Учебная работа. Реферат: Физика звезд
1.1. Светимость звезд, звездная величина.
Если глядеть на звездное небо, сходу кидается в глаза, что звезды резко различаются по собственной яркости – одни светят весьма ярко, они просто приметны, остальные тяжело различить невооруженным глазом.
Еще старый астролог Гиппарх предложил различать яркость звезд. Звезды были разбиты на 6 групп: к первой относятся самые калоритные – это звезды первой величины (сокращенно – 1m, от латинского magnitudo- величина), звезды послабей – ко 2-ой звездной величине (2m) и так дальше до 6-ой группы – чуть различимые невооруженным глазом звезды. Звездная величина охарактеризовывает сияние звезды, другими словами освещенность, которую звезда делает на земле. Сияние звезды 1m больше блеска звезды 6mв 100 раз.
Вначале яркость звезд определялась неточно, приблизительно; позднее, с возникновением новейших оптических устройств, светимость стали определять поточнее и стали известны наименее калоритные звезды со звездной величиной больше 6. (Самый мощнейший русский телескоп – 6-ти метровый рефлектор – дозволяет следить звезды до 24-й величины.)
С повышением точности измерений, возникновением фотоэлект-рических фотометров, росла точность измерения яркости звезд. Звездные величины стали обозначать дробными числами. Более калоритные звезды, также планетки имеют нулевую либо даже отрицательную величину. к примеру, Луна в полнолуние имеет звездную величину -12,5, а солнце — -26,7.
В 1850 г. британский астролог Н. Поссон вывел формулу:
E1/E2=(5√100)m3-m1≈2,512m2-m1
где E1и E2 – освещенности, создаваемые звездами на Земле, а m1и m2– их звездные величины. Другими словами, звезда, к примеру, первой звездной величины в 2,5 раза ярче звезды 2-ой величины и в 2,52=6,25 раз ярче звезды третьей величины.
Но значения звездной величины недостаточно для свойства светимости объекта, для этого нужно знать расстояние до звезды.
Расстояние до предмета можно найти, не добираясь до него на физическом уровне. необходимо измерить направление на этот предмет с 2-ух концов известного отрезка (базиса), а потом высчитать размеры треугольника, образованного концами отрезка и удалённым предметом. Этот способ именуется триангуляцией.
Чем больше базис, тем поточнее итог измерений. Расстояния до звёзд настолько значительны, что длина базиса обязана превосходить размеры земного шара, по другому ошибка измерения будет велика. К Счастью, наблюдающий совместно с планеткой путешествует в течение года вокруг Солнца, и если он произведёт два наблюдения одной и той же звезды с интервалом в несколько месяцев, то окажется, что он разглядывает её с различных точек земной орбиты, – а это уже приличный базис. Направление на звезду поменяется: она незначительно сместится на фоне наиболее далёких звёзд. Это смещение именуется параллактическим, а угол, на который сместилась звезда на небесной сфере, – параллаксом. Годовым параллаксом звезды именуется угол, под которым с неё был виден средний радиус земной орбиты, перпендикулярный направлению на звезду.
С понятием параллакса соединено заглавие одной из главных единиц расстояний в астрономии – парсек. Это расстояние до воображаемой звезды, годовой параллакс которой приравнивался бы буквально 1’’. Годовой параллакс хоть какой звезды связан с расстоянием до неё обычный формулой:
r=1/П
где r – расстояние в парсеках, П – годовой параллакс в секундах.
на данный момент способом параллакса определены расстояния до почти всех тыщ звёзд.
сейчас, зная расстояние до звезды, можно найти ее светимость – количество реально излучаемой ею энергии. Ее охарактеризовывает абсолютная звездная величина.
