Кометы, принадлежащие Солнечной системе, время от времени (с периодами от 3.3 года, как у кометы Энке, до нескольких десятков тысяч лет) проходят вблизи Солнца и называются периодическими. Вдали от Солнца комета тускло освещается его лучами, не имеет хвоста и не доступна для наблюдений. По мере приближения к Солнцу, её освещение усиливается, замёрзшие газы ядра, нагреваемые солнечными лучами, испаряются и окутывают ядро газопылевой оболочкой, образующей голову кометы. Под действием светового давления со стороны солнечных лучей и элементарных частиц, выбрасываемых Солнцем, газ и пыль уходят от головы кометы, образуя хвост, который в большинстве случаев направлен в сторону от Солнца и, в зависимости от природы входящих в него частиц, может иметь различную форму, от почти идеально прямой (хвост состоит из ионизированных газовых молекул) до резко искривлённой (хвост из тяжёлых пылевых частиц). У некоторых комет наблюдаются небольшие аномальные хвосты, направленные к Солнцу. Некоторые кометы имеют два хвоста: один искривлённый, состоящий из частиц пыли; другой - прямой, газовый, вытянутый в направлении, точно противоположном направлению на Солнце. У ряда комет было замечено по нескольку пылевых хвостов. Наблюдались кометы, хвосты которых тянулись почти на полнеба.
Форма хвоста описывается следующей шкалой: 0 - хвост прямой; 1 - слегка отклоненный; 2 - заметно изогнут; 3 - резко изогнут; 4 - направлен к Солнцу.
Видимая длина кометного хвоста оценивается в градусах дуги. Если видно ядро кометы, то его блеск оценивается подобно блеску переменных звёзд.
Чем чаще комета подходит к Солнцу, тем быстрее она теряет своё вещество. Поэтому периодические К., которые уходят от Солнца сравнительно недалеко (например, до орбиты Юпитера или Сатурна) и часто к нему возвращаются (короткопериодические; их известно около 100), не могут быть яркими. Они не видны невооружённым глазом. Наоборот, долгопериодические К. с большими периодами обращения вокруг Солнца вблизи него обычно бывают весьма ярки и видны невооружённым глазом.
Календарь (от лат. calendarium - "долговая книга": в римском лунном календаре первое число каждого месяца называлось "календами" - Calendae, и в этот день происходили уплаты процентов по долгам) - система, позволяющая согласовать продолжительность средних солнечных суток с другими, более длительными периодическими явлениями (сменой времен года, фазами Луны и т.п.), и обычно применяемая для счёта длительных промежутков времени. Календарь возник на заре становления цивилизации и генетически родственен астрологии. Уже в глубокой древности люди подметили, что промежутки времени, благоприятные для той или иной деятельности, повторяются с определённой периодичностью. Например, время, благоприятное для посева, повторяется приблизительно через 365 смен дня и ночи, а полнолуние, благоприятствующее ночной охоте, повторяется каждые 29-30 суток. Не менее важное значение имело точное определение моментов времени, наиболее благоприятных для совершения жертвоприношений богам, магических действий и т.п. Подобные функции календари схожи с функциями астрологии. Подтверждением этого является и то, что у некоторых народов астрология связана с календарями не меньше, чем с положениями план, а иногда и вовсе основана только на календаре. Основная проблема, с которой столкнулись уже древние создатели календаря, заключается в том, что ни продолжительность тропического года, ни продолжительность синодического месяца не равны целому числу суток. Более того, невозможно подобрать какое-либо целое число тропических лет (или синодических месяцев, в котором бы содержалось целое число суток). В древности эта проблема осложнялась ещё и тем, что не были точно известны продолжительность тропического года и синодического месяца.
Календари, в которых использовался тропический год (солнечные календари), составлялись прежде всего в сельскохозяйственных целях для определения сезонов полевых работ. Основной проблемой при разработке этих календарей была проблема високосов, которая позволила бы сделать календарь насколько возможно точным. В настоящее время наиболее широкое распространение получил григорианский календарь с довольно удобной системой високосных годов. Погрешность в 1 сутки в нём накапливается примерно за 3300 лет. Солнечными календарями являются также юлианский календарь и Хайяма календарь.
