Наблюдение за Солнцем. Зачем?
Астрономические наблюдения древние люди делали по двум причинам. С одной стороны, на это их толкали нужды повседневной жизни, такие как определение периодов дождей и засухи. Ведь именно небо могло сообщить людям, когда начинать сеять и когда собирать урожай. В тропических широтах это знание было особенно ценным, так как сезон дождей там начинается резко, и, если пропустить нужный момент, это может обернуться голодом и страшными бедами для людей.[1] С другой стороны, древние жители Месоамерики верили во влияние небесных тел и явлений на судьбы людей. Многие ученые не раз акцентировали внимание на том, что древние обитатели этой территории были больше астрологами, чем собственно астрономами.
Какие же небесные тела и явления могли наблюдать те, кто проживал в древней Центральной Америке? Те, что легко заметить невооруженным глазом: Солнце, Луну, Венеру, Марс, Юпитер, звезды и созвездия, кометы, солнечные и лунные затмения, ежегодный цикл Плеяд.[2]
Жрец наблюдает за ночным небом, Кодекс Мендоса
В данной статье мы кратко рассмотрим несколько аспектов, имеющих отношение к самому значимому из этих объектов – Солнцу. Разумеется, данные, представленные здесь, не могут считаться исчерпывающими по теме. Это лишь краткий обзор основных проблем и вопросов, связанных с местом Солнца в культурах древней Месоамерики. Таким образом, здесь мы коснемся только одного небесного объекта из многих, исследуемых археоастрономами.
Именно Солнце определяет наш жизненный ритм. Движение Солнца в течение года дает нам четыре ключевые даты: осеннего и весеннего равноденствий, летнего и зимнего солнцестояний.
Движение Солнца в дни равноденствий и солнцестояний
На данной картинке показано движение Солнца для умеренных широт. Здесь Солнце никогда не достигает зенита, а центром ночного неба является Полярная звезда. В пределах тропика Рака (южнее 23°26’ с.ш.) характерно достижение Солнцем зенита в своей высшей точке в день летнего солнцестояния. На широте 23°26’ с.ш. Солнце только доходит до зенита (то есть располагается прямо над головой наблюдателя), а вот в более южных широтах (до 23°26’ ю.ш.) Солнце проходит через зенит 2 раза в год. Чем ближе к экватору, тем интервал между двумя прохождениями Солнца через зенит будет больше.
Если мы будем наблюдать движение солнца в течение года в одно и то же время и фиксировать свое наблюдение, то в итоге получим такую картинку (аналемму).
Для северных широт
Для средних широт
Самая верхняя точка аналеммы – это летнее солнцестояние. Самая нижняя – зимнее. Точка пересечения – это 15 апреля и 29 августа. Чуть ниже точки пересечения находятся положения Солнца в дни равноденствий. Если для средних широт аналемма расположена под наклоном, то в тропиках она лежит горизонтально. А это значит, что древним жителям Месоамерики не казалось, что в дни солнцестояний светило было выше или ниже, для них эти две точки характеризовали крайнее южное и крайнее северное положения Солнца.
Из-за своего положения в пределах тропика Рака географическая широта Месоамерики определяет ряд особенностей по отношению к наблюдению Солнца. Если в более северных широтах выделяется 4 сезона, то в тропиках только 2 (сезоны дождей и засухи). Для этой территории очень важную роль играют такие явления, как прохождение солнца через зенит, так как оно связано с климатом. Первое прохождение солнца через зенит знаменует скорое наступление сезона дождей, что является необходимым условием для посева маиса. Эта взаимосвязь нашла отражение в мифологии и ритуалах.[3]
[1] Johanna Broda. Mesoamerican Astronomy and the Ritual Calendar, стр.250\Science Across Cultures: The History Of Non-Western Science. Volume 1 Astronomy Across Cultures 2000
[2] Johanna Broda. Mesoamerican Astronomy and the Ritual Calendar, стр.234\Science Across Cultures: The History Of Non-Western Science. Volume 1 Astronomy Across Cultures 2000
[3] Stanislaw Iwaniszewski. The Length of the Year in Maya Calendar and Astronomy, стр. 291\Anthropological Notebooks 2013, Year XIX, supplement
Источник
Что мы знаем о Солнце
Самая детально изученная звезда – это наше Солнце. Оно весьма полезно для нас: без него не было бы жизни на Земле. Но что мы узнали про Солнце за всю историю его наблюдений?
