Куликовский П.Г. Справочник любителя астрономии

Подождите немного. Документ загружается.

§ 1.2. Луна

раздробленной породы при ударных

взрывах во время падения метеоритов.

Можно предполагать, что эти взры-

вы вызывают дробление коренных по-

род и спекание обломочного материа-

ла в вакууме в шлакоподобную массу.

На глубинах больше метра темпе-

ратура почти не зависит от фаз Луны,

т.е. не подвергается влиянию солнеч-

ного излучения. Более глубокие слои

обнаруживают повышение температу-

ры, подобно тому как на Земле на-

блюдается геотермический градиент;

на глубине 20 м температура на 25 °С

выше, чем на глубине 1 м под поверх-

ностью. Вероятно, причина сходная —

разогревание недр Луны радиоактив-

ными элементами.

Радиоастрономическими метода-

ми выявлены многочисленные «горя-

чие» пятна на Луне; большинство их

расположено внутри кратеров. Сканированием поверхности Луны во время полных

лунных затмений и вне затмений обнаружено более 400 «теплых пятен» малых раз-

меров (рис.23). Некоторые из них на ~50°С теплее окружающей местности. Более

горячими оказались внутренние части многих кратеров, причем чем меньше кратер,

тем большую разность температур он обнаруживает.

Причина образования лунных кратеров долгое время служила предметом спо-

ров. Существовали две гипотезы их происхождения: вулканическая и метеоритная.

По первой вулканические явления (извержения, сжатия, растрескивания почвы)

в прошлом происходили весьма интенсивно. Грандиозные пузыри газов выбивались

из недр Луны и, лопаясь, оставляли на поверхности кольцевые валы и нередко

центральные горки. По другой гипотезе, при падении крупных метеоритов проис-

ходили грандиозные взрывы, которые разбрасывали симметрично во все стороны

почву и образовывали кольцевые горы — кратеры. Сейчас уже нет сомнений, что

абсолютное большинство лунных кратеров имеют метеоритное происхождение.

На Земле обнаружены десятки кратеров, подобных лунным, но несравненно

меньших размеров. Таковы: кратер Ашанти (Гана) — диаметр 9,8 км, глубина

350 м, кратер Чабб в Северной Канаде (~3,4 км, глубина ~0,4 км), кратер Ротер

Камм в Юго-Западной Африке (2,4 км, наибольшая глубина 30 м, вал 90 м),

кратер Лонар в Индии (1,8 км, глубина 120 м) — их возраст от 1 до 10 млн лет;

метеоритный кратер в Аризоне (США) — «Каньон Дьявола» (~ 1,2 км, глубина

0,2 км, возраст ~5000 лет), семь кратеров на о. Сааремаа в Эстонии (наибольший

диаметр 110 м), кратеры, образовавшиеся во время падения Сихотэ-Алинского

метеорита (120 кратеров и воронок от 1 до 29 м в поперечнике), и др. Кроме

того, в различных местах Земли обнаружено около 120 древних, полуразрушенных

временем метеоритных кратеров, называемых астроблемами (Ыёта — по-гречески

рана), диаметрами до 140 км.

Многочисленные кратковременные феномены, проявляющиеся в виде светлых

и темных пятен, дымок и различных свечений, наблюдались на Луне начиная с XVI в.

Особенно знамениты в этом плане кратеры Аристарх, Платон, Альфонс. Однако

Угол фазы

Рис.22. Зависимость температуры поверхности

в центре лунного диска от угла фазы. Преры-

вистой линией показано падение температуры

во время полного лунного затмения

72 Глава 1. Общие сведения

зафиксировать такое свечение удалось лишь однажды — 3 ноября 1958 г. советский

астроном Н. А. Козырев, пользуясь 122-сантиметровым рефлектором КрАО, обнару-

жил в кратере Альфонс свечение газов, по-видимому, исходивших из центрального

пика. Очевидно, время наблюдения совпало с непродолжительным извержением

газов из лунного вулкана. До этого в 1957 г. в США была получена фотография

Луны, на которой центральная часть кратера Альфонс покрыта какой-то дымкой.

