Užtemimai yra vienas įspūdingiausių astronominių reiškinių. Tačiau jokios techninės priemonės negali iki galo perteikti stebėtojui kylančių pojūčių. Ir vis dėlto dėl žmogaus akies netobulumo ji negali matyti visko iš karto. Subtilios šio nuostabaus paveikslo detalės gali būti atskleistos ir užfiksuotos tik specialia fotografavimo ir signalų apdorojimo technika. Užtemimų įvairovė toli gražu neapsiriboja Saulės-Žemės-Mėnulio sistemos reiškiniais. Palyginti arti vieta kosminiai kūnai reguliariai meta šešėlius vienas ant kito (tik būtina, kad šalia būtų koks nors galingas šviesos spinduliuotės šaltinis). Stebėdami šį kosminį šešėlių teatrą astronomai įgyja daug įdomios informacijos apie Visatos sandarą. Viačeslavo Chondirevo nuotrauka

Bulgarijos kurorte Šabloje 1999 metų rugpjūčio 11-oji buvo eilinė vasaros diena. mėlynas dangus, auksinis smėlis, šilta, švelni jūra. Tačiau į vandenį paplūdimyje niekas nesileido – visuomenė ruošėsi stebėjimams. Būtent čia šimto kilometrų Mėnulio šešėlio dėmė turėjo kirsti Juodosios jūros pakrantę, o visos fazės trukmė, skaičiavimais, siekė 3 minutes 20 sekundžių. Puikus oras atitiko ilgalaikius duomenis, tačiau visi su nerimu žiūrėjo į virš kalnų kabantį debesį.

Tiesą sakant, užtemimas jau vyko, tiesiog mažai žmonių domėjosi jo dalinėmis fazėmis. Visas etapas, kuriam dar buvo likęs pusvalandis iki jo pradžios, buvo kitas reikalas. Čia stovėjo visiškai naujas skaitmeninis SLR, specialiai šiai progai pirktas visiška parengtis. Viskas apgalvota iki smulkmenų, kiekvienas judesys repetuojamas dešimtis kartų. Oras neturėjo laiko pablogėti, bet dėl ​​tam tikrų priežasčių nerimas augo. Gal faktas yra tas, kad šviesos pastebimai sumažėjo ir tapo smarkiai šaltesnis? Bet taip ir turėtų būti artėjant pilnam etapui. Tačiau paukščiai to negali suprasti – visi galintys skristi paukščiai pakilo į orą ir rėkdami suko ratus virš mūsų galvų. Vėjas pūtė nuo jūros. Su kiekviena minute jis stiprėjo, o sunki kamera pradėjo drebėti ant trikojo, kuris dar neseniai atrodė toks patikimas.

Nebuvo ką veikti – likus kelioms minutėms iki apskaičiuoto momento, rizikuodamas viską sugadinti, nusileidau nuo smėlėtos kalvos į jos papėdę, kur krūmai užgesino vėją. Keli judesiai, ir tiesiogine prasme paskutinę akimirką technika vėl buvo nustatyta. Bet kas yra šis triukšmas? Šunys loja ir kaukia, avys pliaupia. Atrodo, kad visi gyvūnai, galintys skleisti garsus, tai daro taip pat paskutinį kartą! Šviesa pritemsta kas sekundę. Paukščių nebesimato užtemdytame danguje. Viskas vienu metu nurimsta. Gijinis saulės pusmėnulis apšviečia pajūrį ne ryškiau nei Mėnulio pilnatis. Staiga ir užgęsta. Kas stebėjo jį paskutinėmis sekundėmis be tamsaus filtro, pirmomis akimirkomis tikriausiai nieko nematė.

Mano įnirtingas jaudulys užleido vietą tikram šokui: jau prasidėjo užtemimas, apie kurį svajojau visą gyvenimą, skraido brangios sekundės, o aš negaliu net pakelti galvos ir pasimėgauti rečiausiu reginiu - fotografija pirmiausia! Kiekvieną kartą paspaudus mygtuką, fotoaparatas automatiškai padaro devynių nuotraukų seriją (kadrų režimu). Dar vienas. Vėl ir vėl. Kol fotoaparatas spusteli užraktą, vis tiek drįstu atitrūkti ir pažvelgti į karūną pro žiūronus. Iš juodo Mėnulio daug ilgų spindulių išsibarstė į visas puses, suformuodami perlinį vainiką su gelsvu kreminiu atspalviu, o pačiame disko krašte blykstelėjo ryškiai rausvos iškilumos. Vienas jų nuskriejo neįprastai toli nuo Mėnulio krašto. Nukrypdami į šonus, lajos spinduliai pamažu blėsta ir susilieja su tamsiai mėlynu dangaus fonu. Buvimo efektas toks, tarsi aš ne stovėčiau ant smėlio, o skrisčiau danguje. Ir laikas tarsi dingo...

Staiga į akis pateko ryški šviesa – tai buvo Saulės kraštas, išplaukęs iš už Mėnulio. Kaip greitai viskas baigėsi! Karūnos iškilimai ir spinduliai matomi dar kelias sekundes, o šaudymas tęsiasi iki paskutinės. Programa baigta! Po kelių minučių diena vėl prasiveržia. Paukščiai iš karto pamiršo savo išgąstį dėl nepaprastai trumpos nakties. Tačiau jau daug metų mano atmintyje išliko absoliutaus kosmoso grožio ir didybės jausmas, dalyvavimo jo paslaptyse jausmas.

Kaip pirmą kartą buvo išmatuotas šviesos greitis

Užtemimai vyksta ne tik Saulės-Žemės-Mėnulio sistemoje. Pavyzdžiui, keturi didžiausi Jupiterio palydovai, kuriuos 1610 m. atrado Galilėjus Galilėjus, suvaidino svarbų vaidmenį plėtojant navigaciją. Tais laikais, kai nebuvo tikslių jūrų chronometrų, jais buvo galima sužinoti Grinvičo laiką toli nuo savo gimtųjų krantų, o tai buvo būtina norint nustatyti laivo ilgumą. Jupiterio sistemos palydovų užtemimai vyksta kone kiekvieną naktį, kai vienas ar kitas palydovas patenka į Jupiterio metamą šešėlį arba nuo mūsų žvilgsnio pasislepia už pačios planetos disko. Žinodami iš jūrinio almanacho iš anksto apskaičiuotus šių reiškinių momentus ir palyginę juos su vietos laiku, gautu iš elementarių astronominių stebėjimų, galite nustatyti savo ilgumą. 1676 metais danų astronomas Ole Christensenas Römeris pastebėjo, kad Jupiterio mėnulių užtemimai šiek tiek nukrypo nuo numatytų laikų. „Jovian“ laikrodis pasisuko šiek tiek daugiau nei aštuoniomis minutėmis, o po maždaug šešių mėnesių atsiliko tiek pat. Roemeris palygino šiuos svyravimus su Jupiterio padėtimi Žemės atžvilgiu ir padarė išvadą, kad visa esmė yra šviesos sklidimo uždelsimas: kai Žemė yra arčiau Jupiterio, jos palydovų užtemimai stebimi anksčiau, kai toliau. - vėliau. Skirtumas – 16,6 minutės – atitiko laiką, per kurį šviesa apskriejo Žemės orbitos skersmenį. Taip Roemeris pirmą kartą išmatavo šviesos greitį.

