Де знаходиться Сонце опівдні: корисна інформація для орієнтування

Прийнято вважати, що в полудень, який визначається по годинах, Сонце завжди знаходиться строго на півдні, а якщо бути точним, то в південному напрямку. Саме це твердження лягло в основу методу орієнтування за Сонцем та годинником.

У північній півкулі, дійсно, в істинний полудень Сонце знаходиться на півдні.

Однак це припущення невірно. І сьогодні ми спробуємо розібратися в цьому досить непростому питанні, орієнтуючись на наукові дані і логіку.

Що впливає на місце розташування Сонця на небосхилі

На те, де опівдні на небесній сфері буде знаходитися Сонце, впливає ряд факторів. Розберемо деякі з них.

довгота місцевості

Істинний (астрономічний), або як його ще називають, сонячний полудень часто не збігається з полуднем за офіційним часу. Щоб це стало зрозуміло, для початку розберемося з визначеннями.

Година 12:00, визначене за точно виставлених годинах, називається полуднем за офіційним часу. А ось справжнім полуднем називається момент часу, коли сонце проходить через найвищу точку траєкторії свого руху, що спостерігається з поверхні земної кулі, тобто через зеніт.

Варто також відзначити, що саме в момент істинного півдня Сонце для спостерігача, що знаходиться в середніх широтах північної півкулі, знаходиться строго на півдні. Чому саме в середніх широтах, розповімо трохи пізніше.

Якщо дивитися на нашу планету зверху вниз, перебуваючи на північному полюсі, то рух її навколо власної осі буде відбуватися проти годинникової стрілки. Знаючи, що Земля обертається навколо Сонця, а не навпаки, неважко здогадатися, що Сонце в першу чергу буде висвітлювати Землю з районів, розташованих на схід від. Звідси випливає два прості висновки:

Висновок №1. Для спостерігача, що знаходиться на поверхні Землі, Сонце сходить на сході, а сідає на заході, незалежно від півкулі (північного або південного).

Висновок №2. Для двох спостерігачів, розташованих на різних географічних довготах, Сонце опиниться в зеніті в різний час: спочатку сонячний полудень настане у того, хто знаходиться на схід від, а потім – у «західного».

Потрібно розуміти, що для зручності користування час в межах одного часового поясу усредняют, інакше в двох містах однієї країни час на годиннику відрізнялося б, що непрактично. Отже, незважаючи на відмінність у довготі, час у двох різних містах може бути однакове.

З вищесказаного випливає, що для двох спостерігачів, розташованих на різних географічних довготах, але в одному часовому поясі, істинний полудень може наступати в різний час. Випередження чи відставання істинного півдня від півдня, що визначається по годинах, завдяки цьому нюансу може коливатися в межах чверті години, а іноді і більше, адже часові пояси не завжди точно збігаються з довготою і вибудовуються згідно політичної карти світу.

Часові пояси на карті світу

А оскільки сонячний полудень не завжди збігається з 12 годинами дня (далі – 12:00), то і говорити про те, що Сонце завжди до цього часу знаходиться строго на півдні, теж не доводиться.

Видно, наскільки різниться положення Сонця на небі в один і той же час в різних містах в межах одного часового поясу.

А тепер повернемося до питання про середній широті і подивимося, яким чином вона впливає на положення Сонця на небосхилі.

широта місцевості

Як і було сказано раніше, в середніх широтах в істинний полудень Сонце завжди проходить через південний напрямок. Але давайте подивимося, чи зміниться картина, якщо спостерігач Сонце людина виявиться на північ від або на південь від зазначених широт. Для цього розглянемо кілька ключових варіантів.

Варіант №1 – середні широти південної півкулі. Тут під час справжнього півдня Сонце опиниться строго на півночі.

Про те, що Сонце опівдні буває не тільки на півдні, а й на півночі, на жаль, написано далеко не у всіх підручниках по туризму. Але ж, завдяки різним авіакомпаніям, сучасні туристи можуть подорожувати не тільки по своїм рідним просторам, а й запросто виявитися в протилежній точці земної кулі, де правила орієнтування, описувані в літературі, не працюватимуть належним чином.

В один і той же час Сонце буде перебувати на різній висоті на однакових широтах в різних півкулях.

Варіант №2 – верхня межа тропічної зони північної півкулі. На цих територіях протягом усього року крім дня літнього сонцестояння в істинний полудень Сонце буде перебувати на півдні, а в описаний день – строго над головою. Як розумієте, знайти південь, а відповідно і інші сторони світу за Сонцем в останньому випадку не вдасться, якщо звичайно розглядати тільки спосіб орієнтування за Сонцем опівдні.

Варіант №3 – нижня межа тропічної зони південної півкулі. Тут на протязі всього року, крім дня зимового сонцестояння, Сонце в істинний полудень буде перебувати на півночі, як і в середніх широтах цього півкулі. Однак в зазначений грудневий день воно виявиться в зеніті строго над головою, що не дозволить швидко зорієнтуватися по ньому.

Варіант №4 – лінія екватора. У цій зоні можливі три варіанти, які будуть змінювати один одного протягом року. Від моменту осіннього рівнодення до весняного рівнодення Сонце в істинний полудень буде перебувати на півдні, в період від весняного до осіннього рівнодення – на півночі. А в самі дні рівнодення виявиться строго над головою, викликавши складності в орієнтуванні.

Виходить, що в точках переходу тропічних зон в помірні Сонце стоїть в зеніті, тобто точно над головою спостерігача, всього один раз в рік, а ближче до екватора це явище можна спостерігати за рік двічі.