Вероятно, это тоже результат выброса облака газов.

Луна стала первым объектом, К которому направились автоматические зонды.

2 января 1959 г. советский зонд «Луна-1» прошел на близком расстоянии от поверх-

ности Луны, затем «Луна-2» достиг ее поверхности, а в октябре 1959 г. «Луна-3»

сфотографировал часть невидимой с Земли стороны Луны. По этим снимкам была

составлена первая в мире карта обратной стороны Луны, на которой ряду крупных

кратеров были присвоены имена в честь Циолковского, Попова, Склодовской, Кю-

ри и др. Два темных образования получили имена Море Москвы и Море Мечты.

В 1964-1965 гг. американские зонды «Рейнджер-7, 8 и 9» детально фотографировали

небольшие участки поверхности видимой стороны Луны, приближаясь к ней без

торможения. Тогда еще не умели совершать мягкую посадку, и зонды разбивались.

Лишь в феврале 1966 г. впервые произвела мягкую посадку станция «Луна-9»,

передавшая на Землю панораму окружающей местности. Спустя четыре месяца по-

садку выполнил и американский аппарат «Сервейер-1». К этому времени «Зонд-З»

§ 1.2. Луна

завершил фотографирование обратной стороны Луны, а детальную съемку всей ее

поверхности выполнили в 1966-1967 гг. пять зондов «Лунар Орбитер».

Наблюдая за движением искусственных спутников Луны, астрономы иссле-

довали особенности ее гравитационного поля и выявили области с аномальными

значениями силы тяжести, так называемые масконы (от англ. mass concentration),

совпадающие по положению с круговыми морями. Пять автоматических станций

«Сервейер» сели в различных точках видимого полушария Луны и помогли выбрать

место для посадки пилотируемых кораблей «Аполлон». Впервые лунный модуль

«Аполлона-11» с двумя астронавтами опустился на поверхность Моря Спокойствия

20 июля 1969 г. Нейл Армстронг и Эдвин Олдрин стали первыми людьми, ступив-

шими на поверхность нашего небесного соседа. Всего кЛуне летало 27 астронавтов,

из них 12 побывали на ее поверхности. В результате шести удачных экспедиций

по программе-«Аполлон» на Землю доставлено 382 кг лунной породы.

Кроме этого образцы лунной породы весом по несколько сотен граммов были

доставлены на Землю автоматическими станциями «Луна-16, 20 и 24». Управляемые

с Земли самоходные аппараты «Луноход-1 и 2» (доставленные «Луной-17 и 21»)

исследовали свойства лунного грунта вдоль трасс протяженностью в несколько де-

сятков километров. Период активных исследований Луны космическими средствами

завершился к 1976 г. Возобновились исследования лишь в 1990 г. с запуском первого

японского зонда «Мусес А». Затем спектральные снимки значительной части Лу-

ны, необходимые для определения химического состава ее пород, передал на Землю

зонд «Галилео», направлявшийся к Юпитеру. Спутники Луны «Клементина» (1994 г.)

и «Лунар Проспектор» (1998 г.) выполнили детальное фотографирование всей по-

верхности с разрешением до 250 м в видимом и инфракрасном диапазонах; измерили

высоты рельефа и уточнили гравитационное поле Луны. Измерения «Клементины»

в районе южного полюса показали, что на дне глубоких кратеров могут быть ча-

стички водяного льда. Нейтронный спектрометр «Лунар Проспектора», специально

предназначен для определения водяного льда, подтвердил, что около южного полюса

на площади более 15

ООО

кв. км действительно может быть лед, а в районе северного

полюса площадь льда даже вдвое больше. Лед скорее всего был занесен на Луну

кометами. Исследования Луны несомненно будут продолжаться.

В результате всех этих исследовании мы теперь многое знаем о рельефе Луны,

о составе ее поверхности, о ее внутреннем строении, но по-прежнему мало знаем о ее

происхождении. Изучение образцов, доставленных из различных районов показало,

что Луна имеет тот же возраст, что и Земля — около 4,5 млрд лет.