Абсолютная звездная величина (M) – таковая величина, которую имела бы звезда на расстоянии 10 парсек (32,6 световых лет) от наблюдающего. Зная видимую звездную величину и расстояние до звезды, можно отыскать ее абсолютную звездную величину:
M=m + 5 – 5 * lg(r)
Наиблежайшая к Солнцу звезда Проксима Центавра – крохотный мерклый красноватый лилипут – имеет видимую звездную величину m=-11,3, а абсолютную M=+15,7. Невзирая на близость к Земле, такую звезду можно рассмотреть лишь в мощнейший телескоп. Еще наиболее мерклая звезда №359 по каталогу Вольфа: m=13,5; M=16,6. Наше солнце светит ярче, чем Вольф 359 в 50000 раз. Звезда δЗолотой Рыбы (в южном полушарии) имеет лишь 8-ю видимую величину и не различима невооруженным глазом, но ее абсолютная величина M=-10,6; она в миллион раз ярче Солнца. Если б она находилась от нас на таком же расстоянии, как Проксима Центавра, она бы светила ярче Луны в полнолуние.
Для Солнца M=4,9. На расстоянии 10 парсек солнце будет видно слабенькой звездочкой, с трудом различимой невооруженным глазом.
1.2. размеры, массы, плотность звезд.
Звёзды так далеки, что даже в самый большенный телескоп они смотрятся всего только точками. Как выяснить размер звезды?
На помощь астрологам приходит Луна. Она медлительно движется на фоне звёзд, по очереди перекрывая идущий от их свет. Хотя угловой размер звезды очень мал, Луна заслоняет её не сходу, а за время в несколько сотых либо тысячных толикой секунды. По длительности процесса уменьшения яркости звезды при покрытии её Луной определяют угловой размер звезды. А, зная расстояние до звезды, из углового размера просто получить её настоящие размеры.
Но только маленькая часть звёзд на небе размещена так успешно, что может покрываться Луной. Потому обычно употребляют остальные способы оценки звёздных размеров. Угловой поперечник ярчайших и не весьма далёких светил быть может конкретно измерен особым устройством – оптическим интерферометром. Но почти всегда радиус звезды (R) определяют на теоретическом уровне, исходя из оценок её полной светимости (L) и температуры (T):
R2 =L / (4πσT4)
Размеры звезд бывают весьма различны. Встречаются звезды сверхгиганты, радиус которых в тыщи раз больше солнечного. С иной стороны известны звезды-карлики с радиусом в 10-ки раз меньше, чем у Солнца.
Важной чертой звезды является масса. Чем больше вещества собралось в звезду, тем выше давление и температура в её центре, а это описывает фактически все другие свойства звезды, а так же индивидуальности её актуального пути.
Прямые оценки массы могут быть изготовлены лишь на основании закона глобального тяготения. Масса звезд колеблется в существенно наименьших границах: приблизительно от 1028до 1032килограмм. Существует связь меж массой звезды и ее светимостью: чем больше масса звезды, тем больше ее светимость. Светимость пропорциональна приблизительно четвертой степени массы звезды:
2. Строение звезд. Модели неких типов звезд.
Строение звёзд зависит от массы. Если звезда в несколько раз массивнее Солнца, то глубоко в её недрах происходит интенсивное перемешивание вещества (конвекция), подобно бурлящей воде. Такую область именуют конвективным ядром звезды. Чем больше звезда, тем огромную её часть составляет конвективное ядро, в каком находится источник энергии. По мере перевоплощения водорода в гелий молекулярная масса вещества ядра увеличивается, а его объём миниатюризируется. Наружные же области звезды при всем этом расширяются, она возрастает в размерах, а температура её поверхности падает. Жгучая звезда – голубой гигант – равномерно преобразуется в красноватый гигант.
Срок жизни звезды впрямую зависит от её массы. Звёзды с массой в 100 раз больше солнечной живут всего несколько миллионов лет. Если масса составляет 2-3 солнечных срок возрастает до млрд лет. В звёздах-карликах, масса которых меньше массы Солнца, конвективное ядро отсутствует. Водород в их пылает, превращаясь в гелий, в центральной области. Когда он сгорает стопроцентно, звёзды медлительно сжимаются и за счёт энергии сжатия могут существовать ещё весьма долгое время.
