (нейтринні та гравітаційні телескопи). Оптичні телескопи поділяються на два типи — рефрактори і рефлектори. Ре-фрактор — це прилад, у якому в якості об'єктива слугує лінза. У рефлекторі, на відміну від рефрактора, для концентрування електромагнітного випромінювання ви-користовується дзеркало. 1. Телескоп БТА на Північному Кавказі БТА (абревіатура від рос. Большой Телескоп Азимутальный) — великий азиму-тальний телескоп із діаметром дзеркала 6 метрів. Споруджений 1975 року в СРСР, встановлений у Спеціальній астрофізичній обсерваторії на Північному Кавказі, непо-далік станиці Зеленчуцька на висоті 2070 м, на плато поблизу гори Пастухова. Гео-графічні координати: широта 43°39'12" і дов-гота 41°26'30". До того найбільшим був телескоп Хойла з діаметром дзеркала 5 м, що розта-шований у Паломарській обсерваторії (США). Головним конструктором телескопа був Баграт Костянтинович Іоаннісіані. У процесі проектування було вирішено застосувати азимутальне монтування телескопа (замість розповсюдженого тоді екваторіального) завдяки чому телескоп і отримав на-зву азимутальний. Як засвідчила подальша експлуатація, вибір такої схеми
монтуван-2 ня виявився цілком виправданим. У подальшому обрана схема стала звичайною для всіх великих телескопів. Загалом у конструкції телескопа було застосовано цілу низку новацій. Загальна маса конструкції телескопа становить близько 850 тонн, а маса рухомої частини — близько 650 тонн. Головне дзеркало має діаметр 605 см. Його вага становить близько 42 тонн. Відби-ваючу поверхню дзеркала виготовлено з алю-мінію, яким дзеркало вкривають у вакуумній камері. Оскільки покриття потрібно поновлю-вати раз на декілька років, відповідну устано-вку змонтовано безпосередньо в головному куполі обсерваторії. Для дзеркала телескопа було відлито три заготовки вагою 70 тонн кожна. Пе-рша з них охолоджувалася протягом дев'яти місяців, але виявилося, що це надто «швидко», внаслідок чого заготовка тріснула. Другу заготовку охолоджували протягом двох років. Для обробки заготовки та надання їй відповідної форми було витрачено близько 7000 карат алмазів. Після дос-тавки на телескоп другого дзеркала та його монтажу було виявлено дефекти. У серпні 1978 року до обсерваторії було доставлено нове дзеркало. Його алю-мінували 1979 року та встановили на телескоп. 1985 року на головному дзеркалі було помічено плями. 1990 року зафіксовано їхній розвиток, проте нанесення нового алю-мінєвого покриття дозволило їх приховати. 1995 року зафіксовано порушення поліро-ваної поверхні, що вже не приховувалося нанесенням відбиваючого покриття. Аналіз проблеми виявив, що «винним» був технологічний процес алюмування дзеркала. Він передбачав обробку дзеркала азотною кислотою (для нейтралізації лужного розчину), тоді як особливе скло, з якого виготовлено дзеркало, дуже нестійке до дії кислот. Тех-нологічний процес було скориговано, але відновлення полірованої поверхні на місці експлуатації виявилося невдалим. Дзеркало потребує переполіровки або заміни на си-талове. 2. Чилі. Європейська Південна обсерва-торія побудувала телескоп Very Large Teleskope (VLT) – комплекс із чотирьох окремих дзеркальних телескопів з апертурою 8,2 м кожен: Анту (Сонце), Куєн (Місяць), Меліпал (Південний Хрест) та Єпун (Венера), що працюють в оптичному діапазоні та утво-рюють величезний інтерферометр. ДВТ побу-дований та керується Європейською
півден-3 ною обсерваторією (ESO) на обсер-ваторії Паранал, що розташована на горі Серро Паранал (висота 2635 м над рівнем моря) в пустелі Атакама в північній частині Чилі. До складу інтерферометра входять також 4 допоміжних пересувних телескопи з апертурою 1,8 м. Працюючи ра-зом у режимі інтерферометра теле-скопи можуть досягти кутової роз-дільної здатності в 1 кутову мілісе-кунду, що еквівалентно відстані між фарами авто, поміщеного на Місяць, при його спостереженні із Землі. Телескоп почав працювати у 1998 році.