Susitikimai dangaus mazguose

Autorius nuostabus sutapimas Tariami Mėnulio ir Saulės dydžiai yra beveik vienodi. Dėl to retomis pilnumo akimirkomis saulės užtemimai galite pamatyti iškilimus ir saulės vainiką – atokiausias plazmines struktūras saulės atmosfera, nuolat „išskrenda“ į atvira erdvė. Žemėje nieko panašaus nebūtų didelis palydovas, apie jų egzistavimą kol kas niekas nebūtų atspėjęs.

Matomi takai per Saulės ir Mėnulio dangų susikerta dviejuose taškuose – mazgais, pro kuriuos Saulė praeina maždaug kartą per pusmetį. Būtent šiuo metu tampa įmanomi užtemimai. Kai Mėnulis susitinka su Saule viename iš mazgų, įvyksta saulės užtemimas: Mėnulio šešėlio kūgio viršūnė, besiremianti į Žemės paviršių, suformuoja ovalią šešėlio dėmę, kuri dideliu greičiu juda Žemės paviršiumi. . Mėnulio diską, visiškai užblokuojantį Saulės diską, pamatys tik į jį patekę žmonės. Bendros fazių juostos stebėtojui užtemimas bus dalinis. Be to, tolumoje to galite net nepastebėti – juk kai saulės disko padengta mažiau nei 80-90%, apšvietimo sumažėjimas akiai beveik nepastebimas.

Visos fazės juostos plotis priklauso nuo atstumo iki Mėnulio, kuris dėl jo orbitos elipsės svyruoja nuo 363 iki 405 tūkstančių kilometrų. Didžiausiu atstumu Mėnulio šešėlio kūgis šiek tiek atsilieka nuo Žemės paviršiaus. Tokiu atveju matomi Mėnulio matmenys yra šiek tiek mažesni mažesnė už saulę o vietoj visiško užtemimo įvyksta žiedinis užtemimas: net ir maksimalioje fazėje aplink Mėnulį išlieka ryškus saulės fotosferos kraštas, todėl sunku įžiūrėti vainiką. Žinoma, astronomus pirmiausia domina visiški užtemimai, kurių metu dangus taip patamsėja, kad galima stebėti spinduliuojančią vainiką.

Mėnulio užtemimai (hipotetinio stebėtojo Mėnulyje požiūriu, jie, žinoma, bus saulės) įvyksta per pilnatį, kai mūsų natūralus palydovas praeina priešais Saulės vietą ir patenka į Žemės metamas šešėlis. Šešėlio viduje nėra tiesioginių saulės spindulių, tačiau Žemės atmosferoje lūžusi šviesa vis tiek pasiekia Mėnulio paviršių. Paprastai jis nuspalvina jį rausvai (o kartais ir rusvai žalsvai) dėl to, kad ilgųjų bangų (raudonoji) spinduliuotė ore sugeriama mažiau nei trumpoji (mėlyna) spinduliuotė. Galima įsivaizduoti, kokį siaubą primityviam žmogui atnešė staiga aptemęs, grėsmingai raudonas Mėnulio diskas! Ką jau kalbėti apie saulės užtemimus, kai staiga pradėjo nykti dangus dienos šviesa– daugelio tautų pagrindinė dievybė?

Nenuostabu, kad užtemimų modelių modelių paieška tapo viena iš pirmųjų sunkių astronominių užduočių. Asirijos dantiraščio lentelės, datuojamos 1400-900 m.pr.Kr. e., yra duomenų apie sistemingus užtemimų stebėjimus Babilono karalių laikais, taip pat minimas nepaprastas 65851/3 dienų laikotarpis (saros), kurio metu kartojasi Mėnulio ir Saulės užtemimų seka. Graikai nuėjo dar toliau – iš šešėlio, šliaužiančio į Mėnulį, formos jie padarė išvadą, kad Žemė yra sferinė, o Saulė už ją daug didesnė.

Kaip nustatomos kitų žvaigždžių masės?

Aleksandras Sergejevas

Šeši šimtai „šaltinių“

Tolstant nuo Saulės išorinė vainika pamažu blanksta. Ten, kur nuotraukose jis susilieja su dangaus fonu, jo ryškumas yra milijoną kartų mažesnis už iškilimų ir juos supančios vidinės vainiko ryškumą. Iš pirmo žvilgsnio neįmanoma nufotografuoti vainiko per visą jos ilgį nuo saulės disko krašto iki susiliejimo su dangaus fonu, nes gerai žinoma, kad fotografinių matricų ir emulsijų dinaminis diapazonas yra tūkstančius kartų mažesnis. Tačiau šį straipsnį iliustruojančios nuotraukos įrodo priešingai. Problema turi sprendimą! Tačiau prie rezultato reikia eiti ne tiesiai į priekį, o apvaliai: vietoj vieno „idealaus“ kadro reikia daryti nuotraukų seriją su skirtinga ekspozicija. Skirtingi vaizdai atskleis vainiko sritis, esančias skirtingais atstumais nuo Saulės.

Tokie vaizdai pirmiausia apdorojami atskirai, o vėliau derinami vienas su kitu pagal vainiko spindulių detales (vaizdų Mėnulyje sujungti negalima, nes jis greitai juda Saulės atžvilgiu). Skaitmeninių nuotraukų apdorojimas nėra toks paprastas, kaip atrodo. Tačiau mūsų patirtis rodo, kad galima sujungti bet kokius vieno užtemimo vaizdus. Platus kampas su ilgalaikiu fokusavimu, su žema ir ilga ekspozicija, profesionalus ir mėgėjiškas. Šiuose vaizduose yra dvidešimt penkių stebėtojų, kurie fotografavo 2006 m. užtemimą Turkijoje, Kaukaze ir Astrachanėje, kūriniai.

