Астрономічна карта

Зміст
1. АСТРОНОМИЧЕСКАЯ КАРТА СВІТА И ЕЕТВОРЦЫ
2. ГАЛАКТИКИ
3. МЛЕЧНЫЙ ПУТЬ
4. ЧТО ТАКОЕ ЗВЕЗДЫ
5. РОЖДЕНИЕ АСТРОНОМИИ
6. КОМЕТЫ И ИХ ПРИРОДА
7. КАЛЕНДАРИ
8. СОЛНЦЕ И ЖИЗНЬ ЗЕМЛИ
9. СОЛНЦЕ – БЛИЖНЯЯ ЗВЕЗДА
Список литературы
1.Астрономічна карта світу і її творці
Протягом столітьлюдина прагнула розгадати таємницю великого світового «порядку» Всесвіту, якийстарогрецькі філософи і назвали Космосом (в перекладі з грецького — «порядок»,«краса»), на відміну від Хаосу, що передував, як вони вважали, появі Космосу.
Перші, дійшли до нас природничонаукові уявлення про навколишній насВсесвіт сформулювали старогрецькі філософи в 7-5 вв. до н.е. Їх натурфілософскінавчання, спиралися на накопичені раніше астрономічні знання єгиптян, шумерів,вавілонян, арійців, але відрізнялися істотною роллю пояснюючих гіпотез,прагненням проникнути в прихований механізм явищ.
Нагляд круглих дисків Сонця, Місяці, закруглюючої лінії горизонту, а таксамо межі тіні Землі, що наповзає на місяць при її затьмареннях, правильнаповторюваність дня і ночі, пір року, сходу і заходів світил — все це наводилона думку, що в основі будови всесвіту лежить принцип кругових форм і рухів, «циклічності»і рівномірності змін. Але аж до 2 в. до н.е. не існувало окремого вчення пронебо, яке об'єднало б всі знання в цій області в єдину систему. Уявлення про небесніявища, як і явищах «у верхньому повітрі» — буквально про «метеорні явища»,довгий час входили в загальні умоглядні вчення про природу в цілому. Цінавчання дещо пізніше стали називати фізикою (від грецького слова «фюзіс» — природа — в значенні періоди, істоти речей і явищ). Головним змістом цієїстародавньої підлозі філософської «фізики», або в нашому розумінні — швидше занатурфілософію, що включала в якості навряд чи не головних елементів космологіюі космогонію, були пошуки того незмінного початку, який, як думали, лежить воснові світу мінливих явищ.
Всі накопичені століттями знання про природу аж до технічного іжитейського досвіду були з'єднані, систематизовані, логічно гранично розвиненів першій універсальній картині світу, яку створив в 4 столітті до н.е.найбільший старогрецький філософ (і, по суті, перший фізик) Арістотель (384 — 322 рр. до н. э.) велику частину життя що провів в Афінах, де він заснував своюзнамениту наукову школу. Це було вчення про структуру, властивості і рухвсього, що входить в поняття природи. Разом з тим, Арістотель вперше відділивсвіт земних (вірніше, «підмісячних») явищ від світу небесного, від власне Космосуз його нібито особливими законами і природою об'єктів. В спеціальному тракті«про небо» Арістотель намалював свою натурфілософску картину світу.
Під Всесвітом Арістотель мав на увазі всю існуючу матерію (полягаючу, по йоготеорії, з чотирьох звичайних елементів — землі, води, повітря, вогню і п'ятого- небесного — вічно ефіру, який від звичайної матерії відрізнявся ще і тим, щоне мав не легкості, ні тяжкості, що рухається). Арістотель критикувавАнаксагора за ототожнення ефіру із звичайним матеріальним елементом — вогнем.Таким чином, Всесвіт, по Арістотелю, існував в однині.