Не знаючи власного становища на місцевості, практично неможливо сказати, знаходиться Сонце точно в зеніті, чи ні, без додаткових побудов.

Доводилося зустрічати думку, що на екваторі сонце круглий рік щодня опівдні знаходиться в зеніті. Але, як ми тепер розуміємо, це припущення помилково. У цьому регіоні воно опівдні близько півроку знаходиться на півночі, а півроку на півдні. І якщо навіть вважати зенітом чи не становище Сонця строго над головою, а найвищу точку його траєкторії (що теж вірно), тоді вищевказане думка не має особливого сенсу, оскільки Сонце в цьому випадку не тільки на екваторі, а й в будь-якій точці планети щодня цілий рік опівдні буде знаходитися в зеніті.

У деяких тропічних містах люди можуть спостерігати цікаву картину: в полудень вертикальні прямі предмети, наприклад, стовпи і паркани, перестають відкидати тінь. Це пов’язано з тим, що Сонце в цей момент знаходиться строго над ними, а сонячні промені і тіні від предметів падають прямовисно. У відео пояснено це явище:

Існує ще один варіант – високі широти північної та південної півкуль. Тут Сонце буде себе вести так само, як в середніх широтах, проте в період полярної ночі спостерігати його над горизонтом, а значить і зорієнтуватися по ньому, не вийде.

Як бачимо, без розуміння процесів, що лежать в основі цих відмінностей, можна легко заплутатися і допустити серйозних помилок, аж до того, що сплутати північ з півднем. А це для мандрівника, що залишився без сучасних засобів навігації в дикій природі, іноді може бути рівноцінно смерті.

Переведення годинника на літній і зимовий час

Переведення годинника на літній час найчастіше виражається в перекладі годинника на годину вперед. Передбачається, що такий переклад допомагає економити електроенергію, що витрачається на освітлення. Однак існує ряд досліджень, які показали відсутність економічної вигоди від подібних маніпуляцій. Але мова зараз не про це.

Якщо не враховувати переведення годинників на зимовий і літній час, то можна допустити велику помилку при орієнтуванні за Сонцем та годинником. У середніх широтах така помилка може досягати 30 градусів, а в тропіках – в рази більше. Уявіть, наскільки можна піти в сторону від пункту призначення, якщо відхилення на один градус дає відхилення від потрібного напрямку приблизно рівне двадцяти метрів на кожен кілометр пройденого шляху.

У Великобританії в середині минулого століття через переведення на літній час годинник стали «випереджати» Сонце аж на дві години. Це сталося з тієї причини, що протягом двох років поспіль годинник, як і належить в весняний період, переводили на годину вперед, при цьому в перший рік восени не було проведено перекладу на годину назад. Після «недолік» було врегульовано, а в історії це подія отримала назву «Британське подвійний літній час».

У деяких країнах скасували перехід на літній час і користуються одним часом, в інших же – цей переклад як і раніше актуальний. А є цілий ряд країн, які так і не пізнали «радостей» гри зі стрілками годин.

Наприклад, на момент написання статті (2017 рік) в Україні опівдні за зимовим часом був найбільш наближений до сонячного полудня, а в літню пору року Сонце виявляється поблизу свого зеніту тільки, коли годинник показує 13.00. У Росії ж скасували переведення часу і залишили йти годинник за літнім часом, і тепер для росіян сонячний полудень наступає о 13:00, якщо не враховувати інші нюанси, що впливають на розбіжність істинного півдня і півдня, зазначеного за місцевим часом.

Рух Землі навколо Сонця

Рух Землі навколо Сонця відбувається не по колу, а по еліпсу, при цьому Земля то наближається до Сонця, то віддаляється від нього. У той момент, коли в північній півкулі настає літо, Земля знаходиться на максимальній відстані від Сонця, а взимку наближається до нього.

Через це сонячні добу, тобто час між двома сонячними полудня, протягом року змінюється. Поблизу Сонця сонячні добу подовжуються, а вдалині – скорочуються.

На цей ефект накладається інший ефект, пов’язаний з нахилом осі обертання Земної кулі.

В результаті виходить цікава картина. Якщо людина, перебуваючи в одній точці на земній поверхні (для прикладу візьмемо середні широти північної півкулі), щодня протягом року о 12:00 буде відзначати положення Сонця на небесній сфері, то у нього замість очікуваної вертикальної лінії (в літній період Сонце буде вище , взимку – нижче) вийде витягнута вісімка. Це означає, що Сонце опівдні, певний по годинах, може перебувати то зліва, то справа від напрямку на південь. Величину цих відхилень в будь-який день року можна дізнатися по так званому рівняння часу, яке для зручності зводять в таблицю або зображують у вигляді графіка.

Якщо не враховувати цей ефект, то при орієнтуванні в високих широтах можна отримати помилку близько чотирьох градусів, а в тропічних – все десять і більше.

Як визначити справжній опівдні

Знаючи істинний полудень, можна визначити сторони світу, адже саме в цей момент Сонце буде знаходитися строго в південному або північному напрямку, в залежності від земного півкулі, а знаючи хоча б одну сторону світла – все решта.

Визначити істинний полудень можна різними способами. Далі приведу в приклад деякі прості варіанти, які не потребують складних навичок і знань.

Спосіб №1 – за допомогою астрономічних даних. Такі дані часто трапляються серед прогнозів погоди в різних друкованих та Інтернет-виданнях. Потрібно пошукати час сходу і заходу Сонця в тій місцевості, в якій передбачається визначати істинний полудень, скласти цей час і розділити його навпіл. Отримане значення і буде часом істинного півдня.