Из предыдущей лекции мы знаем, что Солнце очень большое: по диаметру в 10 раз крупнее самой большой планеты нашей системы – Юпитера, и почти в 110 раз крупнее Земли. А по массе Солнце с Юпитером различаются почти в 10³ = 1000 раз, поскольку их плотность примерно одинаковая, около 1,5 г/см³ – это чуть больше, чем у морской воды, т. е. привычная для нас величина. Но надо понимать, что это среднее значение по всему объёму: на поверхности Солнца плотность газа намного меньше, а к центру она нарастает так, что становится в 20 раз больше, чем у железа.
Как смотреть на Солнце
Мы ощущаем Солнце благодаря его излучению. А какова его полная мощность? Если поместить Солнышко в точку фокуса гигантского космического рефлектора и тем самым сконцентрировать всю его световую мощь на Землю, то через 4 минуты все наши океаны не просто закипели бы, они бы полностью выкипели в космическое пространство. Представьте: всего 4 минуты – и нет больше воды на Земле, вот что такое солнечное излучение. А через 10 суток испарился бы весь земной шар.
К счастью, на нас попадает не всё солнечное излучение, а его микроскопическая доля, поэтому Земля и жизнь на ней не сильно от него страдают. Но учтите: прямой солнечный свет очень опасен для зрения. Конечно, можно на мгновение глянуть – и сразу же отвести взгляд. Но лучше этого не делать. Даже если вы собираетесь наблюдать за солнечным затмением, то смотреть на него длительно без тёмных очков нельзя. И очки нужны не пляжные, а специальные, с очень плотной светозащитной плёнкой, которая примерно в тысячу раз ослабляет световой поток; в таком случае ваша сетчатка от наблюдения не пострадает.
А если вы решили наблюдать Солнце в телескоп, то запомните, что дело это крайне опасное. Телескоп собирает свет огромным объективом и весь его направляет в ваш глаз. Астрономы шутят, что на Солнце в телескоп можно посмотреть лишь дважды в жизни: один раз – правым глазом, а второй раз – левым. На мгновение глянул в окуляр – и всё, капут. Чтобы этого избежать, сделали специальный окуляр с зеркальцем, которое отбрасывает 99,99% света вбок, отводя его в ту часть обсерватории, где людей не должно быть. А в глаз попадает совсем чуть-чуть света, и тогда можно безопасно смотреть на солнечную поверхность.
Но если вам когда-нибудь придётся подсесть к окуляру большого телескопа, учтите, что это не совсем безопасно: обратите внимание, что параллельно его оси имеется маленький телескопчик – своеобразный оптический прицел, называемый гидом или искателем, у которого свой окуляр. В школьные годы в такой телескоп я наблюдал Солнце в проекции на белом экране (это очень удобный и безопасный способ) и однажды забыл закрыть объектив искателя. Внезапно, почувствовав запах горелого, я догадался и моментально отпрыгнул от телескопа. А потом долго ходил в пальто с прожжённой на спине дырой. Так что даже небольшой телескоп, сфокусировав на вашей спине лучи Солнца, может сильно вам навредить.
Проще всего наблюдать Солнце вообще без телескопа. Берёте маленький листочек бумаги или картонки, протыкаете в нём дырочку иголкой – и получившаяся камера-обскура даёт вам геометрически точный портрет Солнца. Люди таким способом наблюдают затмение, не рискуя.
Если у вас есть небольшая подзорная труба без специальных светофильтров, то можно, удобно расположив у окуляра экран, спроецировать на него изображение. По мере того, как Луна «наползает» на Солнце, с экрана вы фотографируете фазы затмения безопасно для глаз.
Что видно на Солнце
Глядя на нашу родную звезду с Земли, мы видим хорошо оформленный круг фотосферы, можем измерить его диаметр. Присмотревшись, замечаем любопытный эффект потемнения к краю: в центре солнечный диск ярче, чем по краям. Это легко объяснимо: в середине наш взгляд протыкает солнечную атмосферу перпендикулярно и уходит вглубь, в горячие слои, вплоть до предела прозрачности, в то время как на видимом крае (его называют лимбом) луч зрения проходит только сквозь верхние слои атмосферы, а они более холодные и поэтому менее яркие.
Поверхность Солнца не столь однородна, как кажется на первый взгляд: на светлом фоне мы замечаем какие-то пятнышки. Причём если день ото дня фотографируем или зарисовываем Солнце, то отметим перемещение этих пятен. Делаем вывод, что, во-первых, Солнце вращается, а во-вторых, на Солнце не все области имеют одинаковую температуру: если обычная температура – около 6000 K, то пятна явно холоднее – до 4000 K, как показывают измерения. Вроде бы разница невелика, но вспомните, что лучеиспускательная способность пропорциональна 4-й степени температуры. Кроме того, спектр смещается из области видимого света в инфракрасный диапазон, а инфракрасные лучи хуже проходят сквозь земную атмосферу и хуже фиксируются фотоприемниками, поэтому пятна выглядят такими чёрными.