На самой ранней стадии существования Луны произошла глобальная магмати-

ческая дифференциация лунного шара, в результате которой сформировались.кора

и верхняя мантия. Это сопровождалось интенсивной метеоритной бомбардиров-

кой. Большинство крупных материковых кратеров и огромные «морские» впадины

появились в ту эпоху. ' .

Светлая лунная" кора, сохранившаяся в области современных лунных мате-

риков, сложена породами анортозитового состава, плотность.которых (2,9 г/см

)

меньше средней плотности Луны. На видимой строне кора имеет толщину 60 км,

а на обратной около 100 км. Примерно 3 млрд лет назад из недр Луны на поверхность

излились базальтовые лавы, слагающие впадины морей. Плотность морских базаль-

тов 3,3 г/см

. Базальтовые лавы покрывают около 17% всей площади Луны, причем

на видимом полушарии они составляют 30 %, а на обратном менее 3 %. Таким

образом, для Луны характерна глобальная асимме'Ррия в распределении лавовых по-

токов. В результате непрерывной бомбардировки метеоритами на поверхности Луны

образовался рыхлый слой из раздробленных пород

—

реголит, толщиной 2-3 м. Этот

74 Глава 1. Общие сведения

слой обладает низкой теплопроводностью; поэтому, несмотря на большую разницу

между дневной (+130°С) и ночной (—170°С) температурой поверхности, на глубине

около 1 м температура почти постоянная, около —15 °С.

У Луны практически отсутствует глобальное магнитное поле; есть лишь сдабые

местные магнитные аномалии. Естественная сейсмическая активность Луны неве-

лика. Выделяют два основных типа лунотрясенний: первый связан с процессами

в глубоких недрах. Несколько десятков очагов выявлено на глубине 600-800 км;

важную роль здесь играют приливные деформации. Колебания второго типа вызваны

подвижками в лунной коре.

Изучение образцов лунных пород показало, что по элементному и минерало-

гическому составу они очень близки к земным породам типа базальтов, норитов

и анортозитов, но имеются и существенные различия. Лунные морские базальты

выделяются высоким содержанием окислов железа, а иногда и окислов титана,

которых в земных базальтах значительно меньше. Нориты — это неморские базаль-

ты, отличающиеся высоким содержанием окислов алюминия. Некоторые образцы

базальтовых и норитовых лунных пород имеют повышенное содержание калия,

редкоземельных элементов и фосфора. Анортозиты служат земным аналогом мате-

рикового вещества Луны.

Выяснением вопросов, связанных с происхождением и эволюцией различных

образований лунной поверхности, занимается селенология. Большой интерес предста-

вляет вопрос о происхождении самой Луны. Прежде считали, что Луна образовалась

в результате отторжения от Земли части ее массы (под действием центробежной

силы) и даже указывали на впадину Тихого океана как на место возможного от-

рыва Луны. Позже полагали, что Луна образовалась как второй центр конденсации

вещества при образовании самой Земли. Вначале этот центр был на небольшом

расстоянии от Земли, а затем в результате приливного трения Луна постепенно

удалилась на свое нынешнее расстояние, причем период ее вращения вокруг оси

стал в точности равен периоду ее обращения вокруг Земли. В последние годы

серьезно рассматривается гипотеза образования Луны из вещества, выброшенного

прото-Землей при столкновении с неким крупным телом, подобным Марсу. Надо

полагать, в этой области еще есть место для новых идей.

Дальнейшую эволюцию системы Земля—Луна под действием приливной силы

можно представить себе следующим образом. Земля замедлит вследствие приливного

трения свое вращение, а Луна под действием приливов постепенно отдалится

от Земли. Когда период вращения Земли сравняется с орбитальным периодом

Луны (это произойдет, когда оба они станут близки к нынешним 50 суткам),

наступит некоторое равновесие. Дальнейшая приливная эволюция будет уже связана

только с притяжением Солнца.