3. Великий бінокулярний телескоп (англ. The Large Binocular Telescope (LBT)) – це високотехнологічне об-ладнання для сучасних астрономіч-них досліджень. Він представляє со-бою телескоп з двома велетенськими дзеркалами діаметром 8,4 метри. LBT розміщений на висоті 3190 метрів над рівнем моря на горі Грем в Аризоні. Змонтовані дзеркала на одній поверхні і одночасно наво-дяться на різні космічні об'єкти. За схожість з біноклем і дала назву телескопу. Великий бінокулярний телескоп – спільний проект: штат Аризона, Університет Аризони, Університет штату Аризона, Німеччина, Університет Нотр-Дам, Університет Міннесоти, Університет Вірджинії, Університет штату Огайо. Телескоп був побудова-ний в жовтні 2004 року та побачив перше світло з єдиним на той час дзеркалом 12 жо-втня 2005 року, яке дало змогу побачити NGC 891. Друге основне дзеркало було вста-новлене в січні 2006 року та стало до ладу в січні 2008 року. Перші одержані зображення поєднали ультрафіолетовий та зелений колір та під-креслили масивні ділянки недавно сформованих гарячих зір. Друге зображення поєднало два темно-червоних кольори, щоб висунути на передній план більш гладкий розподіл старіших, холодніших зір. Третє зображення поєднало ультрафіолетове, зе-лене, глибоке червоне світло та показало структуру гарячих, прохолодних зірок у га-лактиці.
4
4. Великий телескоп Канарських островів (ісп. el Gran Telescopio de Canarias) — телескоп-рефлектор обсерваторії «Дель Рок де лос Мучачос» на Канарських ос-тровах (о.Пальма, м. Лас Пальмас) в Іспанії. Телескоп має дзеркало діамет-ром 10,4 м, котре складається з 36 ше-стикутних сегментів, і передову техно-логію спостереження за космічними тілами. Став до ладу 24 липня 2009 р. і на той час був найбільшим у світі. На церемонії були присутні король Іспанії Хуан Карлос I, міністр науки й інно-вацій Кристина Гармендіа, деякі інші керівники, а також представники нау-кових кіл. Перше представлення телескопа відбулося 14 липня 2007 року. На церемонії відкриття Великого канарського телескопа принц Астурії Філіп навів головне дзеркало пристрою на Полярну зорю. Принц Філіп ще у 2000 році заклав перший камінь у фун-дамент будівлі, в якій перебуває телескоп. Серед завдань телескопа — спостереження за найвіддаленішими тілами Все-світу з високим ступенем візуальної густоти, вивчення чорних дір. При цьому скоро-чуються тимчасові витрати на спостереження, що стало можливим завдяки його вели-чезним дзеркалам, які збирають багато світла. На створення цього телескопа, розташованого на висоті більше 2 тис. м витра-тили понад €104 млн, 90% з яких внесла Іспанія, а 10% — Мексика і США[1]. У його створенні взяло участь більше 1000 осіб і 100 компаній. 5. Космічний телескоп ,,Габбл“
Космічний телескоп «Габбл» (англ. Hubble Space Telescope, HST) — американ-ський оптичний телескоп, розташований на навколоземній орбіті 1990 року. Спільний проект NASA і Європейського космічного агентства (ЄКА). Телескоп названо на честь Едвіна Габбла. Телескоп «Габбл» — унікальна бага-тоцільова орбітальна обсерваторія, найбільша серед запущених у космос у XX сторіччі. Є першим апаратом із серії «Великі обсервато-рії». Попри невдалий початок роботи (телес-коп було запущено на орбіту із дефектом го-ловного дзеркала) зусиллями космічної експе-диції дефект вдалося майже повністю компен-сувати, що надало змогу наблизитися до розрахункових характеристик[1]. Подальші
5
експедиції вдосконалили телескоп і за його допомогою здійснено багато важливих спостережень.
Телескоп працює і може використовуватися до 2030—2040. Його наступник James Webb Space Telescope (JWST) запланований до запуску в травні 2020.
