4.10. Вслед за Кеплером в конце 1610 г. пятна на Солнце вновь открыл уже при помощи телескопа Г. Галилей и почти одновременно с ним англичанин Т. Херриот, голландец Й. Фабрициус и немец Х. Шейнер. Кеплер и Шейнер предполагали, что наблюдавшиеся объекты — нижние планеты. Окончательно принадлежность пятен к поверхности Солнца была подтверждена после открытия изменений их формы и перемещений по диску, а также изменения формы пятен из‑за перспективного искажения на краю диска (эффект Вильсона).
4.11. Вращение Солнца было обнаружено благодаря движению пятен по солнечному диску (Й. Фабрициус, Г. Галилей).
4.12. Ещё Х. Шейнер в 1630 г. высказал предположение, что пятна, находящиеся на некотором расстоянии от экватора Солнца, обращаются медленнее, чем пятна, лежащие ближе к экватору. Окончательный вывод о дифференциальном вращении Солнца сделал английский астроном Ричард Кэррингтон (1826–1875).
4.13. Данный период соответствует уровню фотосферы и определяется по движению пятен в экваториальной зоне. Более высокие слои солнечного газа той же зоны дают бoльшие угловые скорости вращения. Так, на высоте факелов период вращения составляет 24d 16h, на высоте 5000 км над фотосферой, определяемой по линиям Са II, — 24d, на высоте 14 000 км — 23d 06h.
4.14. Если смотреть с северного полюса эклиптики, то вращения Солнца и Земли происходят в одном направлении: против часовой стрелки. Векторы угловых скоростей вращения Солнца и Земли приблизительно сонаправлены.
4.15. Траектории солнечных пятен на диске Солнца выглядят прямолинейными, когда плоскость солнечного экватора пересекает плоскость земной орбиты (в начале июня и в начале декабря). В другие периоды года эти траектории выглядят криволинейными из‑за того, что ось вращения Солнца не лежит в картинной плоскости наблюдателя.
4.16. По внешнему виду трудно отличить небольшое круглое солнечное пятно без полутени от диска планеты на фоне Солнца. Но за несколько минут наблюдений солнечное пятно практически не переместится, тогда как планета за это время заметно передвинется по диску Солнца.
4.17. Регистрируя пятна на Солнце вплоть до мельчайших, Г. Швабе в 1843 г. впервые заявил о возможности существования десятилетнего периода в количестве пятен. Позднее выяснилось, что такую периодичность подозревали в XVIII веке датский астроном П. Хорребоу и в 1836 г. австрийский астроном Й. И. Литтров.
4.18. Число Вольфа примерно равно удвоенному количеству пятен, ибо было показано, что среднее количество пятен в группе около десяти. Значение W несколько сглаживает то значение количества пятен, которое получается при простом подсчёте пятен разного размера, и поэтому является более объективной величиной (пример: на Солнце наблюдается одно крупное пятно, которой в какой‑то момент делится пополам; при этом количество пятен возрастает вдвое, а значение W меняется лишь на 9%). Число Вольфа легко подсчитывается даже не очень опытным наблюдателем. Значение W приблизительно пропорционально площади, занимаемой пятнами на диске Солнца, и хорошо коррелирует с другими проявлениями солнечной активности, в том числе и магнитными возмущениями на Земле. Для своих наблюдений, которые он проводил на 3–дюймовом телескопе при увеличении в 64 раза, Вольф принял коэффициент к равным единице. Очевидно, что при наблюдениях на большем инструменте, лучше разрешающем мелкие пятна, для унификации значений W принимают к<1, а в обратной ситуации принимают к>1. В настоящее время этот коэффициент выводят для каждого исследователя с его инструментом после обработки наблюдений солнечных пятен на всех обсерваториях.
4.19. Цвет тени солнечного пятна определяется её более низкой температурой (около 3700 K) по сравнению с температурой нормальной фотосферы (около 6000 К). При указанной температуре тень пятна светится так же, как поверхность звёзд спектрального класса K3—K5, т. е. имеет тёмно — красный цвет.
4.20. Это выяснил американский астроном Джордж Эллери Хейл (1868–1938). Он обнаружил, что недалеко от одиночного пятна всегда имеется область с локальным магнитным полем, направленным противоположно магнитному полю пятна. Позже в этом месте образуется второе пятно.