Спосіб №2 – за допомогою сонячного годинника ( гномона ). Правильно сконструйовані, розмічені і встановлені сонячні годинники досить точно показують час сонячного півдня. На гномоном момент сонячного півдня збігається з дванадцятьма годинами дня.

Спосіб №3 – за допомогою навігатора. Навігатор, який показує напрямок на географічний північ, може послужити для визначення настання істинного півдня. Для цього визначають момент, коли центр сонячного диска виявиться строго над південним або північним напрямком (в залежності від земного півкулі), певним за допомогою навігатора. Це і буде момент істинного півдня.

Магнітний компас для цього способу малопридатний, оскільки показує напрямок на магнітні полюси, а не на географічні, що може призводити до відчутних погрішностей. Про те, що таке справжній і магнітний полюс, і в чому їхня відмінність, ми детально розповідали в окремій статті.

Спосіб №4 – за допомогою тіні від жердини. На рівній горизонтальній площадці в землю строго вертикально встромляється рівний жердину. У дообеденное час починається вимірювання довжини тіні, яку відкидає на майданчик жердину. Тінь на початку почне зменшуватися, а потім збільшуватися. Момент переходу від укорочення тіні до її подовження і буде відповідати сонячного полудня.

У цьому варіанті досить засікти час, в яке тінь була найменшої довжини.

Даний спосіб є одним із способів орієнтування і часто рекомендується в літературі для визначення сторін світу на місцевості в сонячну погоду. Його точність навпростець залежить від того, наскільки рівна була обрана майданчик і сам жердину, а також від того, наскільки рівно був встановлений цей шест. Також точність методу підвищується при збільшенні довжини жердини (як правило, використовують жердину довжиною 1-2 метра).

Спосіб №5 – за допомогою бісектриси. Вимірювання починають проводити якомога раніше з ранку, що робить їх більш точними. Для цього:

1. На рівному майданчику встановлюється жердину аналогічно попередньому способу і відзначається кінець його тіні.
2. Вимірюється відстань від місця установки жердини до цієї точки.
3. Проводиться окружність з радіусом, рівним цій відстані і центром в точці установки жердини. Тепер залишається чекати, коли тінь від жердини знову перетне цю окружність, але вже в іншому місці (на схід від).
4. Як тільки це відбудеться, відзначається друга точка.
5. Перша і друга точки з’єднуються відрізком – виходить свого роду трикутник, у якого третьої вершиною є місце установки жердини.
6. Від точки установки жердини проводиться бісектриса, яка ділить раніше прокреслений між двома точками відрізок навпіл.
7. На наступний день, коли тінь від жердини співпаде з бісектрисою, можна сказати, що настав справжній опівдні.

Цей спосіб, як і попередній, також є одним з методів орієнтування по сонцю.

З усіх цих варіантів тільки перший може працювати при будь-яких метеорологічних умовах, в будь-який час доби і давати швидкий результат. Решта ж працюють тільки в світлий час доби, залежні від погоди і, як правило, більш «повільні».

Тепер, спираючись на все вищесказане і деякі інші дані, зробимо загальні висновки.

висновки

Сонце завжди піднімається на сході та заходить за горизонт на заході. Якщо орієнтуватися на годинник, свідчення яких мало відрізняються від показань астрономічного часу, то о 6 годині ранку Сонце буде перебувати приблизно на сході, до 6 години вечора переміститься на захід, а о 12 годині, тобто в середині дня, виявиться приблизно на півдні. За умови переведення годинників потрібно робити відповідні поправки.

Якщо в північній півкулі стати спиною до сонця, тобто особою до власної тіні, то спереду буде північ, за спиною виявиться південь, ліворуч – захід, справа – схід. Якщо все той же повторити в південній півкулі, то спереду виявиться південь, позаду – північ, ліворуч – схід, а праворуч – захід.

Для підвищення точності орієнтування за Сонцем та годинником всі фактори, що впливають на відхилення в показаннях «наземних» годин від астрономічних, потрібно враховувати і робити відповідну поправку в розрахунках.

Орієнтуватися по сонцю можна тільки в світлий час доби в ясну або малохмарну погоду.

В цілому методи орієнтування по сонцю і зокрема визначення істинного півдня дозволяють визначити сторони світу, зорієнтувати карту і витримувати потрібний напрямок руху навіть при відсутності компаса, навігатора і видимих ​​орієнтирів. А це дуже корисний навик не тільки для туристів і мисливців, а й для простих людей, хоч зрідка вибираються на природу подалі від міського шуму і суєти.

Выставки в пушкинском музее изобразительных Их имена – символ эпохи Ренессанса. Их картины – национальное достояние Италии. В Музее изобразительных искусств имени Пушкина идут последние приготовления к открытию грандиозной выставки шедевров итальянских

Ленинские горки музей заповедник Усадьба Горки возникла в конце XVIII века, парк и усадебный дом восходят ко времени Дурасовых (начало XIX века), хозяйственные сооружения и парковые павильоны — к предреволюционным годам, когда поместьем

Екатеринбургский музей изобразительных искусств В основе здания музея — одно из старейших сохранившихся зданий Екатеринбурга, построенное в 1730-х — начале 1740-х как госпиталь Екатеринбургского железоделательного завода[1], впоследствии

Государственный историко-литературный музей-заповедник а Пушкинский заповедник объединяет две усадьбы: Захарово и Вяземы. На территории усадеб расположен Государственный историко-литературный музей-заповедник А. С. Пушкина. Всего на территории Вязем более

Государственный исторический музей С мая 1895 г. до ноября 1917 г. официальное название музея звучало следующим образом — «Императорский Российский исторический музей имени Императора Александра III». Музей имени Его Императорского Высочества

15.1: Будова і склад Сонця

Сонце, як і всі зірки, являє собою величезний куля надзвичайно гарячого, багато в чому іонізованого газу, що світиться під власною силою. І ми маємо на увазі величезні. Сонце може помістити 109 Землі пліч-о-пліч по всьому своєму діаметру, і воно має достатній об’єм (займає достатньо місця), щоб вмістити близько 1,3 мільйона Земль.