Šeši šimtai originalių fotografijų, patyrusių daugybę transformacijų, virto vos keliais atskirais vaizdais, bet kokios! Dabar jie turi visas smulkiausias vainiko ir iškilimų detales, Saulės chromosferą ir žvaigždes iki devinto dydžio. Net naktį tokios žvaigždės matomos tik per gerą žiūroną. Koronos spinduliai „dirbo“ iki rekordinių 13 saulės disko spindulių. Ir daugiau spalvų! Viskas, kas matoma galutiniuose vaizduose, turi tikrą spalvą, atitinkančią regėjimo pojūčius. Ir tai buvo pasiekta ne dirbtiniu atspalviu „Photoshop“, o naudojant griežtas matematines procedūras apdorojimo programoje. Kiekvieno vaizdo dydis artėja prie gigabaito – galite padaryti iki pusantro metro pločio spaudinius neprarandant detalių.

Kaip nustatomos asteroidų orbitos

Užtemdančios kintamos žvaigždės vadinamos artimomis dvejetainėmis sistemomis, kuriose dvi žvaigždės sukasi aplink bendrą masės centrą taip, kad orbita būtų pasukta į mus. Tada dvi žvaigždės reguliariai užtemdo viena kitą, o žemiškasis stebėtojas mato periodinius bendro jų ryškumo pokyčius. Garsiausia užtemstanti kintamoji žvaigždė yra Algolis (beta Persei). Cirkuliacijos laikotarpis šioje sistemoje yra 2 dienos 20 valandų ir 49 minutės. Per šį laiką šviesos kreivėje stebimi du minimumai. Vienas gilus, kai maža, bet karšta balta žvaigždė Algol A visiškai išnyksta už blankaus raudono milžino Algol B. Šiuo metu bendras ryškumas dviguba žvaigždė nukrenta beveik 3 kartus. Mažiau pastebimas ryškumo sumažėjimas - 5-6% - pastebimas, kai Algol A praeina prieš Algol B foną ir šiek tiek susilpnina jo ryškumą. Kruopštus šviesos kreivės tyrimas leidžia sužinoti daug svarbios informacijos apie žvaigždžių sistemą: kiekvienos iš dviejų žvaigždžių dydį ir šviesumą, jų orbitos pailgėjimo laipsnį, žvaigždžių nukrypimą nuo sferinės formos. potvynių jėgų įtaka, o svarbiausia – žvaigždžių masė. Be šios informacijos būtų sunku sukurti ir patikrinti šiuolaikinė teorijažvaigždžių struktūra ir evoliucija. Žvaigždes gali užtemdyti ne tik žvaigždės, bet ir planetos. Kai 2004 m. birželio 8 d. Venera praskriejo per Saulės diską, mažai kas pagalvojo apie užtemimą, nes mažytė tamsi Veneros dėmelė beveik neturėjo įtakos Saulės spindesiui. Tačiau jei jo vietoje būtų toks dujų milžinas kaip Jupiteris, jis uždengtų maždaug 1% saulės disko ploto ir tiek pat sumažintų jo ryškumą. Tai jau galima užfiksuoti šiuolaikiniais instrumentais, o šiandien tokių stebėjimų atvejų jau yra. Be to, kai kuriuos iš jų sukūrė astronomai mėgėjai. Tiesą sakant, „egzoplanetų“ užtemimai yra vienintelis būdas mėgėjams stebėti planetas aplink kitas žvaigždes.

Aleksandras Sergejevas

Panorama mėnulio šešėlyje

Nepaprastas Saulės užtemimo grožis nesibaigia putojančia korona. Juk per visą horizontą yra ir švytėjimo žiedas, kuris pilnos fazės momentu sukuria unikalų apšvietimą, tarsi saulėlydis vyktų iš visų pusių vienu metu. Tačiau nedaugeliui pavyksta atitraukti akis nuo karūnos ir pažvelgti į nuostabias jūros ir kalnų spalvas. Ir čia į pagalbą ateina panoraminė fotografija. Kelios sujungtos fotografijos parodys viską, kas nepastebėjo ar neįstojo į atmintį.

Panoraminis kadras šiame straipsnyje yra ypatingas. Jo horizontali aprėptis yra 340 laipsnių (beveik visas apskritimas), o vertikali – beveik iki zenito. Tik ant jo vėliau pamatėme plunksninius debesis, kurie vos nesugadino mūsų stebėjimų – jie visada lemia orų pasikeitimą. Ir iš tiesų, lietus prasidėjo praėjus vos valandai po to, kai Mėnulis paliko Saulės diską. Nuotraukoje matomų dviejų orlaivių bėgiai iš tikrųjų nenutrūksta danguje, o tiesiog patenka į mėnulio šešėlį ir dėl to tampa nematomi. Dešinėje panoramos pusėje užtemimas įsibėgėja, o kairiajame vaizdo krašte ką tik baigėsi totali fazė.

Dešinėje ir žemiau karūnos yra Merkurijus – jis niekada nenutolsta nuo Saulės, ir ne visiems pavyksta jį pamatyti. Venera spindi dar žemiau, o kitoje Saulės pusėje – Marsas. Visos planetos išsidėsčiusios išilgai vienos linijos – ekliptika – projekcija į dangų plokštumos, šalia kurios skrieja visos planetos. Tik per užtemimą (taip pat ir iš kosmoso) galite pamatyti mūsų planetų sistemą, supančią Saulę, šitaip. Centrinėje panoramos dalyje matomi Oriono ir Aurigos žvaigždynai. Ryškios žvaigždės Capella ir Rigel yra baltos, o raudonoji supermilžinė Betelgeuse ir Marsas yra oranžinės spalvos (spalva matoma padidinus). Šimtai žmonių, stebėjusių užtemimą 2006 m. kovą, dabar jaučiasi lyg visa tai matę savo akimis. Tačiau panoraminė nuotrauka jiems padėjo – ji jau patalpinta internete.

Kaip reikėtų fotografuoti?

