Сонячні затемнення: їх умови та причини

Колись в давнину китайці вважали, що Сонце зникає з небосхилу тому, що його пожирає дракон. Сьогодні ми знаємо, що повні сонячні затемнення трапляються в епохи молодика, коли наш супутник, перебуваючи між Сонцем і Землею, відкидає тінь на Землю. Важливо, що видимі кутові розміри Місяця можуть бути більше кутових розмірів Сонця — тільки в цьому випадку спостерігаються повні затемнення. Однак вони відбуваються далеко не всякий раз, приблизно на сім молодиків трапляється одне затемнення, часткове або повне, і тільки на двадцять — одне повне. Справа в тому, що “учасники” явища в епоху молодика не завжди розташовуються на одній прямій: не збігаються площини орбіт обігу Землі навколо Сонця і Місяця навколо Землі.

У чергуванні затемнень ще древніми єгиптянами була відзначена періодичність, названа “сарос” (повторення). Цей період охоплює 18 років 10-11 днів. Знаючи сарос, можна передбачити лише дату затемнення: точний час і місце вимагають детальних розрахунків. Тепер вони можуть бути зроблені з малою похибкою — момент певної фази затемнення обчислюється для даного географічного пункту з точністю до 1-2 секунди.

Повні сонячні затемнення видимі у вузькій – не більше 230 кілометрів шириною – смузі, що простягається, правда, на відстань до 10 тисяч кілометрів. Ця смуга займає незначну частку земної поверхні, чим і пояснюється рідкість повного затемнення, в будь-якому певному місці. В середньому там його слід очікувати не частіше, ніж раз на 300-400 років.

Місячна тінь, що має форму еліпса, за кілька годин пробігає вздовж смуги від сходу до заходу Сонця. Таким чином, швидкість її руху по поверхні Землі значна і встигнути за тінню можна лише на надзвуковому літаку. При цьому затемнення можна «розтягнути» до декількох годин. Такий експеримент був поставлений в 1973 році французькими вченими, що використали літак “Конкорд”.

Ну, а якщо вести спостереження не сходячи з місця? Тоді стежити за повною фазою затемнення можна максимум 7 хвилин 30 секунд.

У чому ж наукова цінність цих явищ? Та в тому, що, спостерігаючи за ними, ми створюємо більш точний портрет Сонця. Коли його яскравий диск — фотосфера — закривається Місяцем, на потемнілому тлі неба видно самі зовнішні частини сонячної атмосфери — корони. У високогірних обсерваторіях і на космічних апаратах її також можна спостерігати за допомогою спеціальних методів: штучного сонячного затемнення. Але все ж вони не замінять того, що час від часу дарує нам природа.

Що являє собою сонячна корона? Це дуже розріджений, практично повністю іонізований газ — плазма. Її температура сягає мільйона градусів, а в деяких особливо гарячих областях – десятків мільйонів.

Корона – утворення нестаціонарне, динамічне. На великих відстанях від Сонця вся маса її речовини «тече» зі значною швидкістю — сотні кілометрів в секунду, утворюючи так званий сонячний вітер, який досягає нашої планети і помітно впливає на її атмосферу. Так що Землі просто необхідний «портрет» світила.

Видиме оком сріблясте випромінювання корони — це розсіяне на вільних електронах світло Сонця. Розподіл енергії в спектрі корони безперервний, він майже копіює сонячний спектр. Вивчення цього «майже» — емісійних ліній, що випускаються іонами корони, — дозволяє не тільки провести кількісний хімічний аналіз її речовини, але і судити про його температуру і характер рухів.

Безперервне випромінювання корони частково поляризоване, тобто є певна його частка — це електромагнітні коливання, що лежать в певній площині, на відміну від природного, неполяризованого світла, площина коливань якого хаотично змінюється. Так як корона прозора для власного випромінювання, то по її виду важко судити про розподіл речовини уздовж променя зору: які деталі розташовані ближче або далі від нас, — відсутній стереоефект. Поляризаційні ж спостереження дають таку інформацію.

Чим вона корисна? Речовина корони має високу електропровідність, і тому її розподіл контролюється в значній мірі сонячним магнітним полем. Значить, вивчення її структури може дати уявлення про конфігурацію магнітних полів Сонця.

Корона сильно змінюється від затемнення до затемнення, і це обумовлено не тільки її обертанням разом з Сонцем, але і фізичною зміною структурних утворень. Великі промені корони — «опахала» – існують один-три місяці, полярні – до декількох днів. Протягом одинадцятирічного циклу сонячної активності відбувається не тільки зміна одних корональних структур іншими, знову виниклими. Змінюється загальний вигляд корони, який залежить від напрямку променів і розташування їх на Сонці. У мінімумі активності великі промені витягуються уздовж сонячного екватора, а полярні займають великі області. У максимумі полярні промені практично зникають, а великі — «опахала» — спрямовані радіально і присутні на всіх геліографічних широтах. Всі ці зміни форми корони відображають зміни структури сумарного магнітного поля Сонця в залежності від фази активності.

Корональні утворення тісно пов’язані з активними утвореннями в нижніх шарах сонячної атмосфери: з темними плямами, яскравими ділянками — смолоскипами у фотосфері і з протуберанцями — хмарами дещо холодного (6000 градусів) газу.

Автор: М. Нікольський.