Сонце не має твердої поверхні або таких материків, як Земля, а також не має твердого ядра (рис. \(\PageIndex\) ). Однак він має велику структуру і може обговорюватися як ряд шарів, не на відміну від цибулі. У цьому розділі ми опишемо величезні зміни, які відбуваються у великому інтер’єрі та атмосфері Сонця, а також динамічні та бурхливі виверження, які щодня відбуваються в його зовнішніх шарах.

Малюнок \(\PageIndex\) Земля і Сонце. Тут показано, що Земля масштабується з частиною Сонця та гігантською петлею гарячого газу, що вивергається з її поверхні. Вставка показує все Сонце, менше.

Деякі основні характеристики Сонця наведені в табл \(\PageIndex\) . Хоча деякі терміни в цій таблиці можуть бути вам незнайомі прямо зараз, ви познайомитеся з ними, коли читаєте далі.

Таблиця \(\PageIndex\) характеристик Сонця

Характерні	Як знайшли	Значення
Середня відстань	Радіолокаційне відображення від планет	1 Австралія (149,597,892 км)
Максимальна відстань від Землі	1,521 × 10 8 км
Мінімальна відстань від Землі	1,471 × 10 8 км
Маса	Орбіта Землі	333,400 Мас Землі (1,99 × 10 30 кг)
Середній кутовий діаметр	пряма міра	31’59”.3
Діаметр фотосфери	Кутовий розмір і відстань	109,3 × діаметр землі (1,39 × 10 6 км)
Середня щільність	Маса/обсяг	1,41 г/см 3 (1400 кг/м 3 )
Прискорення гравітації у фотосфері (поверхнева гравітація)	\(GM/R^2\)	27,9 × Гравітація поверхні Землі = 273 м/с 2
Сонячна постійна	Прилад, чутливий до випромінювання на всіх довжині хвиль	1370 Вт/м 2
Світність	Сонячна константа × площа сферичної поверхні 1 AU в радіусі	3,8 × 10 26 ВТ
Спектральний клас	Спектр	G2V
Ефективна температура	Похідний від світності та радіуса Сонця	5800 КМ
Період обертання на екваторі	Сонячні плями та доплерівський зсув спектрів, взятих на краю Сонця	24 дні 16 годин
Нахил екватора до екліптики	Рухи сонячних плям	7°10′.5

Склад атмосфери Сонця

Почнемо з того, що запитаємо, з чого складається сонячна атмосфера. Як пояснюється в Радіація та Спектри, ми можемо використовувати спектр лінії поглинання зірки, щоб визначити, які елементи присутні. Виявляється, Сонце містить ті ж елементи, що і Земля, але не в однакових пропорціях. Близько 73% маси Сонця становить водень, а ще 25% – гелій. Всі інші хімічні елементи (включаючи ті, які ми знаємо і любимо у власному тілі, такі як вуглець, кисень та азот) складають лише 2% нашої зірки. 10 найбільш поширених газів у видимому поверхневому шарі Сонця наведені в табл \(\PageIndex\) . Вивчіть цю таблицю і зверніть увагу, що склад зовнішнього шару Сонця сильно відрізняється від земної кори, де ми живемо. (У корі нашої планети трьома найпоширенішими елементами є кисень, кремній та алюміній.) Хоча і не схожий на нашу планету, макіяж Сонця цілком типовий для зірок загалом.

\(\PageIndex\) Таблиця Велика кількість стихій на сонці

Елемент	Відсоток за кількістю атомів	Відсоток за масою
Водень	92.0	73.4
Гелій	7.8	25.0
Вуглець	0,02	0,20
Азот	0,008	0,09
Кисень	0,06	0,80
Неонові	0,01	0,16
Магній	0,003	0,06
кремнію	0,004	0,09
Сірка	0,002	0,05
Залізо	0,003	0,14

Той факт, що наше Сонце і зірки всі мають схожі композиції і складаються переважно з водню та гелію, вперше був показаний у блискучій тезі в 1925 році Сесілія Пейн-Гапочкін, перша жінка, яка отримала ступінь доктора філософії з астрономії в США (Рисунок \(\PageIndex\) ). Однак думка про те, що найпростіші легкі гази – водень і гелій – були найпоширенішими елементами зірок, була настільки несподіваною і настільки шокуючою, що вона припустила, що її аналіз даних повинен бути неправильним. У той час вона писала: «Величезне достаток, отримане для цих елементів у зоряній атмосфері, майже напевно не реально». Навіть вченим часом важко прийняти нові ідеї, які не згодні з тим, що всі «знають», щоб бути правими.

Фігура \(\PageIndex\) Сесілії Пейн-Гапочкін (1900—1979). Її докторська дисертація 1925 року заклала основи розуміння складу Сонця і зірок. Проте, будучи жінкою, вона не отримала офіційного призначення в Гарварді, де вона працювала, до 1938 року і не була призначена професором до 1956 року.

До творчості Пейна-Гапочкіна всі припускали, що склад Сонця і зірок буде багато в чому схожий на склад Землі. Через 3 роки після її дисертації інші дослідження без сумніву довели, що величезна кількість водню і гелію на Сонці дійсно реально. (І, як ми побачимо, склад Сонця і зірок набагато більш характерний для складу Всесвіту, ніж непарна концентрація важчих елементів, що характеризує нашу планету.)