2006 metų kovo 29 dieną Turkijos Viduržemio jūros pakrantėje esančiame Kemero kaime, laukdami visiško užtemimo pradžios, patyrę stebėtojai paslaptimis dalijosi su pradedančiaisiais. Svarbiausias dalykas užtemimo metu yra nepamiršti atidaryti lęšių. Tai ne pokštas, taip tikrai atsitinka. Ir jūs neturėtumėte dubliuoti vienas kito darydami tuos pačius kadrus. Tegul kiekvienas šaudo tai, ką jo įranga gali padaryti geriau nei kiti. Stebėtojams, ginkluotiems plačiakampėmis kameromis, išorinė vainika yra pagrindinis taikinys. Turėtume pabandyti padaryti jos nuotraukų seriją skirtingu užrakto greičiu. Teleobjektyvo savininkai gali gauti išsamius vidurinės karūnėlės vaizdus. O jei turite teleskopą, tuomet reikia nufotografuoti vietovę pačiame Mėnulio disko krašte ir nešvaistyti brangių sekundžių dirbant su kita įranga. Ir tada pasigirdo skambutis. Ir iškart po užtemimo stebėtojai pradėjo laisvai keistis failais su vaizdais, kad surinktų rinkinį tolesniam apdorojimui. Vėliau tai paskatino sukurti originalių 2006 m. užtemimo vaizdų banką. Dabar visi suprato, kad nuo originalių nuotraukų iki detalaus visos karūnos vaizdo dar liko labai, labai ilgas kelias. Laikai, kai bet kokia ryški užtemimo nuotrauka buvo laikoma šedevru ir galutiniu stebėjimo rezultatu, negrįžtamai praėjo. Grįžus namo visų laukė darbas su kompiuteriu.

Aktyvi saulė

Saulė, kaip ir kitos į ją panašios žvaigždės, išsiskiria periodiškai atsirandančiomis aktyvumo būsenomis, kai jos atmosferoje dėl sudėtingos judančios plazmos sąveikos su magnetiniais laukais atsiranda daug nestabilių struktūrų. Visų pirma, tai yra saulės dėmės, kuriose dalis plazmos šiluminės energijos paverčiama energija magnetinis laukas ir viduje kinetinė energija atskirų plazmos srautų judesiai. Saulės dėmės šaltesnės aplinką ir atrodo tamsūs ryškesnės fotosferos fone – saulės atmosferos sluoksnyje, iš kurio į mus patenka daugiausia matomos šviesos. Aplink saulės dėmes ir visame aktyviame regione atmosfera, toliau kaitinama nykstančių magnetinių laukų energijos, tampa šviesesnė, o struktūros, vadinamos faculae (matomos baltoje šviesoje) ir flokuliais (stebimos, pavyzdžiui, monochromatinėje atskirų spektro linijų šviesoje). , vandenilis).

Virš fotosferos yra labiau išretėję 10-20 tūkstančių kilometrų storio Saulės atmosferos sluoksniai, vadinami chromosfera, o virš jos korona tęsiasi daugybę milijonų kilometrų. Virš saulės dėmių grupių, o kartais ir į juos, dažnai atsiranda išsiplėtę debesys – iškilimai, aiškiai matomi per visą užtemimo fazę Saulės disko pakraštyje ryškiai rausvų lankų ir emisijų pavidalu. Korona yra ploniausia ir labai karšta Saulės atmosferos dalis, kuri tarsi išgaruoja į supančią erdvę, sudarydama nuolatinį nuo Saulės tolstantį plazmos srautą, vadinamą saulės vėju. Būtent tai suteikia saulės vainikai spindinčią išvaizdą, pateisinančią jos pavadinimą.

Remiantis medžiagos judėjimu kometų uodegose, buvo atskleista, kad saulės vėjo greitis palaipsniui didėja tolstant nuo Saulės. Vienu astronominiu vienetu (Žemės orbitos spinduliu) nutolęs nuo žvaigždės, saulės vėjas „skrenda“ 300–400 km/s greičiu, kurio dalelių koncentracija yra 1–10 protonų vienam. kubinis centimetras. Saulės vėjo srautas, susidurdamas su kliūtimis planetų magnetosferų pavidalu, formuoja smūgines bangas, kurios veikia planetų atmosferas ir tarpplanetinę terpę. Stebėdami Saulės vainiką, gauname informaciją apie kosminių orų būklę mus supančioje kosminėje erdvėje.

Galingiausios saulės aktyvumo apraiškos yra plazmos sprogimai, vadinami saulės blyksniais. Juos lydi stipri jonizuojanti spinduliuotė, taip pat galinga karštos plazmos emisija. Praeidami per vainiką, plazmos srautai pastebimai paveikia jos struktūrą. Pavyzdžiui, joje susidaro šalmo formos dariniai, virstantys ilgais spinduliais. Iš esmės tai yra pailgi magnetinių laukų vamzdeliai, kuriais dideliu greičiu sklinda įkrautų dalelių (daugiausia energetinių protonų ir elektronų) srautai. Tiesą sakant, matoma Saulės vainiko struktūra atspindi mūsų Žemę nuolat veikiančio saulės vėjo intensyvumą, sudėtį, struktūrą, judėjimo kryptį ir kitas charakteristikas. Raketų metu jo greitis gali siekti 600-700, o kartais ir daugiau nei 1000 km/s.

Anksčiau vainikas buvo stebimas tik visiško saulės užtemimo metu ir išskirtinai arti Saulės. Iš viso stebėjimų susikaupė apie valandą. Išradus neužtemimo koronagrafą (specialų teleskopą, kuriame sukuriamas dirbtinis užtemimas), atsirado galimybė nuolat stebėti vidines vainiko sritis iš Žemės. Taip pat visada galima aptikti radijo spinduliavimą iš vainiko, net per debesis ir dideliais atstumais nuo Saulės. Tačiau optiniame diapazone išorinės vainiko sritys vis dar matomos iš Žemės tik per visą saulės užtemimo fazę.

Sukūrus neatmosferinių tyrimų metodus, atsirado galimybė tiesiogiai vaizduoti visą vainiką ultravioletiniais ir rentgeno spinduliais. Įspūdingiausi vaizdai reguliariai gaunami iš kosminėje erdvėje esančios Saulės orbitinės heliosferos observatorijos SOHO, kuri 1995 m. pabaigoje buvo paleista bendromis Europos kosmoso agentūros ir NASA pastangomis. SOHO vaizduose vainiko spinduliai yra labai ilgi, matoma daug žvaigždžių. Tačiau viduryje, vidinės ir vidurinės karūnos srityje, vaizdo nėra. Dirbtinis "mėnulis" koronografe yra didelis ir užstoja daug daugiau nei tikrasis. Tačiau kito kelio nėra – Saulė šviečia per ryškiai. Taigi palydoviniai vaizdai nepakeičia stebėjimų iš žemės. Tačiau kosmosas ir antžeminiai saulės vainiko vaizdai puikiai papildo vienas kitą.

