Солнечные затмения: их условия и причины

Когда-то в древности китайцы считали, что Солнце исчезает с небосклона потому, что его пожирает дракон. Сегодня мы знаем, что полные солнечные затмения случаются в эпохи новолуния, когда наш спутник, находясь между Солнцем и Землей, отбрасывает тень на Землю. Важно, что видимые угловые размеры Луны могут быть больше угловых размеров Солнца — только в этом случае наблюдаются полные затмения. Однако происходят они далеко не всякий раз, примерно на семь новолуний случается одно затмение, частичное или полное, и только на двадцать — одно полное. Дело в том, что «участники» явления в эпоху новолуния не всегда располагаются на одной прямой: не совпадают плоскости орбит обращения Земли вокруг Солнца и Луны вокруг Земли.

В чередовании затмений еще древними египтянами была отмечена периодичность, названная «сарос» (повторение). Этот период охватывает 18 лет 10—11 дней. Зная сарос, можно предсказать лишь дату затмения: точное время и место требуют детальных расчетов. Теперь они могут быть сделаны с удивительно малой погрешностью — момент определенной фазы затмения вычисляется для данного географического пункта с точностью в 1—2 секунды.

Полные солнечные затмения видимы в узкой — не более 230 километров шириной — полосе, протягивающейся, правда, на расстояние до 10 тысяч километров. Эта полоса занимает ничтожную долю земной поверхности, чем и объясняется редкость полного затмения, в каком-либо определенном месте. В среднем там его следует ожидать не чаще, чем раз в 300—400 лет.

Лунная тень, имеющая форму эллипса, за несколько часов пробегает вдоль полосы от восхода до захода Солнца. Таким образом, скорость ее движения по поверхности Земли значительна и угнаться за тенью можно лишь на сверхзвуковом самолете. При этом затмение можно «растянуть» до нескольких часов. Такой эксперимент был поставлен в 1973 году французскими учеными, использовавшими самолет «Конкорд».

Ну, а если вести наблюдение не сходя с места? Тогда следить за полной фазой затмения можно максимум 7 минут 30 секунд.

В чем же научная ценность этих явлений? Да в том, что, наблюдая за ними, мы создаем более точный портрет Солнца. Когда его яркий диск — фотосфера — закрывается Луной, на потемневшем фоне неба видны самые внешние части солнечной атмосферы — корона. В высокогорных обсерваториях и на космических аппаратах ее также можно наблюдать с помощью специальных методов: искусственного солнечного затмения. Но все же они не заменят того, что время от времени дарит нам природа.

Что представляет собой солнечная корона? Это весьма разреженный, практически полностью ионизованный газ — плазма. Ее температура достигает миллиона градусов, а в некоторых особо горячих областях — десятков миллионов.

Корона — образование нестационарное, динамическое. На больших расстояниях от Солнца вся масса ее вещества «течет» со значительной скоростью — сотни километров в секунду, образуя так называемый солнечный ветер, который достигает нашей планеты и заметно влияет на ее атмосферу. Так что Земле просто необходим «портрет» светила.

Видимое глазом серебристое излучение короны — это рассеянный на свободных электронах свет Солнца. Распределение энергии в спектре короны непрерывное, оно почти копирует солнечный спектр. Изучение этого «почти» — эмиссионных линий, испускаемых ионами короны,— позволяет не только провести количественный химический анализ ее вещества, но и судить о его температуре и характере движений.

Непрерывное излучение короны частично поляризовано, то есть некоторая его доля — это электромагнитные колебания, лежащие в определенной плоскости, в отличие от естественного, неполяризованного света, плоскость колебаний которого хаотически меняется. Так как корона прозрачна для собственного излучения, то по ее виду трудно судить о распределении вещества вдоль луча зрения: какие детали расположены ближе или дальше от нас, — отсутствует стереоэффект. Поляризационные же наблюдения дают такую информацию.

Чем она полезна? Вещество короны имеет высокую электропроводность, и поэтому его распределение контролируется в значительной степени солнечным магнитным полем. Значит, изучение ее структуры может дать представление о конфигурации магнитных полей Солнца.

Корона сильно меняется от затмения к затмению, и это обусловлено не только ее вращением вместе с Солнцем, но и физическим изменением структурных образований. Большие лучи короны — «опахала» — существуют один — три месяца, полярные — до нескольких дней. В течение одиннадцатилетнего цикла солнечной активности происходит не только смена одних корональных структур другими, вновь возникшими. Меняется общий вид короны, который зависит от направления лучей и расположения их на Солнце. В минимуме активности большие лучи вытягиваются вдоль солнечного экватора, а полярные занимают обширные области. В максимуме полярные лучи практически исчезают, а большие — «опахала» — направлены радиально и присутствуют на всех гелиографических широтах. Все эти перемены формы короны отражают изменения структуры суммарного магнитного поля Солнца в зависимости от фазы активности.

Корональные образования тесно связаны с активными образованиями в нижних слоях солнечной атмосферы: с темными пятнами, яркими участками — факелами в фотосфере и с протуберанцами — облаками относительно холодного (6000 градусов) газа.

Автор: Г. Никольский.