§ 1.3. Пылевые спутники Земли

В 1961 г. К. Кордылевский (Польша) открыл два слабосветящихся пылевых обла-

ка, являющихся своеобразными спутниками Земли. Подобно астероидам -троянцам

(см. рис. 57) они расположены в точках либрации (£

и L$) — в углах равносторон-

них треугольников, стороны которых равны радиусу лунной орбиты (рис. 24). Их

чрезвычайно трудно наблюдать из-за их очень малой яркости. Однако в 1963 г. аме-

риканский астроном Д. Симпсон на высокогорной обсерватории Локсли, а за ним

и другие подтвердили открытие польского астронома и нашли, что размеры облаков

сравнимы с размерами Земли, но масса их в 6 • 10

раз меньше массы Земли,

т. е. составляет всего ~ 10 000 т. Плотность облаков составляет приблизительно одну

§ 1.4. Солнце 75

пылинку массой 2

•

-5

г на 1 км

! Пылевые спутники близ L

и L

К. Кордылев-

ский вновь наблюдал в 1970-1974 гг. Диаметром ~10° они показывают фазы, по-

добные фазам Луны; облако, движу-

щееся впереди Луны, всего ярче через

два дня после первой четверти Луны,

а второе — за два дня до последней

четверти. Облака обращаются вокруг

точек L

Li с периодом около меся-

ца, отходя от них на расстояние до 10°.

Наблюдения с ИСЗ показали, что

пылевые облака движутся по эллип-

сам с полуосями 6° и 2° и с центра-

ми в самих точках либрации (см. АЦ

№ 1089, 20 янв. 1980 г., Н. Старова).

Возможно, что области близ либра-

ционных точек системы Земля—Луна

представляют собой как бы гравитаци-

онные ловушки, в которых отдельные

пылинки проводят продолжительное

время, а затем покидают их, а в ло-

вушки попадают новые частицы меж-

планетной пыли. Возможно, что обра-

зование пылевых облаков Кордылевского подвержено колебаниям в результате вза-

имодействия с солнечным ветром, интенсивность которого связана с солнечной

активностью.

§ 1.4. Солнце

Солнце является самой близкой к нам звездой. Центральное тело Солнечной системы

и ярчайшее светило оказывает влияние на все природные явления на Земле. Среди

звезд оно занимает весьма скромное место. Это желтый карлик спектрального

класса G2 V — звезда, средняя по своим размерам, массе, температуре поверхности,

плотности и т.д. (рис.25).

Раскаленный вращающийся газовый шар Солнца заключает в себе 99,87 % массы

всей Солнечной системы (~2- Ю

кг или 333 000 9Я®). Масса планет составляет,

таким образом, всего ~ 1/750 массы всей Солнечной системы. Диаметр Солнца

равен

392 000 км (в 109,1 раза больше диаметра Земли). Сплюснутость солнечного

шара всего ~ 10~

Температура видимой поверхности слоев Солнца около 6000 К. По современ-

ным представлениям о внутреннем строении звезд температура должна возрастать

с глубиной, достигая в центре Солнца около 15 млн градусов. Давление в цен-

тре достигает 340 миллиардов атмосфер, плотность несколько меньше 160 г/см

В ядре Солнца радиусом в |iZ

(объем ^V©) содержится ~ \Шг.

и генерируется

~99% всей его энергии. Высокая температура и громадное давление вышележащих

слоев создают в недрах Солнца условия для ядерных реакций, которые являются

источником солнечной энергии. Главной такой реакцией считают превращение ядер

водорода в гелий (см. § 1.19). При превращении 1 г водорода в гелий выделяет-

ся ~10

Дж энергии (согласно соотношению Эйнштейна Е = тс

между массой

и энергией, где с — скорость света).

Рис. 24. Геометрия точек либрации системы Зем-

ля (Г)—Луна (М). Крестиком обозначен центр

масс системы

Глава 1. Общие сведения

Рис.25. Солнце с несколькими группами пятен

Определив количество энергии, которое получает единица поверхности (пер-

пендикулярной к падающим лучам) на среднем расстоянии Земли от Солнца вне

земной атмосферы в единицу времени, можно рассчитать общее количество энергии,

испускаемой Солнцем, и его температуру.

