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= qM_ּ/L_ּ, где q — удельная теплота сгорания каменного угля; М_ּ масса Солнца; L_ּ — 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.

4.31. Щелевой затвор с сильной пружиной установили перед объективом. Телескоп с таким затвором и кассетой для фотопластинки в окулярной части был изобретён в Англии в 1857 г.

4.32. Это были наиболее сильные линии поглощения. Спустя 12 лет после открытия Волластона немецкий физик Йозеф Фраунгофер, применив коллиматор, обнаружил в спектре Солнца уже сотни абсорбционных линий, названных в дальнейшем его именем. Фраунгоферовы линии образуются в наиболее холодных, верхних слоях солнечной фотосферы.

4.33. Абсорбционные линии, интенсивность которых зависит от высоты Солнца над горизонтом — это теллурические линии, возникающие в земной атмосфере.

4.34. Магнитные полюса Солнца находятся в полярных районах, период вращения которых составляет 33^d. Изменение наблюдаемого общего магнитного поля светила связано с вращением магнитных полюсов вокруг гелиографических.

4.35. Астрономы Пьер Жансен, Джозеф Локьер и Уильям Хёггинс использовали для наблюдений протуберанцев спектроскоп с большой дисперсией. При этом непрерывный спектр дневного неба сильно ослабевал, а изображение протуберанцев, излучающих в монохроматическом свете (Н_α), не испытывало подобного ослабления. Локьер обнаружил также, что эмиссионные линии протуберанцев видны по всей окружности диска Солнца. Хёггинсу даже удалось получить при помощи спектроскопа изображение солнечного протуберанца.

4.36. Вероятно, изображение Солнца с крыльями показывает, что во время полных солнечных затмений древние египтяне обнаружили корону Солнца, которая действительно иногда имеет форму крыльев.

4.37. Спектроскопическими наблюдениями в 1869 г. было доказано наличие в спектре короны линий, тождественных линиям спектра фотосферы. В 1871 г. были получены фотографии короны из пунктов, удалённых друг от друга на несколько сотен километров. В обоих пунктах в короне были зафиксированы одни и те же детали.

4.38. Причины, мешающие днём видеть солнечную корону — рассеяние солнечного света в земной атмосфере, уменьшение светочувствительности глаза при наблюдении яркого объекта, солнечная иррадиация — значительно усиливаются вблизи диска Солнца, где Луна, как и корона днём не видна. В коронографах действие яркого диска Солнца исключается введением непрозрачного экрана такого же углового диметра, как и Солнце; влияние земной атмосферы минимизируется путём наблюдения с большой высоты над уровнем моря.

4.39. В 1930 г. Бернар Лио обнаружил вращение близких к поверхности Солнца частей короны со скоростью около 2 км/с.

4.40. Пятна даже в годы максимума солнечной активности занимают не более 1/500 части поверхности Солнца; к тому же пятна сами тоже излучают энергию, так как даже температура тени в пятне всего на 1500–2000 K ниже температуры нормальной фотосферы. В годы максимума солнечной активности наряду с увеличением количества пятен увеличивается число участков с повышенной яркостью — факелов. Поэтому светимость Солнца практически не меняется.