SOHO taip pat nuolat stebi Saulės paviršių, o užtemimai jam netrukdo, nes observatorija yra už Žemės-Mėnulio sistemos ribų. Keletas ultravioletinių vaizdų, kuriuos SOHO padarė per visą 2006 m. užtemimo fazę, buvo sujungti ir įdėti į Mėnulio vaizdą. Dabar matome, kurie aktyvūs mums artimiausios žvaigždės atmosferos regionai yra susiję su tam tikrais jos vainiko bruožais. Gali atrodyti, kad kai kuriuos „kupolus“ ir turbulencijos zonas vainikinėje sukelia niekas, tačiau iš tikrųjų jų šaltiniai tiesiog paslėpti nuo stebėjimo kitoje žvaigždės pusėje.

„Rusiškas“ užtemimas

Kitas visiškas saulės užtemimas pasaulyje jau vadinamas „rusišku“, nes jis daugiausia bus stebimas mūsų šalyje. 2008 m. rugpjūčio 1 d. po pietų visos fazės juosta drieksis nuo Arkties vandenyno beveik palei dienovidinį iki Altajaus, eidama tiksliai per Nižnevartovską, Novosibirską, Barnaulą, Bijską ir Gorno Altaiską – tiesiai palei federalinį greitkelį M52. Beje, Gorno Altaiske tai bus antrasis užtemimas per kiek daugiau nei dvejus metus – būtent šiame mieste susikerta 2006 ir 2008 metų užtemimų juostos. Užtemimo metu Saulės aukštis virš horizonto sieks 30 laipsnių: to pakanka fotografuojant vainiką ir idealiai tinka panoraminei fotografijai. Oras Sibire šiuo metu paprastai būna geras. Dar nevėlu paruošti porą kamerų ir nusipirkti lėktuvo bilietą.

Šio užtemimo negalima praleisti. Kitas visiškas užtemimas bus matomas Kinijoje 2009 m., o geros žiūrėjimo sąlygos bus tik Jungtinėse Valstijose 2017 ir 2024 m. Rusijoje pertrauka truks beveik pusę amžiaus – iki 2061 metų balandžio 20 dienos.

Jei susiruošėte, čia yra geras patarimas: stebėkite grupėse ir keiskite gautus vaizdus, ​​nusiųskite juos bendram apdorojimui į Gėlių observatoriją: www.skygarden.ru. Tada kažkam tikrai pasiseks apdoroti, o tada visi, net ir likę namuose, jūsų dėka pamatys Saulės užtemimą – karūnuotą žvaigždę.

– vienintelė žvaigždė saulės sistema: aprašymas ir charakteristikos su nuotraukomis, įdomių faktų, sudėtis ir struktūra, vieta galaktikoje, raida.

Saulė yra mūsų saulės sistemos centras ir gyvybės šaltinis. Žvaigždė priklauso geltonųjų nykštukų klasei ir užima 99,86% visos mūsų sistemos masės, o jos gravitacija vyrauja virš visų dangaus kūnų. Senovėje žmonės iš karto suprato Saulės svarbą žemiškajam gyvenimui, todėl jau pirmuosiuose tekstuose ir uolų paveiksluose minima ryški žvaigždė. Tai buvo centrinė dievybė, valdanti viską.

Išstudijuokime įdomiausius faktus apie Saulę – vienintelę žvaigždę Saulės sistemoje.

Viduje telpa milijonas žemių

• Jei užpildysime savo žvaigždę Saulę, viduje tilps 960 000 žemių. Bet jei jie bus suspausti ir netektų laisvos vietos, jų skaičius padidės iki 1 300 000 Saulės paviršiaus plotas yra 11 990 kartų didesnis nei Žemės.

Atlaiko 99,86% sistemos svorio

• Jo masė yra 330 000 kartų didesnė už Žemės. Maždaug ¾ skiriama vandeniliui, o likusi dalis - heliui.

Beveik tobula sfera

• Skirtumas tarp pusiaujo ir poliarinio Saulės skersmenų yra tik 10 km. Tai reiškia, kad prieš mus yra vienas iš arčiausiai sferos esančių dangaus kūnų.

Temperatūra centre pakyla iki 15 milijonų °C

• Saulės šerdyje tokia temperatūra įmanoma dėl sintezės, kai vandenilis virsta heliu. Karšti objektai paprastai plečiasi, todėl mūsų žvaigždė gali sprogti, tačiau ją laiko kartu galinga gravitacija. Tuo pačiu metu Saulės paviršiaus temperatūra yra „tik“ 5780 °C.

Vieną dieną saulė apims žemę

• Kai Saulė išnaudos visą vandenilio atsargą (130 milijonų metų), ji pereis prie helio. Dėl to jis padidės ir sugers pirmąsias tris planetas. Tai raudonojo milžino etapas.

Vieną dieną jis pasieks žemės dydį

• Po raudonojo milžino jis subyrės ir paliks suspaustą masę Žemės dydžio rutulyje. Tai baltosios nykštukės stadija.

Saulės spindulys mus pasiekia per 8 minutes

• Žemė nuo Saulės nutolusi 150 milijonų km. Šviesos greitis yra 300 000 km/s, todėl spindulys trunka 8 minutes ir 20 sekundžių. Tačiau taip pat svarbu suprasti, kad šviesos fotonams iš Saulės šerdies į paviršių nukeliauti prireikė milijonų metų.

Saulės greitis yra 220 km/s

• Saulė yra 24 000–26 000 šviesmečių atstumu nuo galaktikos centro. Todėl savo orbitos kelyje praleidžia 225-250 milijonų metų.

Žemės ir Saulės atstumas keičiasi ištisus metus

• Žemė juda elipsiniu orbitos keliu, todėl atstumas yra 147-152 milijonai km (astronominis vienetas).

Tai vidutinio amžiaus žvaigždė

• Saulė yra 4,5 milijardo metų, o tai reiškia, kad ji jau sudegino maždaug pusę savo vandenilio atsargų. Tačiau procesas tęsis dar 5 milijardus metų.