Для измерения полного потока солнечной радиации применяются особые при-

боры — пиргелиометры, конусный радиометр, спектроболометры и др. приборы.

Учтя поглощение в земной атмосфере (~23 % потока, если Солнце находится в зе-

ните), найдем число калорий, получаемых квадратным сантиметром поверхности,

перпендикулярной к солнечным лучам, в минуту, — эта величина называется сол-

нечной постоянной. Оказалось, что эта постоянная (на самом деле она меньше чем

на 1 % меняется в зависимости от фазы солнечной активности) в среднем равна

1,965 калорий в минуту на 1 см

или 1369 Вт/м

. Так как радиус Солнца в 215 раз

меньше среднего расстояния от Солнца до Земли, то площадь поверхности Солнца

в 215

= 46 225 раз меньше площади сферы с радиусом 149 600 000 км. Следова-

тельно, один квадратный сантиметр поверхности Солнца испускает 6,33 кВт. Вся

поверхность Солнца излучает 3,85

•

Вт; это светимость Солнца.

По закону Стефана—Больцмана квадратный сантиметр поверхности абсолютно

черного тела излучает 5,67

•

10~'

Вт.

Таким образом, эффективная температура Солнца равна

J 6330

efT

= д/ — - = 5800 К,

efT

10-

если принять, что Солнце излучает как абсолютно черное тело (см. п. 3.6.1).

§ 1.4. Солнце 77

Ежесекундно Солнце теряет около 4,3 млн т массы на излучение. В год это

составляет 1,4- 10'

тонн (такова, например, масса астероида диаметром 50 км).

Но Солнце очень велико:

% своей массы оно потеряло бы на излучение за 150 млрд

лет. На Землю падает 1/2 000 000 000 солнечного излучения, или 2- 10'

Вт. Около

половины этой энергии отражается облаками и поверхностью Земли, рассеивается

и поглощается земной атмосферой.

Общее количество энергии, излучаемое Солнцем во всех длинах волн, отлича-

ется высоким постоянством в течение весьма значительных промежутков времени,

сравнимых с геологическими периодами (т.е. в течение миллиардов лет). Однако

интенсивность ультрафиолетового излучения Солнца испытывает колебания: в ко-

ротковолновом участке спектра Солнце является переменной звездой.

Помимо электромагнитного излучения (в том числе и рентгеновского) Солнце

посылает еще потоки заряженных частиц вещества (корпускулярное излучение, иначе

«солнечный ветер»), например, поток ядер атомов водорода, которые, двигаясь

со скоростями до 3000 км/с, взаимодействуют с земной ионосферой и вызыва-

ют полярные сияния, возмущения магнитного поля Земли («магнитные бури»)

и нарушения коротковолновой радиосвязи. Это излучение меняется со временем

и неодинаково в разных частях поверхности Солнца.

Видимую поверхность Солнца образует так называемая фотосфера (от греческого

слова «фотос» — свет), весьма условная граница газового солнечного шара, над кото-

рой находятся различные слои солнечной атмосферы. Можно определить фотосферу

как тонкий слой (не более 100-200 км толщиной), глубже которого наш взор не может

проникнуть вследствие очень быстро возрастаю-

щей с глубиной непрозрачности (уровень фото-

сферы с р ~ 10"

г/см

и Т & 4600 К условно

принимается за поверхность Солнца). Быстрота

возрастания непрозрачности с глубиной и ее аб-

солютное значение определяют резкость наблю-

даемого края диска Солнца; она зависит от длины

волны света, в которой мы рассматриваем Солнце.

У края диска наш взгляд проникает лишь до более

высоких и, следовательно, более холодных слоев,

чем в центре диска (рис. 26). От этого происходит

потемнение к краю диска: яркость в центре дис-

ка больше средней яркости, а ближе к краю —

меньше, причем коэффициент потемнения к краю

является функцией длины волны — в красных

лучах он меньше, чем в синих. В среднем он

составляет для Солнца 0,67.