Більшість елементів, виявлених на Сонці, мають форму атомів, з невеликою кількістю молекул, все у вигляді газів: Сонце настільки гаряче, що будь-яка матерія може вижити як рідина або тверда речовина. Насправді Сонце настільки гаряче, що багато атомів в ньому іонізовані, тобто позбавлені одного або декількох своїх електронів. Це видалення електронів з їх атомів означає, що на Сонці є велика кількість вільних електронів і позитивно заряджених іонів, що робить його електрично зарядженим середовищем – зовсім відрізняється від нейтрального, в якому ви читаєте цей текст. (Вчені називають такий гарячий іонізований газ плазмою.)

У дев’ятнадцятому столітті вчені спостерігали спектральну лінію на 530,3 нанометра у зовнішній атмосфері Сонця, звану короною (шар ми обговоримо через хвилину). Цю лінію ніколи раніше не бачили, і тому передбачалося, що ця лінія була результатом нового елемента, знайденого в короні, швидко названого коронієм. Лише через 60 років астрономи виявили, що це випромінювання насправді відбувається завдяки високоіонізованому залізо-залізу з 13 його електронів. Ось так ми вперше виявили, що атмосфера Сонця має температуру понад мільйон градусів.

Шари Сонця під видимою поверхнею

\(\PageIndex\) На малюнку показано, як виглядало б Сонце, якби ми могли бачити всі його частини від центру до його зовнішньої атмосфери; терміни на малюнку стануть знайомими вам, коли ви читаєте далі.

Малюнок \(\PageIndex\) Частини Сонця. На цій ілюстрації показані різні частини Сонця, від гарячого ядра, де енергія генерується через регіони, де енергія транспортується назовні, спочатку випромінюванням, потім конвекцією, а потім через сонячну атмосферу. Частини атмосфери також позначені фотосферою, хромосферою та короною. Показані деякі типові риси в атмосфері, такі як корональні діри та видатності.

Шари Сонця відрізняються один від одного, і кожен відіграє певну роль у виробництві енергії, яку Сонце в кінцевому підсумку випромінює. Почнемо з серцевини і опрацюємо наш вихід через шари. Ядро Сонця надзвичайно щільне і є джерелом всієї його енергії. Усередині ядра виділяється атомна енергія (таким чином ми будемо обговорювати в The Sun: A Nuclear Powerhouse). Ядро становить приблизно 20% від розміру сонячного інтер’єру і, як вважають, має температуру приблизно 15 мільйонів К, що робить його найгарячішою частиною Сонця.

Над ядром знаходиться область, відома як радіаційна зона, названа на честь основного способу транспортування енергії через неї. Ця область починається приблизно на 25% відстані до сонячної поверхні і простягається приблизно до 70% шляху до поверхні. Світло, що генерується в ядрі, транспортується через випромінювальну зону дуже повільно, оскільки висока щільність речовини в цій області означає, що фотон не може подорожувати занадто далеко, не стикаючись з частинкою, змушуючи її змінювати напрямок і втрачати частину енергії.

Конвективна зона – це найвіддаленіший шар сонячного інтер’єру. Це товстий шар глибиною приблизно 200 000 кілометрів, який транспортує енергію від краю радіаційної зони до поверхні через гігантські конвекційні клітини, схожі на горщик з киплячою вівсянкою. Плазма в нижній частині конвективної зони надзвичайно гаряча, і вона бульбашки на поверхню, де втрачає своє тепло простору. Як тільки плазма охолоне, вона опускається назад на дно конвективної зони.

Тепер, коли ми дали короткий огляд структури всього Сонця, в цьому розділі ми вирушимо в подорож через видимі шари Сонця, починаючи з фотосфери – видимої поверхні.

Сонячна фотосфера

Повітря Землі взагалі прозоре. Але в димний день у багатьох містах він може стати непрозорим, що заважає нам бачити через нього певний момент. Щось подібне відбувається на Сонці. Його зовнішня атмосфера прозора, що дозволяє нам дивитися на невелику відстань через неї. Але коли ми намагаємося заглянути крізь атмосферу глибше в Сонце, наш погляд блокується. Фотосфера – це шар, де Сонце стає непрозорим і позначає межу минулого, яку ми не можемо бачити (Рисунок \(\PageIndex\) ).

Малюнок \(\PageIndex\) Сонячна фотосфера плюс сонячні плями. На цій фотографії зображена фотосфера — видима поверхня Сонця. Також показано збільшене зображення групи сонячних плям; для порівняння показано розмір Землі. Сонячні плями здаються темнішими, оскільки вони прохолодніші, ніж їх оточення. Типова температура в центрі великої сонячної плями становить близько 3800 К, тоді як фотосфера має температуру близько 5800 К. (кредит: модифікація роботи НАСА/SDO)

Як ми бачили, енергія, яка виходить з фотосфери, спочатку генерувалася глибоко всередині Сонця (докладніше про це в The Sun: A Nuclear Powerhouse). Ця енергія у вигляді фотонів, які повільно пробираються до сонячної поверхні. За межами Сонця ми можемо спостерігати тільки ті фотони, які випромінюються в сонячну фотосферу, де щільність атомів досить низька і фотони можуть остаточно вирватися з Сонця, не стикаючись з іншим атомом або іоном.