Stebimas galingas magnetinis laukas

• Saulės žybsniai atsiranda per magnetinės audros. Mes tai matome kaip saulės dėmių susidarymą, kur magnetinės linijos sukasi ir sukasi kaip antžeminiai tornadai.

Žvaigždė formuoja saulės vėją

• Saulės vėjas – tai įkrautų dalelių srautas, einantis per visą Saulės sistemą 450 km/s pagreičiu. Vėjas atsiranda ten, kur tęsiasi Saulės magnetinis laukas.

Saulės vardas

• Pats žodis kilęs iš senosios anglų kalbos, reiškiančio „pietus“. Taip pat yra gotikinių ir germaniškų šaknų. Prieš 700 m Sekmadienis buvo vadinamas „saulėta diena“. Vertimas taip pat suvaidino savo vaidmenį. Originalus graikiškas heméra helíou tapo lotynišku dies solis.

Saulės charakteristikos

Saulė yra G tipo pagrindinės sekos žvaigždė, kurios absoliutus dydis yra 4,83, o tai yra ryškesnė už maždaug 85% kitų galaktikos žvaigždžių, kurių daugelis yra raudonosios nykštukės. 696 342 km skersmens ir 1 988 x 10 30 kg masės Saulė yra 109 kartus didesnė už Žemę ir 333 000 kartų masyvesnė.

Tai žvaigždė, todėl tankis skiriasi priklausomai nuo sluoksnio. Vidutinis siekia 1,408 g/cm3. Tačiau arčiau šerdies jis padidėja iki 162,2 g/cm 3, o tai yra 12,4 karto didesnis nei Žemėje.

Danguje jis atrodo geltonas, bet tikroji spalva yra balta. Matomumą sukuria atmosfera. Temperatūra didėja artėjant prie centro. Šerdis įkaitinama iki 15,7 milijono K, vainikas - 5 milijonai K, o matomas paviršius - 5778 K.

Vidutinis skersmuo	1.392 10 9 m
Pusiaujo	6,9551 10 8 m
Pusiaujo perimetras	4.370 10 9 m
Polinis suspaudimas	9 10 −6
Paviršiaus plotas	6.078 10 18 m²
Apimtis	1,41 10 27 m³
Svoris	1,99 10 30 kg
Vidutinis tankis	1409 kg/m³
Greitis nemokamai patenka ties pusiauju	274,0 m/s²
Antrasis pabėgimo greitis (paviršiui)	617,7 km/s
Efektyvi temperatūra paviršiai	5778 tūkst
Temperatūra karūnos	~1 500 000 tūkst
Temperatūra branduoliai	~13 500 000 tūkst
Šviesumas	3,85 10 26 W (~3,75·10 28 Lm)
Ryškumas	2,01 10 7 W/m²/sr

Saulė yra pagaminta iš plazmos, todėl jai suteikiamas didelis magnetizmas. Yra šiaurės ir pietų magnetiniai poliai, o linijos formuoja aktyvumą, matomą paviršiniame sluoksnyje. Tamsios dėmės žymi vėsias vietas ir suteikia cikliškumo.

Koroninės masės išmetimai ir blyksniai atsiranda, kai magnetinio lauko linijos persirikiuoja. Ciklas trunka 11 metų, per kurį aktyvumas didėja ir mažėja. Didžiausias saulės dėmių skaičius susidaro esant didžiausiam aktyvumui.

Tariamasis dydis siekia -26,74, o tai yra 13 milijardų kartų ryškesnis nei Sirijus (-1,46). Žemė yra 150 milijonų km atstumu nuo Saulės = 1 AU. Šviesos pluoštui įveikti šį atstumą reikia 8 minučių ir 19 sekundžių.

Saulės sudėtis ir sandara

Žvaigždė užpildyta vandeniliu (74,9%) ir heliu (23,8%). Tarp sunkesnių elementų yra deguonis (1%), anglis (0,3%), neonas (0,2%) ir geležis (0,2%). Vidinė dalis suskirstyta į sluoksnius: šerdį, radiacijos ir konvekcines zonas, fotosferą ir atmosferą. Šerdis turi didžiausią tankį (150 g/cm 3) ir užima 20-25% viso tūrio.

Žvaigždė praleidžia mėnesį sukdama savo ašį, tačiau tai yra apytikslis įvertinimas, nes priešais mus plazminis rutulys. Analizė rodo, kad šerdis sukasi greičiau išoriniai sluoksniai. Pusiaujo linija per vieną apsisukimą praleidžia 25,4 dienos, o ašigaliai – 36 dienas.

Šerdyje dangaus kūnas Saulės energija susidaro dėl branduolių sintezės, paverčiant vandenilį heliu. Jame sukuriama beveik 99% šiluminės energijos.

Tarp radiacijos ir konvekcinių zonų yra pereinamasis sluoksnis – tacholinas. Pastebimas staigus vienodo radiacijos zonos sukimosi ir diferencinio konvekcinės zonos sukimosi pokytis, kuris sukelia rimtą poslinkį. Konvekcinė zona yra 200 000 km žemiau paviršiaus, kur temperatūra ir tankis taip pat yra mažesni.

Matomas paviršius vadinamas fotosfera. Virš šio rutulio šviesa gali laisvai sklisti į erdvę, išskirdama saulės energiją. Storis apima šimtus kilometrų.

Viršutinė fotosferos dalis įkaista prastesnė nei apatinė. Temperatūra pakyla iki 5700 K, o tankis – 0,2 g/cm3.

Saulės atmosferą vaizduoja trys sluoksniai: chromosfera, pereinamoji dalis ir vainikas. Pirmasis tęsiasi per 2000 km. Pereinamasis sluoksnis užima 200 km ir įšyla iki 20 000-100 000 K. Sluoksnis neturi aiškių ribų, tačiau pastebima nuolatinio chaotiško judėjimo aureolė. Korona įšyla iki 8-20 milijonų K, tam įtakos turi saulės magnetinis laukas.

Heliosfera yra magnetinė sfera, besitęsianti už heliopauzės ribų (50 AU nuo žvaigždės). Jis taip pat vadinamas saulės vėju.

Saulės evoliucija ir ateitis

Mokslininkai įsitikinę, kad Saulė atsirado prieš 4,57 milijardo metų dėl to, kad sugriuvo dalis molekulinio debesies, kurį vaizduoja vandenilis ir helis. Tuo pačiu metu jis pradėjo suktis (dėl kampinio impulso) ir pradėjo kaisti didėjant slėgiui.

