Яркие пятна в фотосфере, называемые факелами, или флоккулами, наблюдаются незадолго до появления солнечных пятен. Кроме того, считается, что темные "волокна", наблюдаемые в окрестностях факелов и солнечных пятен, состоят из хромосферного вещества, изогнутого в огромные дуги под воздействием магнитного поля. Когда эти дуги наблюдаются у края солнечного диска, они образуют протуберанцы, которые могут существовать в течение нескольких месяцев.
См. также статью "Солнце 1".
СПЕКТР ОПТИЧЕСКИЙ
Свет звезды состоит из непрерывного спектра цветов. Спектр солнечного света можно видеть в радуге или пропустив луч света через призму и наблюдая выходной луч на экране. В обоих случаях наблюдается непрерывная полоса цветов от красного и оранжевого через желтый и зеленый до голубого и фиолетового. С помощью спектроскопа (прибора, предназначенного для разложения луча света на составляющие цвета) можно наблюдать спектр любого источника света.[37] Каждый цвет спектра соответствует свету с определенной длиной волны, изменяющейся в пределах от 0,0004 мм для голубого света до примерно 0,0007 мм для красного цвета.
Лампа накаливания тоже дает постоянный спектр, но газовые лампы, такие, как натриевая или неоновая лампа, дают спектр состоящий из ярких линий разного цвета. Расположение линий, а следовательно, длина волн в таком спектре характерна для атомов, присутствующих в источнике света, что называется линейчатым эмиссионным спектром. Измерив длину волны каждого цвета в линейчатом эмиссионном спектре, можно определить химические элементы, присутствующие в источнике света, так как каждый вид атомов соответствует конкретному химическому элементу.
Солнечный спектр содержит темные вертикальные линии, которые видны на фоне непрерывного спектра. Эти линии поглощения соответствуют определенным длинам волн и возникают из-за того, что некоторые цвета, составляющие свет солнечной фотосферы, поглощаются газами во внешней короне. Расположение линий поглощения, как и расположение линий в эмиссионном спектре, можно использовать для определения химических элементов, присутствующих в темных участках. Гелий был открыт в 1868 году Норманом Локьером[38] в результате наблюдения и измерения линий спектра солнечного света.
См. также статью "Солнце 2".
ТЕЛЕСКОПЫ 1: РЕФРАКТОРЫ И РЕФЛЕКТОРЫ
Телескоп предназначен для увеличения отдаленных объектов или для усиления яркости точечных объектов, таких, как звезда. Простой телескоп-рефрактор состоит из двух выпуклых линз, объектива и окуляра. Объектив формирует реальное изображение отдаленного объекта в своей фокусной плоскости. При нормальной настройке наблюдатель, глядящий в окуляр, видит увеличенное виртуальное изображение реального объекта.
Чем шире объектив телескопа, тем больше света может быть собрано от точечного объекта, такого, как звезда, поэтому широкоугольный объектив позволяет видеть звезды слишком тусклые для наблюдения с более узким объективом. Кроме того, чем шире объектив, тем большее количество деталей можно разглядеть на изображении протяженного объекта. В больших оптических телескопах в качестве объектива для фокусировки света используется широкое вогнутое зеркало. Это делается потому, что большие зеркала проще изготовить и ими легче пользоваться, чем большими линзами. Небольшое зеркало, расположенное в околофокусной точке вогнутого зеркала, используется для отражения света в окуляр. Хроматическая аберрация[39] устраняется в объективе благодаря использованию вогнутого зеркала вместо выпуклых линз. Кроме того, если вогнутое зеркало имеет параболическую форму, оно устраняет и сферическую аберрацию.[40]
См. также статьи "Окуляр", "Космический телескоп "Хаббл"".
ТЕЛЕСКОПЫ 2: СИЛА И МОЩЬ
Основными характеристиками любого телескопа являются диаметр входного отверстия D (диаметр объектива — линзового или зеркального) и фокусное расстояние fo, определяющие относительное отверстие А= D/fo, которое часто называют светосилой инструмента. Строго говоря, светосила это А2 = (D/fo)2. Для визуальных наблюдений протяженных объектов весьма существенно увеличение телескопа — характеристика, которая сообщает пользователю во сколько раз увеличенный образ больше наблюдаемого объекта.