Солнце и подобные ему звёзды представляют собой промежный вариант. У Солнца имеется малюсенькое конвективное ядро, но не весьма чётко отделённое от остальной части. Ядерные реакции горения водорода протекают как в ядре, так и в его округах. возраст Солнца приблизительно 4.5-5 миллиардов. лет, и за это время оно практически не изменило собственного размера и яркости. Опосля исчерпания водорода солнце может равномерно вырасти в красноватый гигант, сбросить чрезвычайно расширившуюся оболочку и окончить свою жизнь, превратившись в белоснежный лилипут. Но это случится не ранее, чем через 5 миллиардов. лет.
У звезд нижней части главной последовательности (красноватые лилипуты) термоядерные реакции протекают в центральной части ядра. Перенос энергии к поверхности звезды осуществляется конвекцией. В ярчайших звездах верхней части главной последовательности перенос энергии от конвективного ядра осуществляется излучением. Красноватые гиганты имеют центральное маленькое ядро из гелия, температура в границах которого схожа. Это ядро окружено узенькой зоной, в какой происходят ядерные реакции. Дальше идет широкий слой, где энергия передается конвекцией. В отличие от бардовых гигантов, белоснежные лилипуты однородны и состоят из вырожденного газа.
3. Переменные звезды. Новейшие и сверхновые.
время от времени на небе возникают новейшие звёзды: они вспыхивают, добиваются необычно броского блеска, а позже в течение нескольких недель либо месяцев угасают, время от времени вспыхивают вновь, но не пропадают навечно. Это, так именуемые, переменные звёзды, звёзды сияние которых изменяется. До сего времени астрологи не пришли к одному воззрению, какого малого конфигурации блеска довольно для того, чтоб причислить звезду к данному классу. По этому в сборники переменных звёзд включают все звёзды, у каких достоверно выявлены даже весьма незначимые колебания блеска. на данный момент в нашей Галактике понятно наиболее 20000 переменных звёзд. Переменные звёзды различаются массой, размерами, возрастом, причинами переменности и разделяются на несколько огромных групп.
Одна из групп – пульсирующие звезды. Первым такую звезду открыл Фабрициус, ученик Тико Бриге, еще в 1596 году и именовал ее Мирой; эта звезда меняет собственный сияние с периодом 332 денька. Подобные звезды с долгим периодом именуют меридами. Это в главном красноватые гиганты меняющие сияние на несколько звёздных величин с периодами в среднем от нескольких месяцев до полутора лет.
Наиболее всераспространены и отлично исследованы переменные звезды другого класса – цефеиды (нареченные так по имени δ Цефея, открытой Гудрайком в 1784 году). Цефеиды – пульсирующие гиганты. Их периоды очень различны– от 1,5 до 50 суток. Цефеиды обнаружены не только лишь в нашей галактике, да и в Магелановых облаках и в туманности Андромеды. К цефеидам относится и Полярная звезда – α Малой Медведицы. Амплитуда конфигураций ее блеска весьма мала – от 2,64mдо 2,5m, а период – приблизительно 4 суток.
В чем все-таки причина конфигурации блеска пульсирующих звезд? Более разработанной является теория, согласно которой пульсации происходят под действием противоборствующих сил – силы притяжения и силы давления газа, выталкивающего вещество наружу.
В сжатом состоянии преобладает давление газа – звезда расширяется. Среднее, уравновешенное состояние звезда проскакивает по инерции, потому что расширение идет весьма стремительно. В расширенном состоянии давление газа слабеет, силы тяготения опять сжимают звезду.