Размер солнечных пятен невероятен. Бывают пятна в несколько раз больше земного шара. Пятна окружены яркой поверхностью фотосферы, где постоянно всплывают горячие потоки газа. На их фоне явно выделяются более холодные пятна, причём с градацией яркости: астрономы говорят, что у солнечного пятна есть «тень» (амбра) и «полутень» (пенамбра). Пятно стабильно, потому что мощное магнитное поле препятствует горизонтальному перемешиванию в нём газа. Частицы горячего газа ионизованы, по существу это плазма, которая в магнитном поле движется своеобразно: вдоль силовых линий может, а поперёк – нет, поэтому циркуляция вещества в поперечных направлениях заторможена.
Когда мы изучаем фотосферу Солнца с сильным увеличением, то и помимо пятен обнаруживаем много чего любопытного. Сейчас появилось новое поколение телескопов, в том числе и на спутниках, летающих за пределами атмосферы Земли, так что теперь мы можем наблюдать структуру поверхности очень детально. Оказывается, что даже спокойная, невозмущённая фотосфера не однородна, она вся состоит как бы из зёрнышек, гранул. Размер этих гранул – порядка угловой секунды, что соответствует примерно тысяче километров. Это гигантские потоки плазмы, которые с околозвуковой скоростью выныривают из недр Солнца, остывают и уходят вниз. А в пятнах происходит «водопад»: охлаждаясь, вещество вдоль силовых магнитных линий устремляется вниз, но снизу поток тепла подходит не такой интенсивный. Поэтому вещество охлаждается всё сильнее и сильнее и на контрасте с яркой поверхностью становится для телескопа тёмным, практически чёрным.
Как работает Солнце
Внутреннее строение Солнца мы себе представляем так: есть центральная часть, или ядро, в котором температура выше 5 млн градусов, а в самом его центре – примерно 15 млн. Это источник энергии, там идут термоядерные реакции, а выделяющаяся при этом энергия переносится наружу. В звёздах эффективно работают два механизма переноса.
Из внутренней, высокотемпературной части перенос энергии осуществляется в основном квантами излучения, фотонами. Вещество лежит слоями, практически не перемешиваясь, а кванты из ядра сквозь него диффундируют к более холодной поверхности. Квантов там много, плотность их отнюдь не маленькая, и продвигаются они очень медленно. Дело в том, что плазма настолько непрозрачна для света, что родившемуся в ядре электромагнитному кванту, который движется со скоростью света, чтобы выбраться на поверхность и улететь в открытое пространство, требуется порядка ста тысяч лет.
На какой-то глубине плотность и температура квантов уменьшаются настолько, что они становятся не в состоянии обеспечить перенос всей энергии, которая выделяется в ядре. И тут в дело переноса энергии вступает уже конвекция, перемешивание вещества: горячие потоки газа всплывают, охлаждаются, становятся менее тёплыми и тонут. Как в кастрюльке, если воду подогреваем на плитке, она бурлит.
В природе есть и третий механизм переноса энергии – теплопроводность: в твёрдом теле молекулы колеблются и друг друга толкают, происходит кинетическая передача тепла. Этот процесс внутри Солнца тоже имеет место, но роли практически не играет. Однако есть звёзды, в которых теплопроводность является основным способом переноса, это белые карлики.
Современным телескопам на космических аппаратах не мешает атмосфера Земли, они намного детальнее показывают нам структуру поверхности Солнца, и иногда мы видим странные вещи: яркие точки на границах отдельных конвективных ячеек. Космические снимки получаются очень качественные, с высоким угловым разрешением. Раньше, всего лишь лет десять тому назад, в наземные телескопы мы не могли этого явления заметить. Теперь же мы понимаем, что бурление газа выносит не только горячие слои вещества, но вместе с ними и магнитное поле, «вмороженное» в потоки плазмы. В соседних ячейках с обеих сторон выходящие на поверхность потоки несут свои магнитные поля друг к другу. Встречаются два потока газа, на линии их соприкосновения магнитные силовые линии уплотняются, и плотность энергии магнитного поля, пропорциональная квадрату его напряжённости, нарастает. На изображениях, полученных при моделировании, и на прямых снимках Солнца видно, что на границе конвективных ячеек температура выше. Этот локальный разогрев происходит потому, что часть магнитной энергии переходит в тепловую энергию газа. На этом принципе основаны многие наземные приборы. Так, в некоторых термоядерных реакторах, которые сейчас конструируют, способом нагрева плазменного потока служит его «обжимание» магнитным полем, так называемый пинч-эффект.