Домашнє завдання Написати конспект. Виконати презентацію або реферат на тему «Найбільші теле-скопи світу». 12.02.2021 Група №32 Фізика і астрономія Урок № 74 Тема: Зорі та їх класифікація. Сонце, його фізичні характеристики, будова та джерела енергії. Прояви сонячної активності та їх вплив на Землю Мета: освітня: ознайомити учнів з фізичними характеристиками Сонця як зорі (ввести поняття радіуса Сонця, маси, температури, світності, тощо), з його хімічним складом та внутрішньою будовою, з основними даними про його атмосферу; формувати уяв-лення про Сонце, його структуру та умови існування; розвиваюча: розвивати в учнів логічне мислення, експериментальні вміння та дослідницький характер; виховна: виховувати уважність, зацікавленість у матеріалі, що вивчається. Матеріал до уроку Світності, радіуси і температури зір. Дослідження багатьох тисяч об'єктів зо-ряного неба привели до висновку, що за своєю світністю зорі істотно відрізняються між собою. Одні з них мають світності у сотні, тисячі чи навіть мільйони разів більші від світності Сонця, а інші, навпаки, у сотні, тисячі й навіть сотні тисяч разів менші за неї. Найбільшу світність у Галактиці має зоря Н093129А з комплексу Т в сузір'ї Кіля ‒ вона світиться як мільйон наших Сонць. З іншого боку, світність найближчої до Сонця зорі Проксіми Кентавра становить лише . Тільки 18 000 таких Проксім, разом узятих, будуть світити як наше Сонце. Як виявляється, у Галактиці зір з малими і дуже малими світностями в десятки разів більше, ніж таких, як Сонце, і в тисячі разів біль-ше, ніж потужних зір, світності яких перевищують сонячну. Із 40 найближчих до нас зір лише три мають світність більшу за сонячну. Те ж саме можна сказати і про розміри зір. Є зорі-гіганти і надгіганти, радіуси яких у сотні й тисячі разів перевершують сонячні. І навпаки, є зорі-карлики, радіуси
6 яких у десятки і сотні разів менші від К. А радіуси нейтронних зір становлять лише 10-30 км. Температура більшості зір знаходиться в межах від 2 500 К до ЗО 000 К, хоча ві-домі й такі зорі, для яких вона менша або більша вказаних меж. Спектри і спектральна класифікація зір. Вже при першому знайомстві з зоря-ним небом привертає увагу відмінність зір за їхніми кольорами. Набагато сильніше ця відмінність проявляється при розгляданні спектрів. Як правило, зорі мають непере-рвний спектр, на який накладаються спектральні лінії, частіше за все поглинання, але в спектрах деяких зір видно і яскраві лінії випромінювання. Найважливіші відмінності спектрів зір полягають у кількості та інтенсивності спектральних ліній, а також у розподілі енергії в неперервному спектрі. Як виявилося, серед сотень тисяч зір важко знайти хоча б дві, спектри яких були б однаковими. І все ж, якщо нехтувати дрібнішими відмінностями, ці спектри можна поділити на декілька спектральних класів. Загальновживаною є Гарвардська класифі-кація, створена в Гарвардському університеті в США. Спектральні класи в цій класи-фікації позначено літерами латинського алфавіту в такому порядку: R-N ІО-B-A-F-G-K-M ІS Причому всередині кожного класу введено поділ на 10 підкласів, які познача-ються цифрами від 0 до 9, цифри ставляться після букви (наприклад, AO, А1....А9, FQ...). Так утворюється плавна послідовність підкласів. Класи О, В, А названо гарячими, або ранніми, класи F і І ‒ сонячними, К, М ‒ холодними або пізніми. Для запам'ятовування послідовності спектральних класів придумано декілька жартівливих фраз, як ось англійською мовою: «Oh Be A Fine Girl Kiss Ме», або україн-ською: «Обидва Фазани Жовтим Кольором Мазані Рядком Надуті Сидять».
