> Энциклопедический словарь Гранат, страница > Солнок-Доббоко
Солнок-Доббоко
Солнок-Доббоко (Szolnok-doboka), -бывш. венг. комит. в Транеильвании, 4.761 кв. клм., 251.936 ж.; богат лесом, солью и железом. Главный город Дееш-
Солнце есть главное по массе и по объёму тело среди окружающих его планет, которые оно удерживаетъ своим притяжением на их орбитах, и вместе с тем ближайшая к земле звезда, изучение которой дает основания для суждения о физическомъ устройстве и прочих, гораздо более далеких от нас, звезд. Среднее разстояние С. от земли составляетъ 149V, миллионов километров; его радиус 695.000 килом.; до этих поръ у шара С. не обнаружено никакого
Сжатия; масса его 2.ИО83 граммов; средняя плотность по отношению къ воде 1,4; сила тяжести на С. въ 28 раз более силы тяжести на земле. При наблюдении в трубу или на фотографиях С. представляется правильным кругом, более ярким по средине и слегка темнеющим к краям; на его светлой поверхности, т. наз. фотосфере, почтивсегдабывают видны темные пятна, перемещающияся съ восточного края на западный; такое перемещение их указывает, что С. вращается около некоторой оси. Каждое пятно появляется в виде небольшого пятнышка, постепенно увеличивается и принимает часто очень сложные формы; в развитом состоянии пятна достигают в поперечнике до 10—20 и более тысячъ километров, но через некоторое время (несколько недель, иногда несколько месяцев) пятно постепенно исчезает таким образом, что черезъ него протягиваются языки светлаго вещества фотосферы, пятно делится на 2, 4 и более частей, постепенно уменьшающихся до исчезновения. Въ развитом пятне выделяется более темная внутренняя часть, т. наз. ядро, яркость которого в 10—20 раз слабее яркости фотосферы, и окружающая его более светлая часть, т. наз. полутень, состоящая как бы из струй светлого вещества, направленных отъ ядра к внешней границе полутени. Нередко пятна образуют более или менее связные группы, причем впереди, на восточной части группы, идетъ большое пятно, а за ним следуютъ несколько меньших, и часто группа кончается одним или двумя большими пятнами. Пятна образуются не на одних и тех же местах поверхности С., но и не на всей поверхности его, а только в широкой полосе по обе стороны солнечного экватора; дальше средины расстояния от экватора до полюса, т. е. дальше 45° отъ экватора, они образуются крайне редко. Из наблюдений перемещений пятенъ по диску С. было обнаружено, что у экваториального пояса время « обращения поверхности С. вокруг оси составляет 25 дней, а чем дальше от экватора, тем вращение медленней, и на 35° от экватора время обращения составляет 27 дней. Следовательно, поверхность С. не твердая, как например поверхность земли, у которой все части совершают одинъ оборот вокруг оси в одно и то же время. Фотосфера имеет зернистое строение; она состоит из яркихъ зерен размером в среднем около 500—1000 километров с более темными промежутками между, ними и напоминает своим видом рисовую или манную кашу. Нужно иметь въ виду, что, вследствие отдаленности С. мы при самых лучших условиях не можем рассмотреть на его поверхности детали более мелкия, чем приблизительно 100 килом. Кроме темныхъ пятен, на С. бывают видны у краевъ диска также и светлия пятна, обыкновенно большими группами располагающияся вокруг темных пятен, но также и независимо от них; это т. наз. факелы; нередко появление факелов предшествует образованию темных пятен среди них. Факелы также образуются лишь въ широкой полосе по обе стороны экватора; в околополярных областяхъ С. их не бывает; перемещение факелов по диску С. дает приблизительно такую же закономерность вращения солнечной поверхности по поясам, какая получается по наблюдениям пятен. Число пятен и факелов в разные годы бывает разное; бывают годы, когда каждый день можно видеть на С. пятна, часто по несколько групп, и число отдельных пятен в году достигает несколько десятков, иногда более сотни; затем с каждым годом число ихъ убывает, пока не наступит год минимума пятен, когда за весь годъ число пятен не достигает и одного десятка, и половину дней в году С. бывает без пятен; после этого число их начинает постепенно возрастать до года максимума пятен; отъ одного максимума до следующого проходит в разных случаях разное число лет, от 7 до 17; в среднем же этот период составляетъ 11 лет. Фотосферой с ея пятнами и факелами еще не кончается С., но другия его части видны простым глазом и в обыкновенную трубу только-в редкие моменты полных солнечных затмений, когда не только Луна закроет диск Солнца от наблюдателя, но и весь воздух на несколько десятков верст вокруг него бывает в тени; тогда на потемневшемъ небе видны бывают звезды, а вокругъ С. слабое сияние, более яркое у края С. и постепенно слабеющее во все стороны, т.