Пристальное внимание астрофизиков завлекают не только лишь пульсирующие переменные. Так именуемые, взрывные звёзды – пример сложных действий в двойных звёздных системах, где расстояние меж компонентами ненамного превосходит их размеры. В итоге взаимодействия компонент вещество из поверхностных слоёв наименее плотной из звёзд начинает перетекать на другую звезду. В большинстве взрывных переменных та звезда, на которую перетекает газ, – белоснежный лилипут. Если на его поверхности скапливается много вещества, и резко начинаются термоядерные реакции, то наблюдается вспышка новейшей звезды.
Особенная группа переменных – самые юные звёзды, сравнимо не так давно (по галлактическим масштабам) сформировавшиеся в областях концентрации межзвёздного газа. Их именуют орионовыми переменными. Эти звёзды нередко меняют сияние хаотичным образом, но время от времени у их выслеживаются и признаки периодичности, связанной с вращением вокруг оси.
Переменные звёзды, описанные выше, меняют собственный сияние вследствие сложных физических действий в недрах либо на поверхности, или в итоге взаимодействия в тесноватых двойных системах. Это на физическом уровне переменные звёзды. Но найдено много звёзд, переменность которых разъясняется чисто геометрическими эффектами. Известны тыщи затменных переменных звёзд в двойных системах. Их составляющие, перемещаясь по своим орбитам, периодически заходят один за иной. Самая именитая переменная звезда – Алголь. Яркость быть может непостоянной и из-за того, что на поверхности звезды имеются тёмные либо светлые пятна. Вращаясь вокруг оси, звезда поворачивается к земному наблюдающему то наиболее светлой, то наиболее тёмной стороной.
Самая высочайшая степень переменности наблюдается у так именуемых новейших и сверхновых звезд. При вспышке новейшей звезды сияние ее увеличивается в тыщи раз. Опосля этого через несколько дней звезда начинает тускнеть, поначалу стремительно, потом уменьшение блеска замедляется и время от времени сопровождается отдельными маленькими усилениями.
Большая часть новейших звёзд являются компонентами тесноватых двойных систем, в каких одна – обычно, звезда типа нашего Солнца, а 2-ая – белоснежный лилипут. Орбита таковой двойной системы так тесновата, что обычная звезда очень деформируется приливным действием малогабаритного соседа. Плазма из атмосферы данной для нас звезды может свободно падать на белоснежный лилипут, в итоге чего же вокруг крайнего появляется узкий плотный слой газа, температура которого равномерно возрастает и растет до настолько больших значений, что начинается термоядерная реакция синтеза гелия. Из-за весьма большенный плотности вещества она носит взрывообразный нрав. Конкретно этот ядерный взрыв на поверхности белоснежного лилипута и приводит к сбросу накопившейся оболочки, разлёт и свечение которой наблюдается как вспышка новейшей звезды.
иной вариант разъяснения вспышки новейших – освобождение энергии в неглубоких слоях звезды. В итоге происходит взрыв, распыляющий наружные слои вещества звезды в окружающее место. При всем этом выделяется энергия, которую солнце дает за 10-ки тыщ лет. Но масса газовой оболочки, выкидываемой новейшей звездой относительно невелика и составляет приблизительно стотысячную долю массы звезды, потому через несколько лет звезда ворачивается в начальное состояние.
Как демонстрируют оценки, раз в год в нашей Галактике вспыхивает около сотки новейших звёзд.
Еще наиболее впечатляет взрыв сверхновой. Сверхновая в максимуме блеска имеет величину -12 – -18 m, другими словами в сотки и тыщи раз ярче новейших звезд. Светимость увеличивается в миллионы раз. Взрыв происходит на большенный глубине, большая часть массы звезды (а время от времени и вся) разлетается со скоростью до 10 тыс. км. / сек., а остаток сжимается (коллапсирует) в сверхплотную нейтронную звезду либо в чёрную дыру. Выброшенные газы образуют газовые туманности. Более популярная из их – Крабовидная туманность, являющаяся результатом вспышки сверхновой в 1054 году, зарегистрированной в китайских летописях. Сверхновые играют важную роль в эволюции звёзд. Они являются концом жизни звёзд массой наиболее 8-10 солнечных. Законченной теории взрыва сверхновой с формированием малогабаритного остатка и сбросом наружной оболочки пока не сотворено ввиду последней трудности учёта всех протекающих при всем этом физических действий.