В картині світу Арістотеля вперше була виказана ідея взаємозв'язаноївластивостей матерії, простору і часу. Всесвіт представлявся кінцевим іобмежувався сферою, за межами якої не мислилося нічого матеріального, а тому немогло бути і самого простору, оскільки воно визначалося, як щось, що було (абомогло бути заповнено матерією). За межами матеріального всесвіту не існувало ічасу, який Арістотель з геніальною простотою і чіткістю визначив як міру руху іпов'язав з матерією, пояснивши, що «немає руху без тіла фізичного». За межамиматеріального Всесвіту Арістотель поміщав нематеріальний, духовний світбожества, існування якого постулювалось.
Великий старогрецький астроном Гиппарх (ок.190-125 р. до н. э.) першим спробуваврозкрити механізм спостережуваних рухів світил. З цією метою він впершевикористовував в астрономії запропонований за сто років до нього знаменитимматематиком Аполлонієм Пергськім геометричний метод опису нерівномірнихперіодичних рухів як результату складання більш простих — рівномірних кругових.Тим часом саме до розкриття простого єства спостережуваних складнихастрономічних явищ закликав ще Платон. нерівномірний періодичний рух можнаописати за допомогою кругового двома способами: або вводячи поняття ексцентрика– кола, по якому зміщений, щодо спостерігача, або розкладаючи спостережуванийрух на два рівномірних кругових, із спостерігачем в центрі кругового руху. Вцій моделі по колу навкруги спостерігача рухається не саме тіло, а центрвторинного кола (епіцикла), по якому і рухається тіло. Першеколо називається деферентом (несучої). Надалі в старогрецькійастрономії використовувалися обидві моделі. Гиппарх же використовував першу дляопису руху Сонця і Місяця. Для Сонця і Місяця він визначив положення центрів їхексцентриків, і вперше в історії астрономії розробив метод і склав таблиці дляпередобчислювання моментів затьмарень (з точністю до 1-2 годин).
Що з'явилася в 134 р. до н.е. нова зірка в сузір'ї Скорпіона навелаГиппарха на думку, що зміни відбуваються і в світі зірок. Щоб в майбутньомубуло легше помічати подібні зміни, Гиппарх склав каталог положень на небеснійсфері 850 зірок, розбивши всі зірки на шість класів і назвавши найяскравішізірками першої величини.
Початий математичний опис астрономічних явищ через майже три століттядосяг своєї вершини в системі світу знаменитого александрійського астронома,географа і оптика Клавдія Птолемея (? — 168 р.). Птолемей доповнив власниминаглядами до 1022 зірок каталог Гиппарха. Він винайшов новий астрономічнийінструмент – стінний круг, що зіграв згодом істотну роль в середньовічнійастрономії Сходу і в європейській астрономії XVI в., особливо в наглядах ТихоБразі.
Його фундаментальна праця – «Велика математична побудова астрономії в XVIкнигах», по-грецьки «Мег але Синтаксис», ще в старовиніздобув широку популярність під назвою «Мгисте» («найбільше»). Європейцідізналися про нього від арабських астрономів – під спотвореною назвою«Яскраво-червоний Маджісті», або влатинізованої трактації, «Альмагест». В ньомубула представлена вся сукупність астрономічних знань стародавнього світу. В ційпраці Птолемей математичний апарат сферичної астрономії – тригонометрію. Протягомсторіч використовували обчислені їм таблиці синусів.
