Фото Вячеслав Хондырев
Как нужно фотографировать?
29 марта 2006 года в поселке Кемер на средиземноморском побережье Турции в ожидании начала полного затмения опытные наблюдатели делились секретами с начинающими. Самое главное на затмении — не забыть открыть объективы. Это не шутка, такое действительно случается. А еще не стоит дублировать друг друга, делая одинаковые кадры. Пусть каждый снимает то, что именно с его аппаратурой может получиться лучше, чем у других. Для наблюдателей, вооруженных камерами с широкоугольной оптикой, главная цель — внешняя корона. Надо постараться сделать серию ее снимков с разной выдержкой. Владельцы телеобъективов могут получить детальные изображения средней короны. А если у вас есть телескоп, то надо фотографировать область у самого края лунного диска и не тратить драгоценные секунды на работу с другой аппаратурой. И призыв тогда был услышан. А сразу после затмения наблюдатели стали свободно обмениваться файлами со снимками, чтобы собрать комплект для дальнейшей обработки. Позже это привело к созданию банка оригинальных снимков затмения 2006 года. Каждый теперь понимал, что от исходных снимков до детального изображения всей короны еще очень-очень далеко. Времена, когда любой резкий снимок затмения считался шедевром и окончательным результатом наблюдений, безвозвратно прошли. По возвращении домой всех ждала работа за компьютером.
Активное Солнце
Солнце, как и другие похожие на него звезды, отличается периодически наступающими состояниями активности, когда в его атмосфере в результате сложных взаимодействий движущейся плазмы с магнитными полями возникает множество неустойчивых структур. В первую очередь это солнечные пятна, где часть тепловой энергии плазмы переходит в энергию магнитного поля и в кинетическую энергию движения отдельных плазменных потоков. Солнечные пятна холоднее окружающей среды и выглядят темными на фоне более яркой фотосферы — слоя солнечной атмосферы, из которого к нам приходит большая часть видимого света. Вокруг пятен и во всей активной области атмосфера, дополнительно нагреваемая энергией затухающих магнитных полей, становится ярче, и возникают структуры, называемые факелами (видимые в белом свете) и флоккулами (наблюдаемые в монохроматическом свете от дельных спектральных линий, например, водорода).
Над фотосферой располагаются более разреженные слои солнечной атмосферы толщиной 10—20 тысяч километров, называемые хромосферой, а над ней на многие миллионы километров простирается корона. Над группами солнечных пятен, а иногда и в стороне от них часто возникают протяженные облака — протуберанцы, хорошо заметные во время полной фазы затмения на краю солнечного диска в виде ярких розовых дуг и выбросов. Корона — самая разреженная и очень горячая часть атмосферы Солнца, которая как бы испаряется в окружающее пространство, образуя непрерывный поток удаляющейся от Солнца плазмы, называемый солнечным ветром. Именно он придает солнечной короне лучистый вид, оправдывающий ее название.
«Бриллиантовое кольцо» затмения 30 июля 1981 года, снятое с самолета над Тихим океаном. Вверху в небе и внизу на облаках видна лунная тень. Фото ROGER RESSMEYER/CORBIS/RPG
По движению вещества в хвостах комет выяснилось, что скорость солнечного ветра постепенно увеличивается с удалением от Солнца. Удалившись от светила на одну астрономическую единицу (величина радиуса земной орбиты), солнечный ветер «летит» со скоростью 300—400 км/с при концентрации частиц 1—10 протонов на кубический сантиметр. Встречая на своем пути препятствия в виде планетных магнитосфер, поток солнечного ветра образует ударные волны, которые влияют на атмосферы планет и межпланетную среду. Наблюдая солнечную корону, мы получаем информацию о состоянии космической погоды в окружающем нас космическом пространстве.
Самыми мощными проявлениями солнечной активности являются плазменные взрывы, называемые солнечными вспышками. Они сопровождаются сильным ионизующим излучением, а также мощными выбросами горячей плазмы. Проходя через корону, потоки плазмы заметно влияют на ее структуру. Например, в ней образуются шлемовидные образования, переходящие в длинные лучи. По сути, это вытянутые трубки магнитных полей, вдоль которых с большими скоростями распространяются потоки заряженных частиц (в основном это энергичные протоны и электроны). Фактически видимая структура солнечной короны отражает интенсивность, состав, структуру, направление движения и другие характеристики солнечного ветра, постоянно воздействующего на нашу Землю. В моменты вспышек его скорость может достигать 600—700, а иногда и более 1000 км/с.
Читать дальше