Didžioji masės dalis buvo sutelkta centre, o likusi dalis virto disku, kuris vėliau suformuos mums žinomas planetas. Gravitacija ir slėgis padidino šilumą ir branduolių sintezę. Nugriaudėjo sprogimas ir pasirodė Saulė. Paveiksle galite atsekti žvaigždžių evoliucijos etapus.

Šiuo metu žvaigždė yra pagrindinės sekos fazėje. Šerdies viduje daugiau nei 4 milijonai tonų medžiagos virsta energija. Temperatūra nuolat kyla. Analizė rodo, kad per pastaruosius 4,5 milijardo metų Saulė pašviesėjo 30%, o kas 100 milijonų metų padidėjo 1%.

Manoma, kad ilgainiui jis pradės plėstis ir taps raudonuoju milžinu. Dėl dydžio padidėjimo Merkurijus, Venera ir galbūt Žemė mirs. Milžiniškoje fazėje jis išliks maždaug 120 milijonų metų.

Tada prasidės dydžio ir temperatūros mažėjimo procesas. Jis ir toliau degins šerdyje likusį helią, kol baigsis atsargos. Po 20 milijonų metų jis praras stabilumą. Žemė bus sunaikinta arba įkais. Po 500 000 metų liks tik pusė saulės masės, o išorinis apvalkalas sukurs ūką. Dėl to gausime baltąjį nykštuką, kuris gyvens trilijonus metų ir tik tada taps juodas.

Saulės vieta galaktikoje

Saulė yra arčiau Paukščių Tako Oriono rankos vidinio krašto. Atstumas nuo galaktikos centro yra 7,5–8,5 tūkst. parsekų. Įsikūręs vietinio burbulo viduje – ertmė viduje tarpžvaigždinė terpė su karštomis dujomis.

Saulės sistema gyvena galaktikos gyvenamojoje zonoje. Ši teritorija pasižymi ypatingomis savybėmis, kurios gali palaikyti gyvybę. Saulės judėjimas nukreiptas link Vegos Lyros teritorijoje ir 60 laipsnių kampu nuo galaktikos centro. Tarp artimiausių 50 sistemų mūsų Saulė yra 40 vietoje pagal masyvumą.

Manoma, kad orbitos kelias yra elipsės formos su trikdžiais iš galaktikos spiralės. Vienam orbitiniam skrydžiui praleidžia 225-250 milijonų metų. Todėl iki šiol buvo atlikta tik 20–25 orbitos. Žemiau galite pamatyti Saulės paviršiaus žemėlapį. Jei norite, naudokite mūsų teleskopus internetu realiuoju laiku ir grožėkitės sistemos žvaigžde. Nepamirškite stebėti kosminių orų dėl magnetinių audrų ir saulės žybsnių.

Saulės neutrinai

Fizikas Jevgenijus Litvinovičius apie iš Saulės skrendančias neutrino daleles, standartinį saulės modelį ir metališkumo problemą:

Spustelėkite paveikslėlį, kad jį padidintumėte

Žemiškoji gyvybė už savo kilmę yra skolinga dangaus kūnui. Jis šildo ir apšviečia viską, kas yra mūsų planetos paviršiuje. Ne be reikalo Saulės garbinimas ir jos, kaip didžiojo dangaus dievo, vaizdavimas atsispindėjo Žemėje gyvenusių pirmykščių tautų kultuose.

Praėjo šimtmečiai ir tūkstantmečiai, tačiau jo reikšmė žmogaus gyvenime tik didėjo. Mes visi esame Saulės vaikai.

Kas yra Saulė?

Žvaigždė iš galaktikos Paukščių Takas, savo geometrine forma, vaizduojantis didžiulį, karštą, dujinį rutulį, nuolat skleidžiantį energijos srautus. Vienintelis šviesos ir šilumos šaltinis mūsų žvaigždžių-planetų sistemoje. Dabar Saulė yra geltonosios nykštukės amžiuje, remiantis visuotinai priimta visatos šviesuolių tipų klasifikacija.

Saulės charakteristikos

Saulė turi šiuos parametrus:

• Amžius – 4,57 milijardo metų;
• Atstumas iki Žemės: 149 600 000 km
• Masė: 332 982 Žemės masės (1,9891·10³⁰ kg);
• Vidutinis tankis 1,41 g/cm³ (nuo periferijos iki centro padidėja 100 kartų);
• Saulės skriejimo greitis yra 217 km/s;
• Sukimosi greitis: 1,997 km/s
• Spindulys: 695-696 tūkst km;
• Temperatūra: nuo 5 778 K paviršiuje iki 15 700 000 K šerdyje;
• Korona temperatūra: ~1 500 000 K;
• Saulė yra stabili savo ryškumu, ji yra 15% daugiausiai ryškios žvaigždės mūsų galaktikos. Jis skleidžia mažiau ultravioletinių spindulių, bet turi didesnę masę, palyginti su panašiomis žvaigždėmis.

Iš ko pagaminta Saulė?

Savaip cheminė sudėtis mūsų šviestuvas niekuo nesiskiria nuo kitų žvaigždžių ir jame yra: 74,5% vandenilio (pagal masę), 24,6% helio, mažiau nei 1% kitų medžiagų (azoto, deguonies, anglies, nikelio, geležies, silicio, chromo, magnio ir kitų medžiagų). Šerdies viduje yra ištisiniai branduolinės reakcijos vandenilį paverčiant heliu. Absoliuti Saulės sistemos masės dalis – 99,87% priklauso Saulei.

Veikiamas gravitacijos, S., kaip ir bet kuri žvaigždė, linkusi trauktis. Šį suspaudimą neutralizuoja slėgio kritimas, atsirandantis dėl aukštos vidinės temperatūros ir tankio. sluoksniai S. S. centre temperatūra T ≈ 1.6. 10 7 K, tankis ≈ 160 g/cm -3. Tokią aukštą temperatūrą centriniuose saulės regionuose ilgą laiką gali išlaikyti tik helio sintezė iš vandenilio. Šios reakcijos ir reiškiniai. pagrindinis energijos šaltinis C.