-наз. корона С., состоящая из широких лучей, простирающихся на 1—2 и более, до о, радиусов С. При обычных условиях в безоблачный день корона не видна потому же, почему не видны и звезды днем: сквозь ярко освещенный С-ем воздухъ мы не можем видеть таких слабыхъ предметов. Кроме короны во время полных солнечных затмений из-за темного диска Луны выступают розовые выступы или т. наз. протуберанцы С-а, вдоль края Луны бываетъ видна розового цвета каемка, т.-наз. хромосфера С-а, верхняя часть его атмосферы.—Понять физическую сущность этих солнечных образований оказалось возможным лишь после того, как в средине XIX века къ исследованию С-а был примененъ спектральный анализ (смотрите). Если светъ С-а направить через узкую щель въ спектральный прибор, то после разложения света получается спектр С-а въ виде радужной полосы с поперечными темными линиями, т.-наз. Фраунгофе-ровыми. Во всем солнечном спектре на лучших фотографиях его насчитывается до 20.000 таких темныхъ линий. Эти линии получаются потому, что свет от фотосферы, прежде чемъ попасть на щель спектрального прибора, проходит через слой газов; часть их находится в земной атмосфере, но большинство должно находиться в атмосфере С-а. Сравнение этих темных линий со светлыми линиями различных газов, тем или иным путем доведенных до степени свечения в наших лабораториях, показало, что в атмосфере С-а находится много химических элементов в газообразном состоянии, как, например, железо, никель, титан, марганец, хром, кобальт, уголь, магний, натрий, водород, стронций,
барий и др.; всего с уверенностью обнаружено таким образом в атмосфере С-а 36 элементов, есть несколько сомнительных, но не все известные на земле химические элементы обнаружены таким образомъ на С-е; это не значит, впрочем, что их там нет; возможно, что некоторые не дают заметных линий поглощения. Один из элементов, гелий, был найден впервые на С-е (смотрите ниже). При наблюдении полнаго солнечного затмения 1868 г. было обнаружено, что розовые выступы состоят из светящагося водорода, и это обстоятельство тотчас же было использовано для наблюдения протуберанцев и вне полных солнечныхъ затмений, но только не в обыкновенную трубу, а при помощи спектроскопа. Для этого щель спектроскопа ставится касательно к краю С-ца, или близко к нему, но вне его; в щель попадает свет от нашего воздуха, дающий обычный солнечный спектр съ темными линиями, но если на щель приходится протуберанец, то от него получаются светлия линии на месте темных водородных линий; таким образом можно обнаружить присутствие в этом месте на краю С-а протуберанца, а перемещая щель параллельно и удаляя еф от края С-а, можно составить себе представление и о форме его; точно так же можно видеть выступы, расширяя щель спектроскопа. Таким образом начиная с 1870-хъ годов производятся систематические наблюдения выступов. Они показали, что эти солнечные образования представляют собой так-сказать фонтаны из светящагося водорода (впоследствии в них был найден также кальций), с огромной скоростью, иногда до нескольких сотен километров в секунду, поднимающиеся изъ недр С-а над его поверхностью, обыкновенно на высоту до нескольких десятков тысяч километров, но иногда и до 200.000 килом. и выше; они быстро меняют свою форму, существуют иногда лишь один—два часа, но иногда на одном и том же месте поверхности С-а, непрерывно смъняя друг друга, выступы образуются в течение нескольких днейи даже недель. Выступы наблюдаются во всех широтах С-а, от экватора до полюса, но с преобладанием въ экваториальной полосе. Розовая каемка хромосферы также состоит из водорода и кальция; это есть верхняя часть солнечной атмосферы, простирающейся от фотосферы на высоту до 10.000 километров; в средних и нижнихъ частях солнечной атмосферы, кроме водорода и кальция, находятся другие газы, дающие темные линии спектра. Расположение газов в атмосфере С-а лучше всего изучается также во время полных солнечных затмений; когда Луна только-что закроет круг фотосферы, то из-за темного края Луны видна хромосфера; верхняя часть в виде большой дуги, достигающей почти полуокружности, более низкия части в виде меньших дуг, самая низкая в виде короткой дуги; тогда производят короткую, почти моментальную, фотографию хромосферы при помощи