4. Конец звезды – белоснежные лилипуты,нейтронные звёзды и чёрные дыры.
Опосля того как звезда исчерпает свои источники энергии, она начинает остывать и сжиматься. При всем этом физические характеристики газа абсолютно изменяются, так что его давление очень увеличивается. Если масса звезды невелика, то силы гравитации сравнимо слабы и сжатие звезды прекращается, она перебегает в устойчивое состояние белоснежного лилипута. В современной теории звёздой эволюции белоснежные лилипуты рассматриваются как конечный шаг эволюции звёзд средней и малой массы (меньше 3-4 масс Солнца). Опосля того как в центральных областях стареющей звезды выгорит весь водород, её ядро обязано сжаться и разогреться. Наружные слои при всем этом очень расширяются, действенная температура светила падает, и оно становится красноватым гигантом. Образовавшаяся разреженная оболочка звезды весьма слабо связана с ядром, и она в конце концов рассеивается в пространстве. На месте бывшего красноватого гиганта остаётся весьма жгучая и малогабаритная звезда, состоящая в главном из гелия, – белоснежный лилипут. Благодаря собственной высочайшей температуре она испускает основным образом в ультрафиолетовом спектре и ионизует газ разлетающейся оболочки. Но если масса превосходит некое критичное друг к другу, что большая звёздная масса сосредоточивается в весьма маленьком шаре радиусом несколько км и сжатие останавливается. Плотность этого шара – нейтронной звезды – страшенно велика даже по сопоставлению с плотностью белоснежных карликов: она может превысить 10 млн. т. / см. куб.
Что произойдёт, если масса звезды будет так велика, что даже образование нейтронной звезды не приостановит гравитационного коллапса?
Чёрные дыры образуются в итоге коллапса циклопических звёзд массой наиболее 3-х масс Солнца. При сжатии их гравитационное поле уплотняется всё посильнее и посильнее. В конце концов звезда сжимается до таковой степени, что свет уже не может преодолеть её притяжение. Радиус, до которого обязана сжаться звезда, чтоб перевоплотиться в чёрную дыру, именуется гравитационным радиусом. Для мощных звёзд он составляет несколько 10-ов км. Отличить чёрную дыру от нейтронной звезды (если излучение крайней не наблюдается) весьма тяжело. Потому о существовании чёрных дыр нередко молвят предположительно. Тем не наименее, открытие мощных несветящихся тел – серьёзный аргумент в пользу их существования.
5 Самая обычная звезда.
5.1. Физические характеристики Солнца.
Благодаря собственной близости к Земле солнце, естественно, является более изученной звездой. По всем характеристикам солнце – самая рядовая, обычная звезда. На диаграмме Герцшпрунга-Рассела она размещена посреди главной последовательности, посреди огромного количества ей схожих. Разглядим ее как представителя самого всераспространенного класса.
солнце относится к спектральному классу G2, желтоватый лилипут. температура на поверхности Солнца примерно равна 6000ºС; температура в центре – около 14*106ºС. Поперечник Солнца 1,39 миллионов км – в 100 раз больше земного. Масса – 2*1030 кг, средняя плотность – 1410 кг/м3(в центре ~ 105 кг/м3). Главные составляющие Солнца, как, вообщем, и остальных звезд, – водород (70%) и гелий (29%). Убыстрение вольного падения на поверхности – 274 метра за секунду (другими словами, сила тяжести в 28 раз больше, чем на Земле). Потому что солнце – плазменный шар, его слои вращаются вокруг оси неравномерно – у экватора резвее, чем у полюсов.