Esant ~10 4 K (chromosferos) ir ~10 6 (korona) temperatūrai, taip pat pereinamame sluoksnyje su tarpinėmis temperatūromis atsiranda įvairių elementų jonų. Šiuos jonus atitinkančių emisijos linijų yra gana daug trumpųjų bangų ilgio spektro srityje (λ< 1800 . Спектр в этой области состоит из отдельных эмиссионных линий, самые яркие из к-рых - линия водорода L a (1216 ) и линия нейтрального (584 ) и ионизованного (304 ) гелия. Излучение в этих линиях выходит из области эмиссии практически не поглощаясь. Излучение в радио- и рентг. областях сильно зависит от степени солнечной активности, увеличиваясь или уменьшаясь в несколько раз в течение 11-летнего и заметно возрастая при вспышках на Солнце.

Fizik. Įvairių sluoksnių charakteristikos parodytos fig. 5 (paprastai paryškinama apatinė chromosfera, kurios storis ≈ 1500 km, kur dujos yra homogeniškesnės). Šiaurės atmosferos viršutinių sluoksnių – chromosferos ir vainiko – kaitimas gali būti dėl mechaninių veiksnių. energija, perduodama bangų, kylančių viršutinėje konvekcinės zonos dalyje, taip pat elektros energijos išsklaidymas (absorbcija). magnetinės generuojamos srovės laukai, judantys kartu su konvekciniais srautais.

Paviršiaus konvekcinės zonos egzistavimas šiaurėje sukelia daugybę kitų reiškinių. Saulės paviršiuje granulių pavidalo stebimos aukščiausios konvekcinės zonos pakopos ląstelės (žr.). Gilesni didelio masto judesiai antroje zonos pakopoje atsiranda supergranuliacijos ląstelių ir chromosferos tinklo pavidalu. Yra pagrindo manyti, kad konvekcija dar gilesniame sluoksnyje stebima milžiniškų struktūrų pavidalu – ląstelės, kurių matmenys didesni nei supergranuliacija.

Didelė vietinė mag. zonoje esantys laukai ± 30 o nuo pusiaujo lemia vadinamųjų vystymąsi. aktyvios zonos su jose esančiomis dėmėmis. Aktyvių regionų skaičius, jų padėtis diske ir saulės dėmių poliškumas grupėse keičiasi ≈ 11,2 metų laikotarpiu. Per neįprastai aukštą piką 1957-58 m. aktyvumas paveikė beveik visą saulės diską. Be stiprių vietinių laukų šiaurėje, yra ir silpnesnis didelio masto magnetinis laukas. lauke. Šis laukas keičia ženklą maždaug 22 metus ir išnyksta šalia ašigalių esant didžiausiam saulės aktyvumui.

Didelio pliūpsnio metu išsiskiria milžiniška energija, ~10 31 -10 32 erg (galia ~10 29 erg/s). Jis gaunamas iš magnetinės energijos. aktyvių sričių laukai. Pagal idėjas jie sėkmingai vystėsi nuo 1960 m. SSRS, kai sąveikauja magnetiniai srautai, atsiranda srovės sluoksniai. Vystymas dabartiniame lape gali paskatinti dalelių pagreitį ir yra paleidimo (paleidimo) mechanizmai, kurie lemia staigų proceso vystymąsi.

Ryžiai. 13. Saulės pliūpsnio smūgio į Žemę rūšys (pagal D. X. Menzelį).

Rentgenas iš blyksnio sklindanti radiacija ir saulės kosminiai spinduliai (13 pav.) sukelia papildomą žemės jonosferos jonizaciją, kuri turi įtakos radijo bangų sklidimo sąlygoms. Žybsnio metu išmestų dalelių srautas Žemės orbitą pasiekia maždaug per parą ir Žemėje sukelia magnetinę audrą bei pašvaistę (žr.,).

Be blyksnių generuojamų korpuskulinių srautų, yra nuolatinė korpuskulinė spinduliuotė C. Ji susijusi su išretėjusios plazmos nutekėjimu iš išorės. Saulės vainiko regionus į tarpplanetinę erdvę – saulės vėjo. Medžiagos praradimas dėl saulės vėjo yra nedidelis, ≈ 3. 10–14 per metus, bet tai yra pagrindinis. tarpplanetinės terpės komponentas.

Saulės vėjas perneša didelio masto magnetinį lauką į tarpplanetinę erdvę. laukas C. Sukimasis C. susuka tarpplanetinio magnetinio lauko linijas. laukus (TVF) į Archimedo spiralę, kuri aiškiai pastebima ekliptikos plokštumoje. Kadangi pagrindinis didelio masto magneto savybė laukai S. yavl. du priešingo poliariškumo apskritimai ir šalia jų esantys laukai su ramia šiaure, šiaurinis tarpplanetinės erdvės pusrutulis pasirodo užpildytas vieno ženklo lauku, pietinis – kito (14 pav.); Netoli aktyvumo maksimumo, pasikeitus didelio masto saulės lauko ženklui, pasikeičia šio reguliaraus magnetinio lauko poliškumas. tarpplanetinės erdvės laukai. Magn. abiejų pusrutulių srautus skiria srovės lapas. Sukant C. Žemė išsidėsčiusi kelis kartus. dienų, virš arba žemiau lenkto „gofruoto“ dabartinio sluoksnio paviršiaus, t.y. jis patenka į TVF, nukreiptas arba į šiaurę, arba nuo jo. Šis reiškinys vadinamas.

tarpplanetinis magnetinis laukas.

Artėjant maksimaliam aktyvumui, raketų metu paspartinti dalelių srautai efektyviausiai veikia Žemės atmosferą ir magnetosferą. Aktyvumo mažėjimo fazės metu, 11 metų veiklos ciklo pabaigoje, mažėjant blyksnių skaičiui ir vystantis tarpplanetinei srovės lakštui, stacionarūs sustiprėjusio saulės vėjo srautai tampa reikšmingesni. Sukdamiesi kartu su šiaure, jie sukelia geomagnetines bangas, kurios kartojasi kas 27 dienas. pasipiktinimą. Šis pasikartojantis (pasikartojantis) aktyvumas ypač didelis lyginio skaičiaus ciklų pabaigoje, kai magnetinio lauko kryptis. Saulės „dipolio“ laukai yra antilygiagretūs žemei..:
Lit
Martynovas D. Ya., Bendrosios astrofizikos kursas, 3 leidimas, M., 1978;
Menzelis D. G., Mūsų saulė, vert. iš anglų k., M., 1963; Saulės ir saulės-žemės fizika. Iliustruotas terminų žodynas, vert. iš anglų k., M., 1980;
Severny A.B., Saulės ir žvaigždžių magnetiniai laukai, UFN, 1966, t. 88, v. 1, p. 3-50;