Основним критерієм спектральної класифікації є інтенсивність атомних спект-ральних ліній і молекулярних смуг. Фізичне обґрунтування спектральної класифікації полягає в тому, що вона фактично є температурною класифікацією. Тобто зовнішній вигляд спектра залежить від температури на поверхні зорі, і при переході від пізніх
7 спектральних класів до ранніх температури збільшуються. Водночас спектральна послідовність є і послідовністю кольору, адже різний ко-лір зір також залежить від температури. За різних температур максимум інтенсивності неперервного спектра припадає на різні його ділянки. Якщо максимум випромінюван-ня зорі знаходиться у червоній частині спектра, то її колір буде червоним, якщо у бла-китній ‒ блакитним. А якщо зоря випромінює з однаковою інтенсивністю весь непере-рвний спектр, то її колір буде білим. Тому навіть без фотометричних вимірів, тільки за зовнішнім виглядом спектрограми зорі, як кажуть, «на око», можна оцінити її темпе-ратуру. Діаграма спектр-світність. Датський астроном Е. Герцшпрунг і дещо пізніше американський астрофізик Г. Рессел у 1905-1913 pp. виявили існування залежності між виглядом спектра (тобто температурою) і світністю зір. Ця залежність ілюструється графіком, по одній осі якого відкладають спектра-льний клас, а по другій ‒ абсолютну зоряну величину. Такий графік названо діаграмою спектр-світність або діаграмою Герцшпрунга-Рессела (ГР). Замість абсолютної зоряної величини можна відкладати світність, а замість спектральних класів ‒ температуру. На 1 000 зір головної послідовності припадає один гігант, а на 1 000 гігантів ‒ один надгігант. Паралельно головній послідовності, але дещо нижче від неї, розташо-вана послідовність субкарликів. Від зір головної послідовності вони відрізняються значно меншим вмістом металів. І нарешті, в лівому нижньому куті діаграми розташовані білі карлики ‒ група зір, світності яких у сотні разів менші від сонячної. Тут перебуває близько 10 % загальної кількості зір із околиць Сонця.
8 Ключ до розуміння діаграми ГР було знайдено тоді, коли з'ясувалося, що місце, яке займає зоря на головній послідовності, залежить від її маси. Звернімо увагу на цікаву обставину: зорі однакового спектрального класу, і отже й температури, на діаграмі ГР розташовуються в різних її точках. Є зорі класу М, які знаходяться на діаграмі високо, тобто мають великі маси, і є зорі того ж класу, але ро-зташовані в самому низу головної послідовності, тобто мають маленькі маси. Перші з них належать до надгігантів, а другі до карликів. Яким же чином можна відрізнити перші від других, якщо вони мають однакову температуру поверхні та схожі спектри? Належність зорі до гігантів чи карликів ви-значається за зовнішнім виглядом одних і тих же спектральних ліній, адже у гігантів і карликів вони дещо різняться за інтенсивністю і шириною. Порівнюючи інтенсивності ліній певних елементів, досить просто виявити, яка ця зоря ‒ карлик чи гігант. Моделі зір. Про внутрішню будову зір можна дізнатись тільки шляхом розрахунків і подальшим порівнянням їх зі спостережними даними. Якщо для будь-якої зорі відомі маса і радіус, то можна отримати уявлення про фізичні умови в її надрах тим же шляхом, як це було зроблено для Сонця. З'ясувалося, що при переміщенні вгору вздовж головної послідов-ності радіуси й температури в надрах зір зростають. Залежно від того змінюється й характер термоядерних реакцій у їхніх надрах. У зорях пізніх спектральних класів G, К, М, як і в Сонці, виділення ядерної енер-гії відбувається внаслідок реакції протон-протонного циклу. В гарячих зорях ранніх спектральних класів О, В, А температура в надрах яких вища і становить десятки мі-льйонів К, головну роль у перетворенні водню на гелій відіграє вуглецево-азотний цикл, що дає значно більше енергії. Цим і пояснюється їхня велика світність. Таким чином, слід чекати, що зорі на різних ділянках діаграми ГР, мають різну будову, що підтверджується розрахунками. Згідно з розрахунками у зорях верхньої частини головної послідовності внаслі-док дуже інтенсивного виділення енергії випромінювання не здатне винести з надр усю енергію, яка утворилась. А тому в зорях, маса яких становить більше ніж , енергію переносить сама речовина, яка починає перемішуватись у центральних райо-нах. На відміну від Сонця, де існує променисте ядро, в таких зорях виникає централь-на конвективцентраль-на зоцентраль-на, розміри якої становлять близько чверті її радіуса. Шари, що ото-чують центральну конвективну зону, аж до фотосфери, перебувають у стані