Хотя космические телескопы, например, американский спутник «Солнечная динамическая обсерватория» (Solar Dynamic Observatory), действительно показывают нам намного более детальные изображения, но не это главное. Важнее то, что с помощью заатмосферных обсерваторий мы регистрируем гораздо больший спектральный диапазон: можно получить отдельно рентгеновский, ультрафиолетовый, инфракрасный портреты Солнца. Рассматривая последовательную серию этих фотографий, мы прежде всего замечаем, что площадь, занятая на диске Солнца пятнами, их количество и плотность меняются. Иногда их нет совсем или мало, а иногда их много и они большого размера. Это регулярное явление, открытое ещё в XVII веке, называют солнечной активностью, по сути это и есть активность процессов во внешнем слое Солнца, а пятна – её индикатор. Активность Солнца проявляется не только зримо, но и в его радиоизлучении, и в корпускулярном излучении, и в рентгеновском, которые тоже меняются год от года.
Рядом с пятном можно различить светлые прожилки, их обычно называют факелами. Физикам это явление тоже должно быть понятно: горячая плазма не смогла прорваться в область пятна, магнитное поле её туда не пустило, но ей надо куда-то деваться – и она прорывается рядом. Такими факелами окружено каждое пятно, но по краям Солнца они выглядят более контрастно.
С начала XVII века, когда Галилей начал наблюдать Солнце, ведётся хронология солнечной активности. На графике, демонстрирующем изменение во времени числа пятен или их общей площади, довольно чётко соблюдается периодичность: примерно 11,5 лет отделяет каждый максимум солнечной активности от последующего, т.е. периоды активности можно прогнозировать. Это важно, потому что в эпоху высокой активности Солнце представляет опасность, особенно для космической техники: чаще возникают неполадки, плотнее становятся верхние слои земной атмосферы, и т.п.
С середины XVII по начало XVIII века (в так называемый минимум Маундера) на Солнце вообще не отмечалось пятен, вспышек, мощных потоков газа, а на Земле это отозвалось малым ледниковым периодом. На старых голландских картинах изображали, что люди катались по каналам на коньках, в то время это было распространённой забавой. А попробуйте сейчас зимой поехать в Голландию: каналы не замерзают, а если иной раз и замерзнут на неделю, то никто на такой лёд не решится выйти.
Когда мы фотографируем не в широком диапазоне излучения, а выделяем из всего спектра одну узкую спектральную линию, получаются довольно интересные портреты. Например, если наблюдать Солнце сквозь интерференционно-поляризационный фильтр, который пропускает свет только в окрестности линии Hα (соответствующей переходу электрона в атоме водорода со 3-го на 2-й энергетический уровень), то на фоне однородной поверхности солнечного диска видны яркие области, в которых водород интенсивно излучает, и тёмные – в которых он поглощает. Понятно, что яркие области более горячие. Но откуда берутся тёмные? Это взвиваются фонтаны газа, которые висят некоторое время над поверхностью Солнца, поддерживаемые магнитным полем. Их называют протуберанцами, это относительно холодные и плотные водородные облака, плавающие в разреженной и горячей солнечной атмосфере, и они частично поглощают свет, идущий с поверхности.
И совсем фантастическим Солнце выглядит в отдельных линиях ультрафиолетового диапазона, но такие портреты получаются только со спутников: до поверхности Земли излучение длиной волны менее 300 нанометров не доходит. В белом свете Солнце кажется спокойным, но в линии излучения ионизованного железа та же самая поверхность выглядит совсем по-другому.
На синтетическом портрете, сложенном из нескольких спектральных линий, многое можно увидеть одновременно: тут и активные области, и выбросы-протуберанцы, и потоки газа в солнечной короне, и отдельные яркие точки, которых раньше не замечали вообще. Такие снимки рассказывают нам о том, как функционирует эта звезда на поверхности.
Особенно интересно получается, если делать снимки непрерывно и потом складывать из отдельных кадров «мувики». Так, один из старейших орбитальных телескопов, SOHO, уже 20 лет летает в космосе и несколько раз в час фотографирует Солнце через фильтр, пропускающий линии излучения водорода. Просматривая серии таких снимков, мы видим вспышки и протуберанцы в развитии, а также вращение звезды.