Спираючись на досягнення Гиппарха, Птолемей пішов далі у вивченніголовних тоді для астрономів рухомих світил. Він істотно доповнив і уточнивтеорію Місяця, зновперевідкривши евекцію. Обчислені Птолемєєм на цій підставібільш точні таблиці положення Місяця дозволили йому удосконалити теоріюзатьмарень. Для визначення географічної довготи місця нагляду точний прогнозмоменту настання затьмарень мав велике значення. Але справжнім науковимподвигом ученого стало створення ним першої математичної теорії складноговидимого руху планет, чому присвячено п'ять з тринадцяти книг «Альмагеста».2. Галактики
Галактики сталіпредметом космогонічних досліджень з 20-х років нашого століття, коли буланадійно встановлена їх дійсна природа і виявилося, що це не туманності, тобтоне хмари газу і пилу, що знаходяться недалеко від нас, а величезні зорянісвіти, що лежать від нас на дуже великих відстанях від нас. В основі всієїсучасної космології лежить одна фундаментальна ідея — висхідна до Ньютона ідеягравітаційної нестійкості. Речовина не може залишатися однорідно розсіяною впросторі, бо взаємне тяжіння всіх частинок речовини прагнути створити в ньомузгущування тих або інших масштабів і мас. В ранньому Всесвіті гравітаційнанестійкість усилювала спочатку дуже слабкі нерегулярності в розподілі і русіречовини і в певну епоху привела до виникнення сильних неоднорідностей: «млинців»- протоскоплений. Межами цих шарів ущільнення служили ударні хвилі, на фронтахяких первинне необертальне, безобертовий рух речовини набувзавіхреность. Розпад шарів на окремізгущування теж відбувався, мабуть, через гравітаційну нестійкість, і це далопочаток протогалактикам. Багато хто з них виявлявсятими, що швидко обертаються завдяки завихреному стану речовини, з якої вониформувалися. Фрагментація протогалактичених хмар в результаті їх гравітаційної нестійкості вела до виникненняперших зірок, і хмари перетворювалися на зоряні системи — галактики. Ті з них,які володіли швидким обертанням, придбавали через це двокомпонентну структуру — в них формувалися гало більш менш сферичної форми і диск, в якому виникалиспіральні рукави, де і дотепер продовжується народження зірок Протогалактіки, уяких обертання було повільніше або зовсім було відсутнє, перетворювалися наеліптичні або неправильні галактики. Паралельно з цим процесом відбувалосяформування великомасштабної структури Вселеною — виникали надскопленнягалактик, які, з'єднуючись своїми краями, утворювали подібність осередків абобджолиних стільників; їх вдалося розпізнати останніми роками.
В 20-30 рр. XX століття Хаббл розробив основи структурної класифікаціїгалактик — гігантських зоряних систем, згідно якої розрізняють три класигалактик:
I. Спіральні галактики — характерні двома порівняно яскравими гілками,розташованими по спіралі. Гілки виходять або з яскравого ядра (такі галактикипозначаються S), або з кінців світлої перемички, що перетинає ядро(позначаються — SB).
II. Еліптичні галактики (позначаються Е) — мають форму еліпсоїдів.
Представник — кільцева туманність в сузір'ї Ліри знаходиться на відстані2100 світлових років від нас і складається з світиться газу, що оточуєцентральну зірку. Ця оболонка утворилася, коли постаріла зірка скинула газовіпокриви і вони спрямувалися в простір. Зірка стиснулася і перейшла в станбілого карлика, по масі порівнянного з нашим сонцем, а за розміром із Землею.
III. Іррегулярні (неправильні) галактики (позначаються I) — володіючінеправильними формами.
По ступеню клочковатості гілок спіральні галактикирозділяються на підтипи а, в, з. У перших з них — гілки аморфні, у других — дещо клочковаті, у третіх — дуже клочковаты, а ядро завжди неяскраве і мале.
Густина розподілу зірок в просторі росте з наближенням до екваторіальноїплощини спіральних галактик. Ця площина є площиною симетрії системи, ібільшість зірок при своєму обертанні навкруги центру галактики залишаєтьсяпоблизу неї; періоди обігу складають 107 — 109 років. При цьому внутрішнічастини обертаються як тверде тіло, а на периферії кутова і лінійна швидкостіобігу убувають з видаленням від центру. Проте в деяких випадках те, щознаходиться, усередині ядра ще менше ядро («керн») обертається швидшеза все. Аналогічно обертаються і неправильні галактики, що є також плоскимизоряними системами.
Еліптичні галактики складаються із зірок другого типу населення.Обертання знайдено лише у самих стислих з них. Космічного пилу в них, якправило, ні, ніж вони відрізняються від неправильних і особливо спіральнихгалактик, в яких поглинаюча світло пилова речовина є у великій кількості.