Як аналогія, уявіть, що ви відвідуєте великий ралі кампусу і знайшли головне місце поблизу центру дії. Ваш друг приїжджає пізно і телефонує вам на мобільний телефон, щоб попросити вас приєднатися до неї на краю натовпу. Ви вирішуєте, що дружба коштує більше, ніж головне місце, і тому ви працюєте свій вихід через щільну натовп, щоб зустріти її. Ви можете рухатися лише на невелику відстань, перш ніж натикатися на когось, змінюючи напрямок, і намагаючись знову, повільно пробираючись до зовнішнього краю натовпу. Весь цей час ваші зусилля не видно вашому очікуваному другові на краю. Ваш друг не може бачити вас, поки ви не наблизитеся до краю через всі тіла на шляху. Так і фотони, що пробираються через Сонце, постійно натикаються на атоми, змінюючи напрямок, повільно рухаючись назовні, і стають видимими лише тоді, коли досягають атмосфери Сонця, де щільність атомів занадто низька, щоб блокувати їх зовнішній прогрес.

Астрономи виявили, що сонячна атмосфера змінюється від майже ідеально прозорого до майже повністю непрозорого на відстані трохи більше 400 кілометрів; саме цю тонку область ми називаємо фотосферою, словом, що походить від грецького означає «світлова сфера». Коли астрономи говорять про «діаметрі» Сонця, вони мають на увазі розміри області, оточеної фотосферою.

Фотосфера виглядає гострою лише здалеку. Якби ви падали на Сонце, ви б не відчували жодної поверхні, а просто відчули б поступове збільшення щільності газу, що оточує вас. Це так само, як падіння через хмару під час стрибки з парашутом. Здалека хмара виглядає так, ніби має гостру поверхню, але ви не відчуваєте поверхні, коли потрапляєте в неї. (Одна велика різниця між цими двома сценаріями, однак, є температура. Сонце настільки гаряче, що ви б випаровувалися задовго до того, як ви досягли фотосфери. Стрибки з парашутом в атмосфері Землі набагато безпечніше.)

Можна відзначити, що атмосфера Сонця – це не дуже щільний шар в порівнянні з повітрям в приміщенні, де ви читаєте цей текст. У типовій точці фотосфери тиск становить менше 10% тиску Землі на рівні моря, а щільність становить близько однієї десятитисячної щільності атмосфери Землі на рівні моря.

Спостереження за допомогою телескопів показують, що фотосфера має строкатий вигляд, що нагадує зерна рису, пролитого на темну скатертину або каструлю з киплячою вівсянкою. Така будова фотосфери називається грануляцією (див. Рис. \(\PageIndex\) ). Гранули, які зазвичай мають діаметр від 700 до 1000 кілометрів (приблизно в ширину Техасу), виглядають як світлі ділянки, оточені вузькими, темними (прохолоднішими) регіонами. Час життя окремої гранули становить всього від 5 до 10 хвилин. Ще більшими є супергранули, які приблизно 35 000 кілометрів в поперечнику (приблизно розміром з дві Землі) і тривають близько 24 годин.

Малюнок \(\PageIndex\) грануляції візерунок. Маркування поверхні конвекційних осередків створюють малюнок грануляції на цьому драматичному зображенні (зліва), взятому з японського космічного корабля Hinode. Таку ж закономірність можна побачити, коли нагріваєте місо-суп. На правому зображенні зображено сонячну пляму неправильної форми та гранули на поверхні Сонця, помічені Шведським Сонячним Телескопом 22 серпня 2003 року.

Рухи гранул можна вивчити, вивчивши доплерівські зрушення в спектрах газів трохи вище них (див. Ефект Допплера). Яскраві гранули – це колони гарячих газів, що піднімаються зі швидкістю від 2 до 3 кілометрів в секунду знизу фотосфери. Коли цей висхідний газ досягає фотосфери, він поширюється, охолоджується і знову занурюється в темніші області між гранулами. Вимірювання показують, що центри гранул гарячі, ніж міжкристалічні області на 50 – 100 К.

Дивіться «киплячу» дію грануляції в цьому 30-секундному відеоролику з Шведського інституту сонячної фізики.

Хромосфера

Зовнішні гази Сонця виходять далеко за межі фотосфери (рис. \(\PageIndex\) ). Оскільки вони прозорі для більшості видимого випромінювання і випромінюють лише невелику кількість світла, ці зовнішні шари важко спостерігати. Область атмосфери Сонця, яка лежить безпосередньо над фотосферою, називається хромосферою. До цього століття хромосфера була видна лише тоді, коли фотосфера була прихована Місяцем під час повного сонячного затемнення (див. Главу про Землю, Місяць і Небо). У сімнадцятому столітті кілька спостерігачів описали те, що здавалося їм вузькою червоною «смугою» або «бахромою» навколо краю Місяця протягом короткого моменту після того, як фотосфера Сонця була покрита. Назва хромосфера, від грецького означає «кольорова сфера», отримала ця червона смуга.

\(\PageIndex\) Малюнок Атмосфера Сонця. Складене зображення, що показує три компоненти сонячної атмосфери: фотосферу або поверхню Сонця, взяті у звичайному світлі; хромосферу, зображену у світлі сильної червоної спектральної лінії водню (H-альфа); і корону, як видно з рентгенівськими променями.

Спостереження, зроблені під час затемнень, показують, що хромосфера має товщину приблизно від 2000 до 3000 кілометрів, а її спектр складається з яскравих емісійних ліній, що вказує на те, що цей шар складається з гарячих газів, що випромінюють світло на дискретних довжині хвиль. Червонуватий колір хромосфери виникає з однієї з найсильніших емісійних ліній у видимій частині її спектру – яскраво-червоної лінії, викликаної воднем, елементом, який, як ми вже бачили, домінує над складом Сонця.