призматической камеры (обыкновенная фотографическая камера, но с призмою перед ея объективом) и получают на пластинке, спектръ хромосферы в виде множества дугъ различного размера; по их расположению в спектре можно определить, какому газу какая дуга соответствует, а по длине дуги—насколько высоко этот газ простирается надъ фотосферой. Таким путем было найдено, что газы располагаются надъ фотосферой приблизительно (но не вполне точно) по своим атомнымъ весам, определенным на земле, более тяжелые внизу, более легкие наверху. При нескольких удачных снимках такого рода было получено много тысяч ярких изображений хромосферы, соответствующих темным фра-унгоферовым линиям солнечнаго спектра, но далеко не все эти линии, которых насчитывается до 20 тысяч. Это показывает, что большинство этих линий происходит от поглощения света газами, располагающимися над фотосферой слишком тонким слоем, чтобы его можно было усмотреть с расстояния в 149В2 миллионов километров. Во время затмения 1868 г. был найден на С-е по спектру хромосферы неизвестный вго время на земле химический элемент, дающий светлую желтую линию близ двойной линии натрия, но не дающий в этом месте темной фра-унгоферовой линии; он был названъ гелием (гелиос по греч. С.) и на земле был найден лишь в 1895 г.; он простирается в хромосфере на высоту 5—6 тысяч километров. Уже присутствие в хромосфере в виде газов таких тугоплавких веществ, как железо, показывает, что температура на поверхности С-а очень высока; по последним исследованиямъ она определяется приблизительно въ 8000 градусов. Для определения ея служит измерение количества лучистой теплоты, которую излучает С. При помощи особых приборов, т. наз. актинометров (смотрите), определено, что количество лучистой теплоты, которую получает от С. на расстоянии земли 1 квадр. сантиметр, перпендикулярный к лучам С-а, составляетъ 2 грамм-калории в 1 минуту; с другой стороны теоретические исследования, проверенные опытами в земных лабораториях до температуръ свыше 2000 градусов, показали въ конце XIX века, что количество лучистой энергии, которую испускаетъ в 1 минуту в одну от себя сторону 1 квадр. сант. совершенного излучателя (т. наз. абсолютно черное тело, см. излучение) составляет 77t4 грамм-калорий, где t—температура в тысячах градусов; отсюда и получается для поверхности С-а температура в 6000°. Изследования распределения энергии в спектре С-а приводят к тому же результату. Такой высокой температурой вполне объясняется присутствие в солнечной атмосфере таких элементов, как железо; но на земле до этих пор не удалось действием высокой температуры заставить светиться все вещества, обнаруженные на С-е, напр, водород, гелий, которые на земле доводятся до свечения лишь при пропускании электрического тока; это обстоятельство дает основание считать, что и на С-е свечение газов происходит не только от высокой температуры, но и от электрических процессов, но каких именно, пока неизвестно; возможно предполагать разбивание атомов электронами, исходящими от фотосферы. Спектр темной части пятен представляет также непрерывный спектр, только не такой яркий, как спектр фотосферы, съ темными линиями поглощения, из которых одне шире, другия уже чемъ соответственные линии обычного солнечного спектра. Изследования в земных лабораториях показали, что яркость светлых линий в спектрахъ многих веществ зависит от температуры; при повышении температуры некоторые линии становятся ярче, другия же слабее, и сравнение на основании этих исследований спектров пятен с обычным солнечным спектром показало, что темные части пятен состоят в общем из техъже самых газов, как и вообще солнечная атмосфера, но при более низкой температуре; кроме того в спектрахъ пятен найдены темные полосы (не линии) поглощения, принадлежащия химическим соединениям (окись титана, водородистый кальций, водородистый магний), а это также указывает на более низкую температуру этих газов; наконец, распределение яркости в спектре дает для температуры пятен приблиз. ЗВ2 тысячи град.; следовательно, молено сказать, что пятна, это—облака в солнечной атмосфере, состоящия из газов при сравнительно низкой температуре. Откуда берутся эти газые В недавнее время удалось обнаружить в полутени пятен движение газов, направленное от ядра к внешним границам полутени; эти газы принадлежат к тем, которые располагаются в самом нижнем слое солнечной атмосферы; напротив, такие газы, какъ водород и кальций, которые простираются до верхней границы атмосферы, обнаруживают движение от периферии пятна к его средине. На основании этого получается такая картина: из недр С-а, по причинам, которые до этих пор остаются неизвестными, поднимаются огромные массы газов; поднимаясь, оне переходят в области меньшого давления, поэтому расширяются, а от этого охлаждаются; оне растекаются во все