Календари, основанные на синодическом месяце (лунные календари), использовались обычно для культовых целей, так как были непригодны для определения сроков сельскохозяйственных работ (один и тот же месяц в разные годы приходился на различные времена года). Главным в разработке систем лунного было подобрать такое число целых лунных годов по 354 и 355 дней, чтобы продолжительность этого периода была наиболее близка к целому числу. Наиболее удачными соотношениями являются: 354.36706 x 8 = 2834.936 дней; 354.36706 х 30 = 10641.012 дней (354.36706 - продолжительность 12 лунных месяцев). Только эти равенства и получили применение во всех действующих лунных календарей. Первое из них называется турецким циклом, второе - арабским циклом. Они основаны на подходящих дробях 3/8 и 11/30 соответственно. Лунный календарь использовался в Древнем Вавилоне, Древнем Египте, Греции, Риме, а в странах ислама он в употреблении и по сей день. Использование лунного календаря, не позволяющего точно определить начало сезонов года, приводило к необходимости использовать календарные приметы, связанные с солнечным годом.
Календарь, позволяющий согласовать тропический год, синодический месяц и средние солнечные сутки, называется лунно-солнечным. В таком календаре должны соблюдаться два условия: необходимо, чтобы начала календарных месяцев возможно ближе располагались к новолунию, а сумма некоторого числа целых лунных месяцев (12, но в метоновом цикле 7 раз на протяжении 19 лет - 13 месяцев) возможно точнее соответствовала истинной продолжительности тропического года, чем достигается приблизительное согласование смены лунных фаз с годичным движением Солнца. Лунно-солнечные календари очень громоздки, сегодня они используются в основном в странах Юго-Восточной Азии.
Астрологические системы, базирующиеся на календарных расчётах, представляют собой один из наиболее ранних этапов развития астрологии. Если астрология предзнаменований тяготела к накоплению эмпирических наблюдений, то здесь, наоборот, рано проявилась тенденция к теоретическим обобщениям. После того, как были выделены основные календарные циклы (неделя, месяц, год и др.), фазам этих циклов были приписаны свои значения. Общим для двух древнейших видов астрологии было наличие неразрывной связи с гаданием. Различие состояло в том, что астрология предзнаменований требовала многочисленных и тщательных наблюдений за различными явлениями в природе (астрономическими, метеорологическими, сейсмическими и т.п.). Календарная же астрология нуждалась в гораздо меньшем количестве наблюдений, но в большем количестве расчётов.
Солнечное излучение, падающее на Землю, в общем-то очень стабильно, иначе жизнь на Земле подвергалась бы слишком большим температурным перепадам. В настоящее время спутники очень тщательно измерили энергию, излучаемую Солнцем, и показали, что солнечная постоянная не постоянна, а подвержена вариациям в пределах десятых долей процента, причем долгопериодические вариации связаны с солнечным циклом (Солнечная постоянная - количество солнечной энергии, приходящей на поверхность площадью 1 кв.м, развернутую перпендикулярно солнечным лучам в космосе) От максимума к минимуму солнечная постоянная уменьшается примерно на 0.1%, т.е. во время максимума активности (много пятен на Солнце) оно излучает как бы больше. Такие изменения также могут иметь влияние на земной климат. В Маундеровский минимум (1645-1715) было очень мало пятен. Этот период известен на Земле как малый ледниковый период: в это время было намного холоднее, чем сейчас. В принципе это может быть простым совпадением, но скорее всего, эти события имеют причинную связь.
Глубина проникновения солнечной радиации в атмосферу Земли зависит от длины волны его излучения. К счастью для жизни, оксид азота в тонком слое атмосферы на высоте выше 50 км над поверхностью Земли блокирует очень переменное коротковолновое ультрафиолетовое излучение Солнца. На меньших высотах озон и молекулярный кислород поглощают длинноволновую часть ультрафиолетового излучения, которое также вредно для жизни. Изменения солнечного ультрафиолетового излучения влияют на структуру озонового слоя.
На Землю оказывает воздействие также так называемый солнечный ветер, обусловленный спокойным испусканием коронарной плазмы. Солнечный ветер очень сильно влияет на хвосты комет и даже имеет измеряемые эффекты влияния на траекторию спутников. Заряженные частицы из солнечного ветра ответственны за северные и южные полярные сияния, когда они пронизывают земную атмосферу на высокой скорости и заставляют ее светиться.