В спіральних галактиках поглинаюча світло пилова речовина є в більшійкількості. Воно складає від декількох тисячних до сотої частки повної їх маси.Унаслідок концентрації пилової речовини до екваторіальної площини, воно утворюєтемну смугу у галактик, повернених до нас ребром і мають вид веретена.
Подальші нагляди показали, що описана класифікація недостатня, щобсистематизувати все різноманіття форм і властивостей галактик. Так, булизнайдені галактики, що займають в деякому розумінні проміжне положення міжспіральними і еліптичними галактиками (позначаються Sо). Ці галактики маютьвеличезне центральне згущування і навколишній його плоский диск, але спіральнігілки відсутні. В 60-х роках ХХ століття були відкрито численні пальцеподібні ідископодібні галактики зі всіма градаціями великої кількості гарячих зірок іпилу. Ще в 30-х роках ХХ століття були відкрито еліптичні карликові галактики всузір'ях Печі і Скульптора з украй низькою поверхневою яскравістю, настількималою, що ці, одні з найближчих до нас, галактик навіть в центральній своїйчастині насилу видні на фоні неба. З другого боку, на початку 60-х років ХХстоліття була відкрита безліч далеких компактних галактик, з яких найдальші посвоєму виду не відрізнювані від зірок навіть в найсильніші телескопи. Від зіроквони відрізняються спектром, в якому видні яскраві лінії випромінювання звеличезними червоними зсувами, відповідними таким великим відстаням, на якихнавіть найяскравіші одиночні зірки не можуть бути видні. На відміну відзвичайних далеких галактик в які, через поєднання істинного розподілу енергії вїх спектрі і червоного зсуву виглядають червонуватими, найкомпактніші галактики(що називаються також квазізірковими галактиками) мають голубуватий колір. Якправило, ці об'екти в сотні раз яскравіше за звичайні надгігантські галактики,але є і більш слабкі. У багатьох галактик знайдено радіовипромінювання нетепловоїприроди, що виникає, згідно теорії руського астронома І.С.Шкловського, пригальмуванні в магнітному полі електронів і важчих заряджених частинок, щорухаються з швидкостями, близькими до швидкості світла (так зване синхотроневипромінювання). Такі швидкості частинки одержують в результаті грандіознихвибухів усередині галактик.
Компактні далекі галактики, що володіють могутнім нетепловимрадіовипромінюванням, називаються N-галактиками.
Зіркоподібні джерела з таким радіовипромінюванням, називаються квазарами(квазізірковими радіоджерелами), а галактики володіючі могутнімрадіовипромінюванням і мають помітні кутові розміри, — радіогалактиками. Всі ціоб'єкти надзвичайно далекі від нас, що утрудняє їх вивчення. радіогалактики, щомають особливо могутнє нетеплове радіовипромінювання, володіють переважноеліптичною формою, зустрічаються і спіральні.
радіогалактики — це галактики, у яких ядра знаходяться в процесі розпаду.Викинуті щільні частини, продовжують дробитися, можливо, утворюють новігалактики — сестри, або супутники галактик меншої маси. При цьому швидкостірозльоту осколків можуть досягати величезних значень. Дослідження показали, щобагато груп і навіть скупчення галактик розпадаються: їх члени необмеженовіддаляються один від одного, неначебто вони всі були породжено вибухом.
Галактики – надгіганти мають світимості, в 10 разів перевищуючісвітимість Сонця, квазари в середньому ще в 100 разів яскравіше; сама слабка жз відомих галактик — карликів порівнянні із звичайними кульовими зоряними скупченнямив нашій галактиці. Їх світимість складає близько 10 світимості сонця.
Розміри галактик вельми різноманітні і коливаються від десятків парсек додесятків тисяч парсек.
Простір між галактиками, особливо усередині скупчень галактик, мабуть,містить іноді космічний пил. Радіотелескопи не знаходять в них відчутноїкількості нейтрального водню, але космічне проміння, пронизують його наскрізьтак само, як і в електромагнітне випромінювання.