променис-9 тої рівноваги, як це має місце на Сонці у відповідній зоні. Зорі нижньої частини головної послідовності за своєю будовою подібні до Сон-ця, тобто мають променисте ядро, зону променистої рівноваги і конвективну зону. Що холодніша зоря, то протяжніше у неї конвективна зона. Вкрай неоднорідну структуру мають червоні гіганти. З вигоранням водню в центральних зонах зорі область енерговиділення поступово зміщується на периферію. Внаслідок цього утворюється тонкий шар, де тільки і може відбуватись воднева реак-ція. Цей шар ділить зорю на дві істотно різні частини: внутрішню («гелієве ядро»), де реакції не відбуваються з причини відсутності водню, і зовнішню потужну конвектив-ну зоконвектив-ну, де водень є, але реакції не відбуваються через низьку температуру. Сонце - центральне тіло Сонячної системи. Це статично-симетрична газо-ва куля, властивості речовини якої залежать лише від відстані тієї або іншої точки до центра кулі. Це рядова типова зірка Галактики. Знаючи відстань Земля-Сонце (1a.о. = 149600000 млн км) і кутовий радіус Сонця 6 1 r , можна знайти його лінійний радіус Rc 696000км. Радіус Сонця в 109 разів пе-ревищує радіус Землі. За допомогою третього закону Кеплера визначено, що маса Сонця 30кг 10 0 , 2 . Можна обчислити густину Сонця 1,41 3 см г , що в 4 рази менша за середню густину Землі, проте у зовнішніх шарах зорі густина в мільйони разів менша, а в центрі - у сотні разів більша (152 т/м3 ). Хімічний склад Сонця встановили, досліджуючи його спектри поглинання та ви-промінювання. Неперервний спектр Сонця містить понад 10000 ліній поглинання, які називаються фраунгоферовими. Під час повного Сонячного затемнення, коли зникає створений поверхнею Сонця неперервний спектр, темні фраунгоферові лінії погли-нання замінюються яскравими лініями випромінювання гарячого газу хромосфери. Фотосферний склад (за масою) Водень 73,46 % Гелій 24,85 % Оксиген 0,77 % Карбон 0,29 % Ферум 0,16 % Неон 0,12 %
10 Нітроген 0,09 % Кремній 0,07 % Магній 0,05 % Сульфур 0,04 % Обертання Сонця. Регулярні спостереження поверхні Сонця, зокрема, за поло-женням на ній окремих деталей, привели до висновку, що Сонце обертається навколо своєї осі в тому ж напрямку, що і планети навколо нього, тобто проти годинникової стрілки, якщо розглядати рух з боку Північного полюса світу. Кутова швидкість його обертання зменшується з віддаленням від екватора. Так, сидеричний період обертання Сонця на екваторі становить 25 діб, а біля полюсів - 30 діб. Будова Сонця. Залежно від температури та процесів, що відбуваються, у внутрішній структурі Сонця умовно поділяють: 1) ядро - поблизу центра температура, тиск і густина сягають таких величин, що всі атоми знаходяться в стані високого ступеня іонізації, тоді зростає вірогідність взаємодії між елементарними частинками та атомними ядрами і відбуваються ядерні реакції. Для подолання кулонівських сил між частинками необхідно мати величезні енергії, тобто температура плазми має бути дуже високою. Саме в той момент вини-кають термоядерні реакції. У першу чергу винивини-кають реакції синтезу легких ядер, а
11 еволюція зір починається з вигорання водню та інших хімічних елементів. Крім енергії, яка виділяється під час реакцій у вигляді - квантів і кінетичної енергії, вини-кають частинки - нейтрино, які вільно виходять з надер Сонця зі швидкістю близько світлової і майже не поглинаються речовиною на своєму шляху. Швидкості окремих термоядерних реакцій, а, отже, і величина потоків нейтрино сильно залежать від тем-ператури, густини, хімічного складу речовини. 2) Зону променистої рівноваги (проміжна зона) - шари лише переносять ви-промінення шляхом послідовних процесів поглинання і перевипромінювання високо енергетичних квантів. 