Стороны от средины пятна, и их струи образуют полутень пятна.— Вещество короны имеет крайне ничтожную плотность; это доказывается тем, что когда комета 1843 года прошла через корону на расстоянии от фотосферы всего лишь в 1/5 или 1/и радиуса С.-а, со скоростью 570 килом. в секунду на протяжении полмиллиона километров, то при этом не только она не уничтожилась, но даже ея орбита относительно С-а не обнаружила заметного изменения. С другой стороны, спектр короны сплошной, может - быть, со слабыми фраунгоферо-выми линиями. Это показывает, что корона, всего вернее, состоит изъ пыли, выбрасываемой широкими пучками из недр С-а и удаляющейся ют него вследствие давления света и, можфт-бьить, также под действиемъ электрических сил; частицы короны светят отчасти потому, что те, которые ближе к фотосфере, раскалены, отчасти отраженным светомъ фотосферы, именно более далекие отъ фотосферы части короны; свет ихъ в значительной степени поляризован. В спектре ближайшей к фотосфере части короны найдена светлая линия, принадлежащая пока не найденному на земле элементу, который назван коронием. Форма короны меняется в зависимости от числа пятен на С-е; в годы максимума пятен ея лучи расходятся во все стороны, в годы минимума длинные лучи бывают только близ солнечнаго экватора. Что касается фотосферы и происхождения непрерывного спектра ея, то существуют два воззрения: по одному, зерна фотосферы представляют собою облака мельчайших частицъ некоторого вещества, может - быть, угля, которое даже при температуре в 6 тысяч градусов не вполне обращается в газ; эти облака находятся в массе менее светлого газа; так что свечение фотосферы таково же, как свечение свечи, газоваго или керосинового пламени; по другому воззрению, которое не допускает возможности существования твердых частиц при такой высокой температуре, С. сплошь состоит из газов, но плотность этих газов от внешнейграницы их внутрь С-а увеличивается настолько быстро, что, начиная съ некоторой глубины, газы становятся уже непрозрачными, и этот уровень мы и наблюдаем, как край С-а; непрерывный спектр объясняется тем, что при увеличении давления, как показывают опыты в лабораториях, светлия линии некоторых веществъ расширяются, и, значит, возможно допустить, что смесь газов можетъ дать как бы непрерывный спектр, не отличимый от действительно непрерывного спектра твердых тел. Зерна фотосферы указывают на неодинаковую плотность и неодинаковый, уровень верхних частей этого слоя газового шара С-а. Потемнение солнечного диска к краям объясняется поглощением или рассеянием света в верхних частях С-а; факелы суть более возвышенные части фотосферы. Определяя на основании принципа Допплера-Физо по темным линиямъ спектра скорость приближения к земле различных точек восточного края солнечного диска и удаления точекъ западного края, удалось определить скорость вращения нижней части атмосферы во всех широтах от экватора до обоих полюсов; при этомъ обнаружилось до самых полюсовъ такое же уменьшение скорости вращения, какое найдено в ограниченной зоне из наблюдений пятен и факелов. С. непрерывно испускает въ окружающее пространство огромное количество тепла; однако исторические и геологические исследования показывают, что, в течение последних тысяч и даже миллионов лет, оно, по-видимому, заметно не охладилось. Поддержание убыли его тепла можно объяснить, по теории Томсона и Гельмгольца, его сжатием: вследствие лучеиспускания оно сжимается, внешния его частицы как бы падают на ниже лежащия, энергия падения преобразуется в тепло, покрывающее то, которое теряется лучеиспусканием; как показывают вычисления, уменьшение диаметра С-а при этом процессе настолько мало, что его невозможно обнаружить наблюдением за короткий промежуток времени. Возможно, однако, что кроме этой причины поддержание тепла С-а зависит еще и от радиоактивных процессов.