Как всякий излучающий газ при достаточно большой толщине слоя, фотосфера

дает непрерывный спектр, распределение энергии в нем соответствует температуре

около 6000 К. На поверхности Солнца мы находим различные образования: солнечные

пятна, иногда видимые даже невооруженным глазом (через плотный светофильтр!),

флоккулы и факелы (более яркие, чем фотосфера) и гранулы, напоминающие раз-

варенные рисовые зерна. У хорошо развившегося пятна заметна черная тень (или

ядро), окруженная более светлой полутенью (рис.27), в которой видны радиально

расположенные светлые прожилки. По контрасту с ослепительно яркой фотосферой

тень представляется очень темной, однако сами по себе пятна светят очень ярко, так

как температура их достаточно высока: 4300-4700 К. Однажды наблюдалось пятно,

имевшее температуру всего 3680 К. Температура полутени около 5500 К. Пятна

Рис. 26. Объяснение явления по-

темнения к краю диска Солнца.

Штриховая линия определяет уро-

вень, до которого проникает взор

наблюдателя

Глава 1. Общие сведения

sSWfef-.**'

*-йсь

* J»

**W

^р-

* * #

•

•%%

W ,0т* * < , '

ФУ,

АЙУЯй

• ДМ»

...

Рис. 27. Большое солнечное пятно с тенью и полутенью

горячее расплавленной стали и ярче кратера электрической дуги; они разнообразны

по своей форме, но большей частью округлы. Классификация пятен дана в §5.1.

Когда путем подробного изучения спектров деталей солнечных пятен были

определены скорости и направления движения вещества в них, выяснилось, что

в верхних слоях хромосферы вещество втекает по направлению к центру ядра пятна,

а в более низких слоях вещество движется от ядра пятна. Скорости этого движения

вещества — несколько километров в секунду.

Образовавшись и развившись из еле заметной поры, диаметр которой, однако,

составляет несколько сотен километров, пятно «живет» от одного дня до не-

скольких месяцев и постепенно исчезает. Чем больше площадь пятна, тем боль-

ше продолжительность его жизни. Пятна часто достигают угловых размеров в 2',

т.е. 90 000 км (в семь раз больше диаметра Земли). Изредка появляются гигантские

пятна; так, например, с 8 по 17 марта 1947 г. наблюдалось сложное пятно длиной

214 600 км. Его поверхность занимала немногим более 4000 миллионных долей

видимой полусферы Солнца (в апреле достигла 6100 миллионных долей). Часто

образуются пары и даже группы пятен.

Уже давно у солнечных пятен обнаружено сильное магнитное поле, что про-

является в так называемом эффекте Зеемана — расщеплении спектральных линий

на три компонента. Напряженность магнитного поля пятен порядка 2000 эрстед, что

в несколько тысяч раз превышает напряженность поля у магнитных полюсов Земли.

Чем больше пятно, тем больше напряженность его поля, хотя общее магнитное

поле Солнца невелико — в среднем порядка 1 Э, и состоит оно из отдельных ячеек

с напряженностью на их границах 8-10 Э. В целом Солнце можно рассматривать

как магнитно-переменную звезду.

Прохождение больших пятен или групп пятен через центральный меридиан

Солнца зачастую сопровождается магнитными бурями на Земле. Пятна переме-

щаются от восточного края Солнца к западному, обнаруживая тем самым враще-

ние Солнца вокруг его оси; одновременно они и сами несколько передвигаются

по солнечной поверхности. Число пятен, а в особенности относительная величина

покрываемой ими площади (т.е. доля площади всего полушария Солнца) являются

характеристиками солнечной активности.

§ 1.4. Солнце 79

Рис. 28. Фотография солнечной грануляции

Гранулы — весьма нестойкие светлые образования овальной формы, выделяю-

щиеся на фоне более темного межгранулярного пространства (рис.28); покрывают

всю фотосферу как бы сеткой (грануляция). Продолжительность «жизни» отдельной

гранулы от 5 до 25 минут. Размеры гранул 0,5-2" или 400-1500 км в поперечнике.