3) Конвективна зона - тут відбувається рекомбінація іонів важких елементів з електронами. Різко зростає непрозорість речовини і через випромінення стає важче перенаправляти енергію, яка виходить з центральних областей. Фізичні умови різко змінюються: 1) дуже швидко падає температура; 2) зменшується ступінь іонізації газу і він стає більш ізотермічним, оскільки зміна температури в ньому швидко компен-сується переходом теплової енергії в іонізаційну і навпаки; 3) відбувається ослаблення іонізації, яке веде до непрозорості речовини. Всі ці процеси спричиняють виникнення активного перемішування самої речовини, тобто конвекції. Між конвективною і променевою зонами розташовується дуже тонка межа розділу, яка називається тахокліном, і на якій формуються зовнішні магнітні поля. 4) Фотосфера - атмосфера Сонця. У фотосфері утворюються гігантські конвек-тивні комірки. З конвекцією пов'язані утворення гранул і звукових хвиль (шуму). Кон-вективна зона відіграє дуже важливу роль у формуванні вище розташованої сонячної атмосфери, в яку розповсюджуються звукові та ударні хвилі, викликані конвективними і турбулентними рухами. Ще одним механізмом перенесення енергії з конвективної зони в атмосферу Сонця є магніто-гідродинамічні хвилі (МГД). В атмосфері Сонця утворюються потоки частинок сонячної речовини - сонячний вітер. Фотосфера - це нижня частина атмосфери Сонця, в якій формується його непере-рвний спектр. Одним із важливих ефектів, що виявляється при її вивченні, є ефект потемніння сонячного диска до його краю. Зменшення яскравості вказує на те, що температура газу, який висвічує енергію і випромінювання якого досягає спостерігача, зростає з глибиною. Товщина фотосфери близько 700 км. Рівень, де оптична товщина у довжині хвилі 5000 A0 дорівнює одиниці, умовно називають поверхнею Сонця. від цього рівня відлічують висоту h у напрямі до центра Сонця. Ще одним не менш важливим ефектом, який найкраще проявляється при спосте-реженнях Сонця зі стратостатних станцій або космічних кораблів, є грануляція - неод-норідна за яскравістю структура сонячної поверхні, яка в цілому нагадує розсипані рисові зерна. Кожне з таких утворень називається гранулою. У середньому видимі ку-тові розміри гранул дорівнюють 1", що відповідає 700-1000 км. Їхня яскравість більша, ніж у проміжках між ними. Це значить, що температура в гранулі вища, ніж у
навко-12 лишньому середовищі (приблизно на 200-300 К) Середня тривалість життя гранули 7 хв. Після цього гранула розпадається і на її місці виникають нові. Гранули - це потоки гарячого газу, які підіймаються вгору з середніми швидко-стями 0,5 км/с, тоді як темні проміжки між ними - це холодніший газ, який опускаєть-ся вниз. В кожний момент на поверхні Сонця можна налічити близько 4 млн конвек-тивних гранул. Крім гранул, розподілених практично рівномірно по поверхні Сонця, тут існує ще й супергрануляція - великомасштабна конвективна структура з розмірами комірок близько 35000 км, для якої властиві рухи супергранул з глибоких шарів до периферії зі швидкостями 0,1-0,5 км/с. Час життя супергранули близько доби, загальна їх кількість на поверхні Сонця досягає 5000. Кожен конвективний елемент виносить з глибини назовні не лише теплову, а й кінетичну енергію. У фотосфері від гранул у вигляді кінетичної енергії щосекунди надходить 22Дж 10 8 . Ця енергія переноситься звуковими і МГД хвилями, які руха-ються вгору через середовище, густина якого спадає в напрямі до поверхні, і врешті-решт перетворюються на ударні хвилі. Дисипація енергії останніх витрачається на нагрівання верхніх шарів сонячної атмосфери - хромосфери і корони. Тому їх темпе-ратура виявляється значно вищою, ніж темпетемпе-ратура фотосфери, яка розташована ниж-че. Під час повних сонячних затемнень, коли диск Місяця повністю закриває со-нячний і тим самим екранує випромінення фотосфери, навколо цього диска спо-стерігається вузький, товщиною 12-15 тис. км) ореол рожевого кольору. Це - хромо-сфера. Над нею простягається до декількох радіусів Сонця сріблясто-біла корона. Температура у хромосфері зростає з висотою. Сама хромосфера дуже неодно-рідна. Тут спостерігаються спікули - своєрідні колони порівняно холодного газу, ото-ченого гарячішою речовиною, які простягаються вгору на висоту 7-12 тис. км. Вони добре помітні на краю сонячного диска. Поперечник спікули 1000 км, температура від 20000 К. У більшості випадків вони локалізуються над окраїнами супергранул, і як правило, рухаються догори зі швидкостями близько 20 км/с. Тривалість життя спікули 8-15 хв. Кожної хвилини у хромосфері налічують до 300000 спікул.