4.21. Де ла Рю сделал два снимка солнечного пятна, разделённых интервалом времени в 26 минут. Это соответствует перемещению Земли по орбите примерно на 650 тыс. км (подумайте над тем, как получено это значение). Стереоскопическое изображение позволило выявить эффект рельефа солнечной поверхности. Автор метода так характеризовал результаты опыта: «Таким образом, я убедился, что факелы находятся в самых высоких слоях солнечной атмосферы, что пятна не что иное, как отверстия, образовавшиеся в полутени, и что полутень, в свою очередь, лежит ниже окружающих её частей фотосферы. В одном случае даже было заметно, что факелы реяли непосредственно над пятном на значительной высоте».
4.22. Для этого необходимо увеличить интервал между двумя снимками Солнца до нескольких часов. За это время форма пятен изменится мало, а базис стереоскопического снимка, обусловленный перемещением Земли по орбите, станет значительно больше. Вторым желательным условием является наблюдение в начале июня или начале декабря, когда траектории солнечных пятен представляют собой прямые линии. Использование снимков, сделанных из космоса, повышает качество стереоскопического изображения (Е. Б. Гусев, К. М. Зарубин).
4.23. Кирхгоф в 1860 г. открыл обращение спектров и тем самым объяснил природу фраунгоферовых линий. Он указал, что непрерывный спектр Солнца образуется горячей оптически плотной средой, а в солнечной атмосфере, более холодной, чем фотосфера, возникают многочисленные абсорбционные линии.
4.24. Время сгорания каменного угля с массой, равной массе Солнца при мощности горения равной светимости Солнца легко найти по формуле t= qMּ/Lּ, где q — удельная теплота сгорания каменного угля; Мּ масса Солнца; Lּ — светимость Солнца. Отсюда время сгорания «каменноугольного Солнца» составило бы всего около 5000 лет. Кроме того, для сгорания потребовалось бы большое количество кислорода, отсутствующее в околосолнечном пространстве.
4.25. Уже сам Майер показал, что для подержания светимости Солнца потребуется постоянное падение на светило большого количества вещества — около двух масс Луны в год. А поскольку движение планет указывает на постоянство массы Солнца, то эта гипотеза требовала такого же интенсивного истечения вещества из него, что не наблюдается. Дальнейшие исследования дали и другие контрдоводы:
— количество метеорного вещества в околосолнечном пространстве очень быстро бы истощилось, а его интенсивное возобновление из‑за пределов Солнечной системы маловероятно;
— если бы мощный поток метеоритов падал на Солнце, то от их ударов и Земля имела бы очень высокую температуру, а геологические пласты в значительной степени состояли бы из метеоритного вещества.
4.26. Опровергнута. Расчёты показывают, что за счёт сжатия под действием собственной гравитации Солнце могло бы светить, имея ту же светимость, что и сейчас, всего около 30 млн. лет. А это значительно меньше возраста Земли и даже времени существования на ней биологических форм. Но данный механизм эффективен на стадии протозвёзды, до начала термоядерных реакций.
4.27. Определяемая методом Цераского температура будет всегда ниже реальной температуры поверхности Солнца за счёт потемнения диска к краю, ослабления света в земной атмосфере, неполного отражения от зеркала и неполного поглощения света нагреваемым образцом, а также если относительное отверстие зеркального объектива меньше 1: 1.
4.28. Сторонники «горячего Солнца» полагали, что мощность излучения возрастает пропорционально температуре тела (идея Ньютона), а их оппоненты считали, что она возрастает экспоненциально. Согласно закону Стефана — Больцмана (1779, 1884 гг.), интегральная излучательная способность пропорциональна четвёртой степени абсолютной температуры, откуда следует, что температура поверхности Солнца составляет около 6000 К.
4.29. Солнце — очень яркий источник света, опасный для глаз. От стекла отражается около 4% падающего света; это делает изображение Солнца менее ярким и приемлемым для наблюдения. К тому же при отражении свет оказывается поляризованным. Раздвоение лучей происходит из‑за анизотропии кристалла исландского шпата, т. е. различного значения показателя преломления для лучей, поляризованных в разных направлениях. При определённом положении кристалла один из лучей можно погасить.
С точки зрения астрофизики опыт доказывает, что свет от Солнца не поляризован.
4.30. Уменьшение отверстия объектива усиливало явление дифракции, что уменьшало разрешающую способность телескопа. Для уменьшения яркости изображения Солнца в любительских условиях предпочтительнее использовать объективный светофильтр, например, из алюминированной лавсановой плёнки, отражающий 99,999% света.