У 1868 році спостереження хромосферного спектра виявили жовту емісійну лінію, яка не відповідала жодному раніше відомому елементу на Землі. Вчені швидко зрозуміли, що знайшли новий елемент і назвали його гелієм (на честь геліос, грецьке слово «Сонце»). Знадобилося до 1895 року, щоб гелій був відкритий на нашій планеті. Сьогодні студенти, мабуть, найбільш знайомі з ним як легкий газ, який використовується для надування повітряних куль, хоча він виявляється другим найпоширенішим елементом у Всесвіті.

Температура хромосфери становить близько 10 000 К. Це означає, що хромосфера гаряче фотосфери, що повинно здатися дивним. У всіх знайомих нам ситуаціях температури падають, коли людина віддаляється від джерела тепла, а хромосфера знаходиться далі від центру Сонця, ніж фотосфера.

Перехідний регіон

Підвищення температури не припиняється разом з хромосферою. Над нею знаходиться область в сонячній атмосфері, де температура змінюється від 10 000 К (типова для хромосфери) до майже мільйона градусів. Найгарячіша частина сонячної атмосфери, яка має температуру мільйона градусів і більше, називається короною. Відповідно, частина Сонця, де відбувається швидке підвищення температури, називається перехідною областю. Це, ймовірно, всього кілька десятків кілометрів товщиною. Малюнок \(\PageIndex\) підсумовує, як змінюється температура сонячної атмосфери від фотосфери назовні.

Малюнок \(\PageIndex\) Температури в сонячній атмосфері. На цьому графіку температура показана зростаючою вгору, а висота над фотосферою показана зростаючою вправо. Відзначимо дуже швидке підвищення температури на дуже невеликій відстані в області переходу між хромосферою і короною.

У 2013 році НАСА запустило спектрограф Imaging Interface Region Imaging Spectrograph (IRIS) для вивчення перехідної області, щоб краще зрозуміти, як і чому відбувається це різке підвищення IRIS – це перша космічна місія, яка здатна отримувати зображення з високою просторовою роздільною здатністю різних функцій, що створюються в цьому широкому діапазоні температур, і побачити, як вони змінюються з часом і місцем розташування (Рисунок \(\PageIndex\) ).

Малюнок \(\PageIndex\) Частина перехідної області. На цьому зображенні зображена гігантська стрічка відносно холодного газу, що протікає через нижню частину гарячої корони. Ця стрічка (технічний термін – нитка) складається з безлічі окремих ниток. Уповільнені фільми цієї нитки показали, що вона поступово нагрівається, рухаючись через корону. Вчені вивчають подібні події для того, щоб спробувати зрозуміти, що нагріває хромосферу і корону до високих температур. «Вуса» на краю Сонця – це спікули, струмені газу, які стріляють матеріал вгору з поверхні Сонця і зникають лише через кілька хвилин. Це єдине зображення дає натяк на те, наскільки складно побудувати модель всіх різних структур і механізмів нагрівання в сонячній атмосфері.

Малюнок \(\PageIndex\) та червоний графік на малюнку \(\PageIndex\) роблять Сонце схожим на цибулину, з гладкими сферичними оболонками, кожна з яких має різну температуру. Довгий час астрономи дійсно думали про Сонце саме так. Однак тепер ми знаємо, що, хоча ця ідея шарів – фотосфери, хромосфери, перехідної області, корони – досить добре описує загальну картину, атмосфера Сонця справді складніша, а гарячі та прохолодні регіони змішуються між собою. Наприклад, хмари газу чадного газу з температурою холодніше 4000 К зараз виявлені на тій же висоті над фотосферою, що і набагато гарячіший газ хромосфери.

Корона

Найвіддаленіша частина атмосфери Сонця називається короною. Як і хромосфера, корона вперше спостерігалася під час тотальних затемнень (рис. \(\PageIndex\) ). На відміну від хромосфери, корона відома вже багато століть: на неї посилався римський історик Плутарх і досить детально обговорювався Кеплером.

Корона простягається на мільйони кілометрів над фотосферою і випромінює приблизно вдвічі менше світла, ніж повний місяць. Причина, по якій ми не бачимо цього світла, поки не відбудеться затемнення, – це непосильний блиск фотосфери. Так само, як яскраві міські вогні ускладнюють бачити слабке зоряне світло, так і інтенсивне світло з фотосфери приховує слабке світло від корони. Хоча найкращий час для перегляду корони з Землі – під час повного сонячного затемнення, його можна легко спостерігати з орбітального космічного корабля. Його яскраві частини тепер можна сфотографувати спеціальним інструментом – коронографом, який знімає відблиски Сонця з зображення за допомогою окультуючого диска (кругової шматок матеріалу, який тримається так, що він знаходиться прямо перед Сонцем).

Малюнок \(\PageIndex\) Коронограф. Цей образ Сонця був зроблений 2 березня 2016 року. Більший темне коло в центрі – це диск, який блокує відблиски Сонця, дозволяючи нам бачити корону. Менше внутрішнє коло – це місце, де було б Сонце, якби воно було видно на цьому зображенні.

Дослідження його спектра показують, що корона дуже низька щільність. У нижній частині корони є лише близько 10 9 атомів на кубічний сантиметр, порівняно з приблизно 10 16 атомами на кубічний сантиметр у верхній фотосфері і 10 19 молекулами на кубічний сантиметр на рівні моря в атмосфері Землі. Корона дуже швидко розріджується на більшій висоті, де вона відповідає високому вакууму за лабораторними стандартами Землі. Корона поширюється так далеко в космос – далеко повз Землю – що тут, на нашій планеті, ми технічно живемо в атмосфері Сонця.