Температура гранул в среднем на 200 К выше средней температуры фотосферы,

а их яркость на 30 % больше. Наличие быстро меняющихся гранул — свидетель-

ство того, что вещество фотосферы находится в непрерывном движении. Флоккулы,

которые заметны на спектрогелиограммах, полученных в лучах кальция, имеют вид

волокон различной формы, примерно в 1,5 раза более ярких, чем фотосфера, вслед-

ствие их большей температуры (на 200-300 К). Они хорошо выделяются у краев

солнечного диска, когда они заметны и в белом свете (т. е. на обычных фотогра-

фиях) — их называют факелами. Факелы находятся выше гранул и всегда окружают

пятна, хотя могут наблюдаться и отдельно от них — перед образованием или после

исчезновения пятен в этой области. Иногда они образуют факельные поля, покры-

вающие целые участки поверхности Солнца и хорошо заметные в лучах линии Н„

на спектрогелиограммах или на снимках с монохроматическим фильтром Jluo. Та-

кие факельные поля видны порой в течение месяцев. Пятна, факелы и факельные

поля являются областями повышенной солнечной активности и подчиняются за-

кону 11-летней периодичности, а с учетом изменения полярности — 22-летней —

«магнитный цикл Хейла» (см. ниже).

Наблюдениями движений солнечных пятен и спектральными наблюдениями

других деталей поверхности Солнца установлено, что оно вращается вокруг своей

оси не как твердое тело. Различные участки его поверхности движутся с различной

скоростью. Наиболее быстрое вращение у экваториальной зоны: точки солнечного

экватора совершают полный оборот за 25 суток. Скорость движения точки экватора

Солнца равна 2 км/с. На гелиографической широте В = 15° время полного оборота

составляет 25,50

, на широте 30° — 26,53

, на широте 60° — 31,0

, а вблизи полюса

около 33

. Суточная угловая скорость вращения, определенная по солнечным

Глава 1. Общие сведения

пятнам, описывается эмпирической формулой

= 14,37° - 2,60° sin

В,

где В — гелиографическая широта, отсчитываемая от экватора Солнца к его по-

люсам. Среднеее вращение Солнца устанавливается системой гелиографических

координат (см. гл.5, п. 1.1), которая вращается с периодом 25,38

. Это — сидериче-

ский период вращения Солнца (по отношению к звездам). Синодический период его

вращения равен 27,35

В 1844 г. немецкий любитель астрономии аптекарь Г. Швабе обнаружил

периодичность пятнообразовательной деятельности Солнца. В среднем за все вре-

мя регистрации солнечных пятен каждые 11,13 года наступает максимум числа

солнечных пятен. Наблюдались промежутки времени между максимумами от 7,3

до 17,1 года, иногда максимум длился около 3 лет. На рис. 29 показано (с учетом по-

лярности пятен) изменение чисел Вольфа W (§ 5.1) в году с 1750 по 2000 гг. (табл. 23).

Последний минимум солнечной деятельности пришелся на 1996 г., максимум —

на 2000 г. Обнаружен также период около 90 лет (вековой цикл), с которым меня-

ется средняя высота максимума (иначе говоря, мощность солнечной активности).

Возможно, что существуют еще более длительные циклы (~400 лет).

W1750

ВО 70

80 90

1ВОО 10

20 30 40 50 60 70 80 SO

190010

20 30 40 50 ВО 70 80 30 2000

I I I I I I I I I I I L__l I I I I I I I I L

1750

60 70 80 SO

1800 10

20 30 40 50 60 70 80 SO

190010

20 30 40 50 60 70 80 30 2000

ГОДЫ

Рис. 29. Кривая солнечной активности и средние годовые числа Вольфа с

750 по 2000 гг.

с учетом их полярности (т.е. сообразно с магнитным циклом Хейла около 22 лет)

Давно замечено, что пятна появляются не на всей поверхности Солнца. В начале

каждого нового цикла пятна появляются (часто парами) по обе стороны от экватора,

на гелиографических широтах около ±35°. Иногда они появляются значительно

дальше от солнечного экватора. Так, например. 13 августа 1953 г. пятно площадью