—Въ последние годы большое внимание привлекло фотографирование С-а при помощи спектрогелиографа. По идее это есть обычный спектрограф с темъ только дополнением, что кроме первой щели, в которую проходит светъ от узкой части (хорды) С-а, на месте спектра этих лучей ставится вторая щель, пропускающая из всего спектра лишь очень узкую часть его. Если поставить ее на месте какой-либо темной линии спектра (пригодны только не очень тонкие линии) и, проводя изображение С-а, получаемое отъ какого-либо объектива, поперек первой щели, передвигать в то же время позади второй щели фотографическую пластинку, то получается фотография не фотосферы, а атмосферы С-а и именно распределение в атмосфере того газа, от которого происходитъ темная линия, на которую уставлена вторая щель. Таким образом фотографируют находящияся в атмосфере облака кальциевых, водородныхъ паров (т. наз. кальциевые и водородные флоккулы), располагающияся выше фотосферы с ея пятнами и факелами. Из скорости перемещения этих флоккулов с восточного края С-а к западному получается для вращения С-а приблизительно одинаковая скорость в 25 дней во всех широтах отъ экватора до 40° от него, в противоположность тому, что получается изъ движения пятен, факелов и нижнего слоя атмосферы (смотрите таблицу). Съ тем же прибором оказалось возможным фотографировать протуберанцы вне диска С-а, что явилось значительным успехом в наблюдении их сравнительно с наблюдениями глазом при помощи спектроскопа, а в недавнее время было, повидимому, несомненно установлено, что черные флоккулы, это—протуберанцы, проектирующиеся надиске С-а.—Уже давно была подмечена зависимость некоторых явлений на земле от периодической деятельности С-а, проявляющейся в меняющемся количестве пятен, факелов, протуберанцев и форме короны. Полярные сияния случаются чаще в годы максимума солнечных пятен, реже в годы минимума.; размах суточного колебания магнитной стрелки изменяется отъ года к году параллельно с количеством пятен на С-е; магнитныя бури, вовремя которых расстраивается телеграфное сообщение, также связаны с появлением больших пятен на С-е. Все это показывает, что на С-е происходят грандиозные электрические процессы; но лишь в недавнее время удалось действительно обнаружить в самих солнечных явлениях, магнитные силы. Было обнаружено, что над пятнами существуют вихри в солнечной атмосфере, и газы этихъ вихрей увлекают с собой электроны; кроме того обнаружено общее магнитное поле на С-е, подобное магнитному полю земли. Однако, несмотря на решение многих частных вопросов, касающихся явлений, происходящихъ на С-е, до этих пор остаются необ-ясненными даже главнейшие закономерности в солнечных явлениях: неизвестна ни исходная причина возникновения пятен, ни причина образования их только в широкой полосе по обе стороны экватора; не объясненъ закон вращения С-а по поясам, ни причина периодического изменения количества пятен, факелов, выступовъ и формы короны; самый закон этой периодичности настолько сложен, что-невозможно наперед предсказать ни год максимума, ни год минимума пятен. Существуют для отдельныхъ вопросов различные предположения, пока не подтвержденные, не опровергнутыя, но еще нет достаточно данных для создания сколько-нибудь полной и цельной теории С-а.
Таблица годов минимума и максимума солнечн пятен. __
|
Минимумы. |
Разкиля |
Максимумы. |
Разница | ||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
|
и7450 |
1.750o |
11 2 82 87 | |||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
|
17552 17665 17755 |
J.J 11-3 90 92 136 123 127 |
17615 17697 17784 | |||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
|
17847 17933 1810-6 |
17881 18.552 18164 |
171 112 135 73 109 120 106 133 10-2 123 112 | |||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
|
18233 |
J829-9 | ||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
|
18339 |
96 |
18372 | |||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
|
38435 |
18481 | ||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
|
18560 |
112 117 107 121 11-9 |
18Ю-1 | |||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
|
1867-2 |
18X3-6 | ||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
|
18739 18896 19017 1913.6 |
18839 18941 19064 19176 | ||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
|
Время |
одного оборота С-а по поясам. | ||||||
|
Широты, счит. отъ если, экватора. |
Попятнам. |
По темным лин. спектра. |
По водорсд-И кым флок | кулам I | ||||
|
0° |
25.0 да“ |
24. S да. |
25.2 дн. 1 | ||||
|
5° |
25.0 |
25.1 | | |||||
|
10° |
25.1 |
— |
24.9 | ||||
|
15е |
25.3 |
25.2 |
24.7 | ||||
|
20° |
25.6 |
- |
24.6 | ||||
|
| 25° |
25.9 |
- |
2-1.5 | ||||
|
1 ЗС° |
26.3 |
25.3 |
24.3 | ||||
|
1 25° |
26.7 |
- |
24.4 | ||||
|
I 40° |
- |
- |
24.8 | ||||
|
I 45° |
- |
28.1 |
— | ||||
|
1 б0“ |
30.2 |
— | |||||
|
75» |
£1.9 | ||||||