Сонячний вітер

Одне з найвизначніших відкриттів про атмосферу Сонця полягає в тому, що воно виробляє потік заряджених частинок (переважно протонів та електронів), які ми називаємо сонячним вітром. Ці частинки витікають назовні від Сонця в Сонячну систему зі швидкістю близько 400 кілометрів в секунду (майже 1 мільйон миль на годину)! Сонячний вітер існує тому, що гази в короні настільки гарячі і рухаються настільки швидко, що їх не може стримувати сонячна гравітація. (Цей вітер насправді був виявлений його впливом на заряджені хвости комет; в певному сенсі ми можемо бачити, як хвости комети дують сонячним вітром так, як вітер шкарпетки в аеропорту або штори у відкритому вікні тремтять на Землі.)

Хоча матеріал сонячного вітру дуже і дуже розріджений (тобто надзвичайно низької щільності), Сонце має величезну площу поверхні. Астрономи підрахували, що Сонце втрачає близько 1-2 мільйонів тонн матеріалу щосекунди через цей вітер. Хоча це звучить як багато, це настільки тривіально порівняно з величезною масою Сонця, що цим можна знехтувати, вивчаючи Сонце.

Звідки на Сонці виникає сонячний вітер? На видимих фотографіях сонячна корона виглядає досить рівномірною і гладкою. Рентгенівські та екстремальні ультрафіолетові знімки, однак, показують, що корона має петлі, шлейфи та як світлі, так і темні області. Великі темні області корони, які відносно прохолодні і спокійні, називаються корональними дірами (рис. \(\PageIndex\) ). У цих регіонах лінії магнітного поля тягнуться далеко в простір далеко від Сонця, а не повертаються назад на поверхню. Сонячний вітер надходить переважно з корональних дір, де газ може безперешкодно витікати від Сонця в космос магнітними полями. Гарячий корональний газ, з іншого боку, присутній переважно там, де магнітні поля захопили та концентрували його.

Малюнок \(\PageIndex\) Корональний отвір. Темна область, видима біля південного полюса Сонця на цьому зображенні космічного апарата Solar Dynamics Observer, є корональною дірою.

На поверхні Землі ми певною мірою захищені від сонячного вітру нашою атмосферою і магнітним полем Землі (див. Землю як планету). Однак лінії магнітного поля потрапляють на Землю на північному та південному магнітних полюсах. Тут заряджені частинки, прискорені сонячним вітром, можуть слідувати за полем вниз в нашу атмосферу. Коли частинки вражають молекули повітря, вони змушують їх світитися, утворюючи прекрасні завіси світла, які називаються сяйвом, або північне і південне сяйво (рис. \(\PageIndex\) ).

Малюнок \(\PageIndex\) Аврора. Барвисте світіння на небі виникає внаслідок заряджених частинок сонячного вітру, що взаємодіють з магнітними полями Землі. Приголомшливий дисплей, знятий тут, стався над озером Jokulsarlon в Ісландії в 2013 році.

Це відео NASA пояснює і демонструє природу полярних сяйва і їх зв’язок з магнітним полем Землі.

Ключові поняття та резюме

Сонце, наша зірка, має кілька шарів під видимою поверхнею: ядро, радіаційну зону та конвективну зону. Вони, в свою чергу, оточені рядом шарів, що складають сонячну атмосферу. У порядку збільшення відстані від центру Сонця вони є фотосферою, з температурою, яка коливається від 4500 К до приблизно 6800 К; хромосфера, з типовою температурою 104 К; перехідна область, зона, яка може бути товщиною всього кілька кілометрів, де температура швидко зростає від 104 К до 106 К; і корона, з температурою в кілька мільйонів К. Поверхня Сонця плямиста висхідними конвекційними потоками, що розглядаються як гарячі яскраві гранули. Частинки сонячного вітру витікають у Сонячну систему через корональні отвори. Коли такі частинки досягають околиць Землі, вони виробляють полярні сяйва, які найсильніші поблизу магнітних полюсів Землі. Водень і гелій разом складають 98% маси Сонця, склад якого набагато більш характерний для Всесвіту в цілому, ніж склад Землі.

Глосарій

сяйво світло, випромінюване атомами та іонами в іоносфері, збуджене зарядженими частинками Сонця, здебільшого спостерігається в магнітних полярних областях хромосфера частина сонячної атмосфери, яка лежить безпосередньо над фотосферними шарами корона (Сонця) зовнішня (гаряча) атмосфера Сонця корональний отвір область у зовнішній атмосфері Сонця, яка виглядає темніше, тому що там менше гарячого газу грануляція рисово-зерноподібна структура сонячної фотосфери; грануляція виробляється апвеллінговими струмами газу, які трохи гарячіше, а отже, яскравіше, ніж навколишні області, які стікають вниз в Сонце фотосфера область сонячної (або зоряної) атмосфери, з якої безперервне випромінювання виходить в космос плазма гарячий іонізований газ сонячний вітер потік гарячих, заряджених частинок, що залишають Сонце перехід регіон область в атмосфері Сонця, де температура піднімається дуже швидко від відносно низьких температур, що характеризують хромосферу, до високих температур корони

Recommended articles

1. Article type Section or Page License CC BY License Version 4.0 Show Page TOC No on Page
2. Tags
   1. aurora
   2. authorname:openstax
   3. chromosphere
   4. corona
   5. coronal hole
   6. granulation
   7. photosphere
   8. Plasma
   9. program:openstax
   10. solar wind
   11. source@https://openstax.org/details/books/astronomy
   12. source[translate]-phys-3707
   13. transition region