Испускание Солнцем заряженных частиц, которое зависит в основном от условий в слоях, расположенных выше фотосферы, также меняется в цикле солнечной активности. Наибольшее значение среди этих частиц с точки зрения влияния на земные процессы имеют высокоэнергичные протоны, которые выбрасываются при взрывах в солнечной короне (одновременно выбрасываются также высокоэнергичные электроны).
Приходящие к Земле высокоэнергичные солнечные протоны имеют энергии от 10 млн. до 10 млрд. эВ (для сравнения энергия фотона видимого света составляет около 2 эВ). Наиболее энергичные протоны движутся со скоростью, близкой к скорости света, и достигают Земли приблизительно через 8 мин после самых мощных солнечных вспышек. Такие вспышки связаны с колоссальными извержениями в активных областях Солнца, которые резко увеличивают свою яркость в рентгеновском и крайнем ультрафиолетовом диапазонах. Считается, что источником энергии вспышек является быстрое взаимоуничтожение (аннигиляция) сильных магнитных полей, при которой происходит разогрев плазмы и возникают мощные электрические поля, ускоряющие заряженные частицы. Эти частицы способны оказать разнообразное влияние на людей находящихся в этот момент не под защитой земного магнитного поля.
Мощные протонные вспышки являются важным фактором для планирования полетов на гражданских авиалиниях, особенно проходящих в полярных широтах, где силовые линии земного магнитного поля направлены перпендикулярно поверхности Земли и поэтому позволяют заряженным частицам достигать нижних слоев атмосферы. Пассажиры в этом случае подвергаются повышенному радиационному облучению. Еще более сильное воздействие такие явления могут оказывать на экипажи космических аппаратов, особенно тех, которые летают на орбитах, проходящих через полюсы. Наблюдалось также влияние протонных вспышек на функционирование вычислительных систем. Так, в августе 1989 года одно такое событие парализовало работу вычислительного центра фондовой биржи в Торонто. В течение солнечного цикла происходит лишь несколько десятков таких мощных вспышек, и их частота значительно выше в его максимуме, чем в минимуме.
Изменения потока плазмы солнечного ветра, обтекающего Землю, приводят к воздействию совсем иного вида. Эта относительно низко энергичная плазма как бы убегает из солнечной короны, преодолевая из-за высокой температуры гравитационное притяжение Солнца. Магнитное поле Земли воздействует на заряженные частицы солнечного ветра и не позволяет им приблизиться к поверхности планеты. Пространство вокруг Земли, в которое в основном не могут проникать частицы солнечного ветра, называют земной магнитосферой. Вспышки и другие резкие изменения магнитных полей на Солнце приводят к возмущениям в солнечном ветре и изменяют давление плазмы на земную магнитосферу. Связанные с воздействием солнечного ветра изменения геомагнитного поля составляют лишь около 0,1% его напряженности, равной приблизительно 1 Гс. Однако индуцируемые даже столь малыми изменениями геомагнитного поля электрические токи в длинных проводниках на поверхности Земли (таких как высоковольтные линии или трубы нефтепроводов) могут приводить к драматическим последствиям. Долгое время предпринимались многочисленные попытки найти связь между солнечной активностью и погодой, Выдающийся английский астроном Уильям Гершель предположил, что Солнце наиболее ярко светит при максимуме солнечных пятен, а повышение температуры в этот период должно было бы приводить к увеличению урожая пшеницы и соответственно падению цен на нее. В 1801 г. он заявил, что цена на пшеницу действительно коррелирует с циклом солнечных пятен. Корреляция, однако, оказалась недостоверной, и Гершель стал заниматься другими проблемами. Многие такие кажущиеся связи оказались недолговечными, и все они имели тот недостаток, что были скорее статистическими, чем причинными. Никто еще не предложил разумного механизма, посредством которого столь малые изменения солнечной постоянной могли бы ощутимо влиять на земные процессы.