5.2. Внутреннее строение Солнца.
Наше солнце – это большой светящийся газовый шар, снутри которого протекают сложные процессы и в итоге безпрерывно выделяется энергия. Внутренний объём Солнца можно поделить на несколько областей. Познакомимся с ними, начиная с самого центра. В центральной части Солнца находится источник его энергии. Эта область именуется ядром. Под тяжестью наружных слоёв вещество снутри Солнца сжато, причём чем поглубже, тем посильнее. Плотность его возрастает к центру совместно с ростом давления и температуры. В ядре, где температура добивается 15 млн. К, происходит выделение энергии. Эта энергия выделяется в итоге слияния атомов лёгких хим частей в атомы наиболее тяжёлых. В недрах Солнца из четырёх атомов водорода появляется один атом гелия. Ядро имеет радиус не наиболее четверти общего радиуса Солнца. Но в его объёме сосредоточена половина солнечной массы и выделяется фактически вся энергия, которая поддерживает свечение Солнца. Но энергия жаркого ядра обязана как-то выходить наружу, к поверхности Солнца. Есть разные методы передачи энергии зависимо от физических критерий среды, а конкретно: лучистый перенос, конвекция и теплопроводимость. сходу вокруг ядра начинается зона лучистой передачи энергии, где она распространяется через поглощение и излучение веществом порций света – квантов. Плотность, температура и давление уменьшаются по мере удаления от ядра, и в этом же направлении идет поток энергии. В целом процесс этот очень неспешный. Чтоб квантам добраться от центра Солнца до фотосферы, нужны почти все тыщи лет: ведь, переизлучаясь, кванты всё время меняют направление, практически настолько же нередко двигаясь вспять, как и вперёд. Так что если б «печка» снутри Солнца вдруг погасла, то мы узнали бы о этом лишь миллионы лет спустя. На своём пути через внутренние солнечные слои поток энергии встречает такую область, где непрозрачность газа очень увеличивается. Это конвективная зона Солнца. тут энергия передаётся уже не излучением, а конвекцией. Что такое конвекция? Когда жидкость бурлит, она перемешивается. Так же может вести себя и газ. То же самое происходит и на солнце в области конвекции. Большие потоки жаркого газа поднимаются ввысь, где отдают своё тепло окружающей среде, а охлаждённый солнечный газ опускается вниз. Конвективная зона начинается приблизительно на расстоянии 0.7 радиуса от центра и простирается фактически до самой видимой поверхности Солнца (фотосферы), где перенос основного потока энергии вновь становится лучистым. Но по инерции сюда всё же попадают жаркие потоки из наиболее глубочайших, конвективных слоёв. Отлично популярная наблюдателям картина грануляции на поверхности Солнца является видимым проявлением конвекции.
3.3.Солнечная атмосфера.
Звёзды полностью состоят из газа. Но их наружные слои тоже называют атмосферой.
Атмосфера Солнца начинается на 200-300 км. поглубже видимого края солнечного диска. Эти самые глубочайшие слои атмосферы именуют фотосферой. Так как их толщина составляет не наиболее одной трёхтысячной толики солнечного радиуса, фотосферу время от времени условно именуют поверхностью Солнца. Плотность газа в фотосфере приблизительно таковая же, как в земной стратосфере, и в сотки раз меньше, чем у поверхности Земли. Температура фотосферы миниатюризируется то 8000 К на глубине 300 км. до 4000 К в самых верхних слоях. В телескоп с огромным повышением можно следить тонкие детали фотосферы: вся она кажется испещренной маленькими колоритными зёрнышками – гранулками, разделёнными сетью узеньких тёмных дорожек. Грануляция является результатом перемешивания всплывающих наиболее тёплых потоков газа и опускающихся наиболее прохладных. Разность температур меж ними в внешних слоях сравнимо невелика, но поглубже, в конвективной зоне, она больше, и перемешивание происходит существенно лучше. Конвекция во наружных слоях Солнца играет гигантскую роль, определяя общую структуру атмосферы. В конечном счёте конкретно конвекция в итоге сложного взаимодействия с солнечными магнитными полями является предпосылкой всех разнообразных проявлений солнечной активности. Фотосфера равномерно перебегает в наиболее разреженные наружные слои солнечной атмосферы – хромосферу и корону.