Галактика складається з безлічі зірок різних типів, а також зорянихскупчень і асоціацій, газових і пилових туманностей і окремих атомів ічастинок, розсіяних в міжзоряному просторі. Велика частина їх займає об«емлінзоподібної форми поперечником близько 30 і товщиною близько 4 кілопарсек(відповідно близько 100 тисяч і 12 тисяч світлових років). Менша частиназаповнює майже сферичний об»ем з радіусом близько 15 кілопарсек (близько 50 тисяч світлових років).
Всі компоненти галактики зв'язані в єдину динамічну систему, щообертається навкруги малої осі симетрії. Земному спостерігачу, що знаходитьсяусередині галактики, вона представляється у вигляді Чумацького Шляху (звідси іїї назва — «Галактика») і всієї безлічі окремих зірок, видимих нанебі.
Зірки і міжзоряна газо-пилова матерія заповнюють об'єм галактикинерівномірно: найбільш зосереджені вони біля площини, перпендикулярної осіобертання галактики і площиною її симетрії, що складається (так званоюгалактичною площиною). Поблизу лінії перетину цієї площини з небесною сферою(галактичного екватора) і видний Чумацький Шлях, середня лінія якого є майжевеликим кругом, оскільки Сонячна система знаходиться недалеко від цієї площини.Чумацький Шлях є скупченням величезної кількості зірок, що зливаються в широкубілясту смугу; однак зірки, що проектуються на небі поряд, видалені один відодного в просторі на величезні відстані, що виключають їх зіткнення, недивлячись на те, що вони рухаються з великими швидкостями (десятки і сотнікм/сек) у напрямі полюсів галактики (її північний полюс знаходиться в сузір'їВолосся вероніки). Загальна кількість зірок в галактиці оцінюється в 100мільярдів.
Міжзоряна речовина розсіяна в просторі також не рівномірно,концентруючись переважно поблизу галактичної площини у вигляді глобул, окремиххмар і туманностей (від 5 до 20 — 30 парсек в поперечнику), їх комплексів абоаморфних дифузних утворень. Особливо могутні, відносно близькі до нас темнітуманності представляються неозброєному оку у вигляді темних прогалиннеправильних форм на фоні смуги Чумацького Шляху; дефіцит зірок в них є результатомпоглинання світла цими пиловими хмарами, що не світяться. Багато міжзірковиххмар освітлено близькими до них зірками великої світимості і представляються увигляді світлих туманностей, оскільки світяться або відображеним світлом (якщоскладаються з космічних порошинок) або в результаті збудження атомів іподальшого випуску ними енергії (якщо туманності газові).
Наші дні з повною підставою називають золотим століттям астрофізики — чудові і частіше за все несподівані відкриття в світі зірок слідують зараз однеза іншим. Сонячна система стала останній час предметом прямихекспериментальних, а не тільки наглядових досліджень. Польоти міжпланетнихкосмічних станцій, орбітальних лабораторій, експедиції на Місяць принеслибезліч нових конкретних знань про Землю, навколоземний простір, планети, Сонце.Ми живемо в епоху вражаючих наукових відкриттів і великих звершень.Найнеймовірніші фантазії несподівано швидко реалізуються. З давніх пір людимріяли розгадати таємниці Галактик, розкиданих в безмежних просторах Всесвіту.Доводиться тільки вражатися, як швидко наука висуває різні гіпотези і тут же їхспростовує. Проте астрономія не стоїть на місці: з'являються нові способинагляду, модернізуються старі. З винаходом радіотелескопів, наприклад,астрономи можуть «заглянуть» на відстані, які ще в 40-х.роках ХХ сторіччя здавалися неприступними. Проте треба собі ясно представитивеличезну величину цього шляху і ті колосальні труднощі, з якими ще належитьзустрінеться на шляху до зірок.3. Чумацький шлях
Чумацький шлях (Греч.galaxias) — перетинаюча зоряне небо срібляста туманна смуга. В Чумацький Шляхвходить величезна кількість візуально невиразних зірок, що концентруються доосновної площини Галактики. Поблизу цієї площини розташовано Сонце, так щобільшість зірок Галактики проектується на небесну сферу в межах вузької смуги — Чумацький Шлях. Думка про те, що Чумацький Шлях складається з незліченноїбезлічі зірок, першим виказав, мабуть, Демокріт. Він вважав, що Чумацький Шлях- це розсіяне світло безлічі зірок, яке, поза сумнівом, було б видне по всьомунебу, але виявився малопомітним в сонячному промінні. Арістотель спростувавостаннє твердження і сформулював правильну концепцію, що враховує рух Землі іформу земної тіні, але потім відмовився від неї і виказав припущення, щоЧумацький Шлях — це скупчення пари розжарених небесних тел.