Солнце представляет собой сферически симметричное тело, находящееся в равновесии. Всюду на одинаковых расстояниях от центра этого шара физические условия одинаковы, но они заметно меняются по мере приближения к центру. Плотность и давление быстро нарастают в глубь, где газ сильнее сжат давлением вышележащих слоев. Следовательно, температура также растет по мере приближения к центру. В зависимости от изменения физических условий Солнце можно разделить на несколько концентрических слоев, постепенно переходящих друг в друга.
В центре Солнца температура составляет 15 млн. градусов, а давление превышает сотни миллиардов атмосфер. Газ сжат здесь до плотности около 1,5·105 кг/м3. Почти вся энергия Солнца генерируется в ядре - центральной области с радиусом примерно 1/3 солнечного.
Через слои, окружающие центральную часть, эта энергия передается наружу. Сначала энергия переносится излучением. Однако каждый фотон затрачивает миллионы лет для того, чтобы пройти зону излучения: свет многократно поглощается веществом и излучается вновь. Считается, что зона излучения простирается примерно на 1/3 радиуса Солнца.
На протяжении последней трети радиуса находится зона конвекции. Причина возникновения перемешивания (конвекции) в наружных слоях Солнца та же, что и в кипящем чайнике: количество энергии, поступающие от нагревателя, гораздо большее того, которое отводится теплопроводностью. Поэтому вещество вынуждено приходит в движение и начинает само переносить тепло.
Все рассмотренные выше слои Солнца фактически ненаблюдаемы. Об их существовании известно либо из теоретических расчетов, либо на основании косвенных данных.
Над конвективной зоной располагаются непосредственно наблюдаемые слои Солнца, называемые его атмосферой. Они лучше изучены, так как об их свойствах можно судить из наблюдений.
Солнечная атмосфера также состоит из нескольких различных слоев. Самый глубокий и тонкий из них - фотосфера, непосредственно наблюдаемая в видимом непрерывном спектре. Толщина фотосферы всего около 300 км. Чем глубже слои фотосферы, тем они горячее. Во внешних более холодных слоях фотосферы на фоне непрерывного спектра образуются фраунгоферовы линии поглощения.
Во время наибольшего спокойствия земной атмосферы в телескоп можно наблюдать характерную зернистую структуру фотосферы. Чередование маленьких светлых пятнышек - гранул - размером около 1000 км., окруженных темными промежутками, создает впечатление ячеистой структуры - грануляции. Возникновение грануляции связано с происходящей под фотосферой конвекцией. Отдельные гранулы на несколько сотен градусов горячее окружающего их газа, и в течении нескольких минут их распределение по диску Солнца меняется. Спектральные измерения свидетельствуют о движении газа в гранулах, похожих на конвективные: в гранулах газ поднимается, а между ними - опускается.
Распространяясь в верхние слои солнечной атмосферы, волны, возникшие в конвективной зоне и в фотосфере, передают им часть механической энергии конвективных движений и производят нагревание газов последующих слоев атмосферы - хромосферы и короны. В результате верхние слои фотосферы с температурой около 4500K оказываются самыми "холодными" на Солнце. Как вглубь, так и вверх от них температура газов быстро растет.
Расположенный над фотосферой слой, называемый хромосферой, во время полных солнечных затмений в те минуты, когда Луна полностью закрывает фотосферу, виден как розовое кольцо, окружающее темный диск. На краю хромосферы наблюдаются выступающие как бы язычки пламени - хромосферные спикулы, представляющие собою вытянутые столбики из уплотненного газа. Тогда же можно наблюдать и спектр хромосферы, так называемый спектр вспышки. Он состоит из ярких эмиссионных линий водорода, гелия, ионизированного кальция и других элементов, которые внезапно вспыхивают во время полной фазы затмения. Выделяя излучение Солнца в этих линиях, можно получить в них его изображение. Хромосфера отличается от фотосферы значительно более неправильной и неоднородной структурой. Заметно два типа неоднородностей - яркие и темные. По своим размерам они превышают фотосферные гранулы. В целом распределение неоднородностей образует так называемую хромосферную сетку, особенно хорошо заметную в линии ионизированного кальция. Как и грануляция, она является следствием движений газов в подфотосферной конвективной зоне, только происходящие в более крупных масштабах. Температура в хромосфере быстро растет, достигая в верхних ее слоях десятков тысяч градусов.
Страницы: 1, 2, 3, 4