13 Корона - це зовнішня частина сонячної атмосфери. Побачити її можна під час со-нячних затемнень і її вигляд залежить від сонячної активності. Поділяють її на три шари: внутрішню, середню і зовнішню. А спектр корони на L- корону, K-корону, і F-корону. Сонячний вітер - це потоки іонізованої плазми і вмороженого в них магнітного поля, які рухаються від Сонця. Щосекунди з сонячним вітром Сонце втрачає приблиз-но мільйон тон своєї речовини. Сукупність явищ в атмосфері і магнітосфері Сонця, які викликають збурення поля випромінення і магнітного поля Сонця з періодом приблизно 11 років, носить загальну назву "сонячна активність". Сонячні плями - темні утворення у фотосфері. Дослідження показали, що темпе-ратура речовини в них нижча від температури незбуреної фотосфери у сусідніх з плямами ділянках іноді навіть на 1500 К. Тому за контрастом з незбуреною фотосфе-рою вони виглядають як темні утвори. Невеличкі утвори з видимим діаметром 3-4 на-зивають порами. Середні кутові розміри плям 1,тобто близько 40000 км. Але є плями діаметром до 180000 км. У великій плямі виділяють темне ядро (температура близько 4300 К) і світлішу облямівку - півтінь, де температура газу становить 5000 К.
14 У групах плям одна з них є ведучою або головною (розташована попереду в напрямі обертання Сонця), інша - хвостовою. Час життя одиноких плям сягає 4 місяців, для груп плям він обмежений декількома годинами. Положення плям залежить від фази циклу активності. Напруженість магнітного поля у більшості плям дорівнює 1000-2000 Е, у деяких випадках сягає 4500 Е. Поле ведучої і хвостової плями завжди має полярність. Тому такі групи називають біполяр-ними. Поля головних плям з північної і південної півкулі Сонця мають різну по-лярність. Знак поля головних плям співпадає з знаком глобального поля півкулі. Плями мають вигляд кратерів, дно яких утворює ядра, а похилі стінки - півтінь. Глибина кратера для невеликих плям може сягати 1500-2000 км. Це - ефект Вільсона. Зміна полярності магнітного поля Сонця відбувається приблизно за 11 років. Зони підвищеної яскравості у фотосфері називають факели (факельні поля), що локалізовані навколо сонячних плям. Іноді факели з'являються раніше, ніж утворюєть-ся пляма, передвіщаючи таким чином її появу, і зберігаючись протягом декількох де-сятків днів після того, як плями зникли. Гарячі і яскраві ділянки в хромосфері, які перебувають безпосередньо над фото-сферними фалеками, названо флокулами. Своєрідні викиди речовини названо протуберанцями. Їх довжина сягає до 200000 км, товщина - декількох тисяч кілометрів. Температура 6000-8000 К. Завдяки їм відбувається обмін речовиною між хромосферою і короною. Корональні діри утворюються в короні і є джерелом швидких потоків речовини у сонячному вітрі.
15 Сонячні спалахи - один з найпотужніших проявів сонячної активності. Виника-ють у нейтральних зонах між плямами, що маВиника-ють протилежні полярності. Індекси сонячної активності: - число Вольфа - характеризує відносне число сонячних плям.