Ширина Чумацького Шляху різна: в найширших місцях — більше 15°, внайвужчих — всього декілька градусів.
Чумацький Шлях проходить по наступних сузір'ях: Однорогий, Малий Пес,Оріон, близнюки, Телець, Візничий, Персей, Жираф, Касіопея, Андромеда, Цефей,Ящірка, Лебідь, Лисичка, Ліра, Стріла, Орел, Щит, Стрілець, Змієносець,Південна Корона, Скорпіон, Наугольник, Вовк, Південний Трикутник, Центавр,Циркуль, Південний Хрест, Муха, Кіль, Вітрила, Корми.
неоднорідність будови Чумацького Шляху викликана, в основному, двомапричинами: 1) дійсною нерівномірністю розподілу зірок в Галактиці, де зоряніхмари можна розглядати як своєрідні структурні деталі; 2) наявністюпоглинаючого середовища, яке у вигляді темних туманностей самих різних форм ірозмірів додає химерні контури. Клочковатость добре помітна в сузір'ї Лебедя.Але особливо чудова дуже яскрава і щільна зоряна хмара в сузір'ї Щита. Декільказоряних хмар є в сузір'ї Стрільця.
Починаючи від Денеба, Чумацький Шлях спадає до горизонту північноїпівкулі неба двома сяючими потоками. Темний проміжок між ними («великащілина»), мабуть, викликаний численними і порівняно близькими до настемними туманностями, які затуляють області Чумацького Шляху. В південнійпівкулі неба, поблизу Південного Хреста, знаходиться Вугільний мішок — чорнийпровал в Чумацький Шлях, який спостерігачі XVII вважали справжнім отвором внебі.
Середня лінія усередині Чумацького Шляху. — галактичний екватор.
Китайці виділили Чумацький Шлях вже до VI в. до н.е. як якесь явищеневідомої природи. Його називали «Молочним Шляхом», Срібною Річкою,Небесною річкою і т.д. 4. Що таке зірки
В астрономічномузначенні: небесні світила, що є джерелом променистої енергії, яка створюється вїх надрах і випромінюється в космічний простір. В зірках зосереджена основнамаса видимої речовини галактик. Зірки — могутні джерела енергії. Зокрема, життяна Землі зобов'язано своїм існуванням енергії випромінювання Сонця. Зірки вкосмічному просторі не розподілені рівномірно, вони утворюють зоряні системи.До них відносяться кратні зірки, зоряні скупчення і галактики.
Більшість зірок знаходиться в стаціонарному стані, тобто змін їх фіз. характеристик не спостерігається. Це відповідає стану рівноваги. Алеіснують і такі зірки, властивості яких міняються видимим чином. Їх називаютьзмінними зірками і нестаціонарними зірками. Слід зазначити зірки, в якихбезперервно або час від часу відбуваються спалахи, зокрема — нові зірки. Приспалахах т.наз. найновіших зірок речовиназірки в деяких випадках може бути повністю розсіяне в просторі.