Хромосфера (греч. «сфера света») названа так за свою красновато-фиолетовую расцветку. Она видна впору полных солнечных затмений как клочковатое колоритное кольцо вокруг чёрного диска Луны, лишь что затмившего солнце. Хромосфера очень неоднородна и состоит в главном из продолговатых вытянутых язычков (спикул), придающих ей вид пылающей травки. температура этих хромосферных струй в 2-3 раза выше, чем в фотосфере, а плотность в сотки тыщ раз меньше. Общая протяжённость хромосферы – 10-15 тыс. км. Рост температуры в хромосфере разъясняется распространением волн и магнитных полей, проникающих в неё из конвективной зоны. Вещество греется приблизительно так же, как если б это происходило в огромной микроволновой печи. Скорости термических движений частиц растут, учащаются столкновения меж ними, и атомы теряют свои наружные электроны: вещество становится жаркой ионизованной плазмой. Эти же физические процессы поддерживают и необыкновенно высшую температуру самых наружных слоёв солнечной атмосферы, которые размещены выше хромосферы. Нередко во время затмений над поверхностью солнца можно следить необычной формы «фонтаны», «облака», «воронки», «кустики», «арки» и остальные ярко светящиеся образования из хромосферного вещества. Это самые превосходные образования солнечной атмосферы – протуберанцы. Они имеют приблизительно ту же плотность и температуру, что и хромосфера. Но они находятся над ней и окружены наиболее высочайшими, очень разреженными верхними слоями солнечной атмосферы. Протуберанцы не падают в хромосферу поэтому, что их вещество поддерживается магнитными полями активных областей Солнца. Некие протуберанцы, пробыв длительное время без приметных конфигураций, в один момент вроде бы взрываются, и вещество их со скоростью в сотки км в секунду выбрасывается в межпланетное место.
В отличие от хромосферы и фотосферы самая наружная часть атмосферы Солнца – корона – владеет большой протяжённостью: она простирается на миллионы км, что соответствует нескольким солнечным радиусам. Плотность вещества в солнечной короне убывает с высотой существенно медлительнее, чем плотность воздуха в земной атмосфере. Корону лучше всего следить во время полной фазы солнечного затмения. Главной индивидуальностью короны является лучистая структура. Корональные лучи имеют самую различную форму: время от времени они недлинные, время от времени длинноватые, бывают лучи прямые, а время от времени они очень изогнуты. Вид солнечной короны временами изменяется. Это соединено с одиннадцатилетнем циклом солнечной активности. Изменяется как общая яркость, так и форма солнечной короны. В эру максимума солнечных пятен он имеет сравнимо овальную форму. Когда же пятен не достаточно, форма короны становится вытянутой, при всем этом общая яркость короны миниатюризируется. Итак, корона Солнца – самая наружная часть его атмосферы, самая разреженная и самая жгучая. Добавим, что она и самая близкая к нам: оказывается, она простирается далековато от Солнца в виде повсевременно передвигающегося от него потока плазмы – солнечного ветра. Практически мы живём окружённые солнечной короной, хотя и защищённые от её проникающей радиации надёжным барьером в виде земного магнитного поля.
Перечень литературы:
1. В. П. Цесевич. Переменные звезды и их наблюдение. – М. 1980.
2. В. Г. Горбацкий. Галлактические взрывы. – М. 1979.
3. Ф. Хойл. Галактики, ядра и квазары. – Изд. “мир“, М.1968.
4. Астронавтика. Энциклопедия. Под ред. В. П. Глушко. М. 1985.
]]>