Солнце вращается не особенно быстро: примерно за 27 суток оно делает один оборот вокруг своей оси. Но есть звёзды, которые оборачиваются за несколько часов. Причина медленного вращения Солнца в том, что в процессе формирования нашей Солнечной системы планеты «отобрали» у своей звезды момент импульса, так что полный момент Солнечной системы в основном принадлежит планетам и складывается из их орбитального движения, прежде всего – движения массивного Юпитера. Поэтому, если мы видим, что какая-то звезда быстро вращается, то планет у неё, скорее всего, нет.
Детальный снимок окрестности солнечного пятна, сделанный в области одной спектральной линии ионизованного железа, хорошо показывает структуру магнитного поля. Подобно тому, как насыпанные на картонку железные опилки при поднесении снизу магнита выстраиваются вдоль силовых линий магнитного поля, так же точно ориентируются и потоки плазмы вокруг пятен, представляющих собой магнитные полюса. Таким образом, мы можем непосредственно изучать магнитные поля и поведение газа в этих магнитных полях. Поля там неслабые, порядка тысячи гауссов. В принципе, можно и на Земле такую напряжённость получить, но это нелегко. А тут у нас, можно сказать, бесплатная физическая лаборатория, в которой можно наблюдать и изучать магнитную газодинамику.
Как правило, протуберанцы спокойные. Они приподнимаются магнитным полем, ещё немножко свет на них снизу давит, т.е. получается магнитная ловушка, в которой висит плазменное облако, остывает – и тогда мы его видим. Иногда газ всё-таки покидает поверхность Солнца, и его потоки устремляются из фотосферы в более высокие слои атмосферы – хромосферу и корону. Корону мы видим редко, потому что она хоть и очень горячая, более миллиона градусов, но очень разрежена и поэтому света даёт мало. Только во время солнечного затмения, когда солнечный диск закрыт Луной, мы замечаем, что у Солнца атмосфера очень протяжённая и динамично меняющаяся: потоки газа вырываются из неё довольно интенсивно. На хороших снимках солнечного затмения мы прослеживаем корону очень далеко. И она каждый раз разная, потому что меняется активность в разных областях Солнца.
А теперь сопоставьте известные вам данные: поверхность Солнца нагрета всего до 5—6 тысяч градусов, но отходим дальше в холодный космос – и вдруг миллионы градусов. Странная картина, правда? Вроде бы тепло течёт от нагревателя к холодильнику, а поверхность Солнца – это и есть холодильник по сравнению с ядром. Что туда приносит энергию, что нагревает корону?
До сих пор выдвигали разные гипотезы необычно высокой температуры газа в короне – и звуковые волны, и магнитные. Лишь недавно астрофизики поняли причину этого явления: микровспышки на поверхности Солнца, малюсенькие яркие точки в области контакта между всплывающими в виде гранул потоками газа. Но «микро» такая вспышка лишь в масштабе всего Солнца, а абсолютная величина энергии каждой такой вспышки – порядка сотни мегатонн тринитротолуола (ТНТ). Для сравнения: энергия взрыва самой мощной бомбы (водородной) за всю историю человечества – 50 мегатонн (это была наша бомба, отечественная). А тут – сотни мегатонн, но тем не менее мы их называем «нановспышками», потому что на Солнце они почти не заметны.
Вспышка – это, по сути, взрыв магнитной бомбы: магнитные поля сжимают поток плазмы, от этого она за короткое время сильно разогревается. В этом месте на поверхности Солнца возникает возмущение, от которого расходятся тяжёлые (физики говорят — гравитационные) волны, подобные волнам на поверхности воды. Т.е. вспышка как бы стукнула по поверхности – и пошла волна, типичное цунами. В каждой такой вспышке энергии выделяется достаточно, чтобы большой кусок плазмы нагреть и выбросить с поверхности. Не обязательно насовсем; он может взлететь и потом упасть – ведь от Солнца оторваться нелегко.
Бывает, что облако выбрасывается со второй космической скоростью, это называют «корональные выбросы массы», которые летят в разные стороны. Если комета сталкивается с таким выбросом, у неё хвост может оторвать. Правда, тут же новый, как у ящерицы, вырастет, потому что она постоянно испаряется. Налетают солнечные выбросы и на Землю. Когда такое плазменное облако на нашу атмосферу обрушивается, мы наблюдаем полярное сияние. Для нас эти события важны, поэтому за солнечными чудесами сегодня следит множество спутников. Полярное сияние также возникает и на Юпитере, и на Сатурне.
Солнце, как и всё в этом мире, не вечное. О том, сколько ему (и Земле) осталось существовать, – на следующей лекции.
Источник