Характеристики зірок діляться на видимі (найважливіша — блиск, якийприйнято виражати в логарифмічній шкалі видимих зоряних величин) і істинні(світимість, колір зірок, радіус, маса). Найважливішу інформацію провластивості зірки дають їх спектри. Далі, існує класифікація зірок посвітимості. Найпростіший вид цієї класифікації полягає в розділенні зірок нагіганти і карлики. При більш докладній класифікації виділяють надгіганти,субгіганти, субкарлики і т.п.
Як можливі джерела величезної енергії зірок сучасна фізика указуєгравітаційне стиснення, що приводить до виділення гравітаційної енергії, ітермоядерні реакції, в результаті яких з ядер легких елементів синтезуються ядраважчих елементів і виділяється велика кількість енергії. Енергії гравітаційногостиснення, як показують розрахунки, було б достатньо для підтримки світимостіСонця протягом всього лише 30 млн. років, тоді як з геологічних і ін. данихвитікає, що світимість Сонця залишалася приблизно постійною протягом мільярдівроків. Гравітаційне стиснення може служити джерелом енергії лише для дужемолодих зірок. З другого боку, термоядерні реакції протікають з достатньоюшвидкістю лише при температурах, в тисячі раз перевищуючих температуру поверхнізірки. В надрах зірок при температурах >10Е7 До і величезній густині газволодіє тиском в мільярди атмосфер. В цих умовах зірка може знаходитися встаціонарному стані лише завдяки тому, що в кожному її шарі внутрішній тиск газуврівноважується дією сил тяжіння. Такий стан називається гідростатичноюрівновагою. Отже, стаціонарна зірка є газовою (точніше, плазмовий) кулею, щознаходиться в стані гідростатичної рівноваги. Якщо усередині зірки температураз якої-небудь причини підвищиться, зірка повинна роздутися, оскільки зростетиск в її надрах. Сили тяжіння не зможуть запобігти розширенню зірки, оскількиу поверхні зірки, що розширяється, вони зменшаться. Звідси витікає, що длязбереження гідростатичної рівноваги зірки з великою температурою за іншихрівних умов повинні мати менші розміри. Все сказане відноситься до хімічнооднорідних (гомогенним) зоряних моделей, які цілком придатні для величезноїбільшості зірок. (такі зірки називаються зірками головної послідовності, до нихвідноситься і наше Сонце). Але існують зірки, процеси в яких описуються іншимимоделями (напр., червоні гіганти).Стаціонарний стан зірки характеризується не тільки механічною, але і тепловоюрівновагою: процеси виділення енергії в надрах зірок, процеси тепловідводуенергії з надр до поверхні і процеси випромінювання енергії з поверхні повиннібути збалансовані. Тому зірки — стійкі саморегульовані системи.
Світимість зірки (за винятком наймасивніших) пропорційна масі в ступені,що перевищує одиницю. Запас же ядерної енергії в зірках просто пропорційниймасі. Отже, чим більше маса зірки, тим швидше вона повинна витратити своївнутрішні джерела енергії. Терміни еволюції тим менше ніж більше маси зірок.Для наймасивніших зірок світимість пропорційна масі. Час життя таких зірок уміру збільшення їх маси перестає зменшуватися і прагне певної величини порядка3.5 млн. років, дуже малої по космічних масштабах. Таким чином, зірки з великимсяянням — це або молоді зірки (голубі гіганти класу Про), або зірки, еволюції,що недавно вступили в ту або іншу стадію (червонінадгіганти).
Відносну поширеність зірок різних типів в Галактиці можнаохарактеризувати так: на 10 млн. червоних карликів доводиться близько 1 млн.білих карликів, приблизно 1000 гігантів і лише одна зірка-надгігант.

5. Народження астрономії
АСТРОНОМІЯ (відастро… і грец. nomos — закон), наука про будову і розвиток космічних тіл,утворюваних ними систем і Всесвіту в цілому. Астрономія включає сферичнуастрономію, практичну астрономію, астрофізику, небесну механіку, зорянуастрономію, позагалактичну астрономію, космогонію, космологію і ряд іншихрозділів. Астрономія — якнайдавніша наука, що виникла з практичних потреблюдства (прогноз сезонних явищ, рахунок часу, визначення місцеположення наповерхні Землі і ін.). Народження сучасної астрономії було пов'язано з відмовоювід геоцентричної системи світу (Птолемей, 2 в.) і заміною її геліоцентричноюсистемою (Н. Коперник, сірий. 16 в.), з початком телескопічних дослідженьнебесних тіл (Р. Галілей, поч. 17 в.) і відкриттям закону всесвітнього тяжіння(І. Ньютон, кон. 17 в.). 18-19 ст. були для астрономії періодом накопиченняданих про Сонячну систему, Галактику і фізичну природу зірок, Сонця, планет іінших космічних тел. В 20 в. у зв'язку з відкриттям світу галактик сталарозвиватися позагалактична астрономія. Дослідження спектрів галактик дозволилоЭ. Хабблу (1929) знайти загальне розширення Всесвіту, передбачене А. А.Фридманом (1922) на основі теорії тяжіння, створеної А. Эйнштейном в 1915-16.Науково-технічна революція 20 в. надала те, що революціонізувало дію нарозвиток астрономії в цілому і астрофізики особливо. Створення оптичних ірадіотелескопів з високим дозволом, вживання ракет і штучних супутників Землідля позаатмосферних астрономічних наглядів привели до відкриття цілого рядунових видів космічних тіл: радіогалактик, квазарів, пульсарів, джерелрентгенівського випромінювання і ін. Були розроблені основи теорії еволюціїзірок і космогонії Сонячної системи. Найбільшим досягненням астрофізики 20 в. сталарелятивістська космологія — теорія еволюції Всесвіту в цілому.
6. Комети і їх природа
Комети (від грец.kometes [aster] — «волохата [зірка]») — малі тіла Сонячної системи(разом з астероїдами і метеорними тілами), що рухаються по сильно витягнутих орбітахі різко міняючі свій вигляд з наближенням до Сонця. Комети — тіла, щоутворилися в зовнішній частині Сонячної системи (включаючи область вищихпланет).
Комети, знаходячись оддалік Сонця, виглядають як туманні, слабо світятьсяоб'єкти (розмиті диски із згущуванням в центрі). З наближенням комет до Сонця уних утворюється «хвіст», звичайно направлений в протилежну від Сонцясторону. Усередині туманної плями, званої «головою» комети або комою,іноді видно порівняльне яскраве ядро, схоже на зірку, а навкруги голови — концентричні кільца-галоси. Ядро комети є великоюглибою змерзлих газів, усередині якої знаходяться і тверді частинки, — віднайдрібнішого пилу до крупних кам'янистих мас. Лід цей не зовсім звичайний, вньому, окрім води, містяться аміак і Метан. Хімічний склад кометного льодунагадує склад Юпітера. Поперечники ядер комети складають імовірно 0.5 — 20 км імають масу порядка 1014 — 1019 р. Проте зрідка з'являються До. із значновеликими ядрами. Численні ядра менше 0.5 км породжують слабкі комети, практичнонеприступні наглядам. Видимі поперечники голів До. складають звичайно від 10тис. до 1 млн. км, змінюючись з відстанню від Сонця. У деяких комет максимальнірозміри голови перевищували розміри Сонця. Ще більші розміри (понад 10 млн. км)мають оболонки з атомарного водню навкруги голови. Як правило, хвости буваютьменш яскравими, ніж голова, і тому їх вдається спостерігати не у всіх комет.Довжина їх видимої частини складає 106 -107 км, тобто звичайно вони занурені уводневу оболонку. У деяких комет хвіст вдавалося прослідити до відстані понад100 млн. км. В головах і хвостах До. речовина украй розріджений; не дивлячисьна гігантський об'єм цих утворень, практично вся маса комети зосереджена в їїтвердому ядрі. Густина хвоста настільки нікчемна, що крізь нього просвічуютьслабкі зірки.
Назва " комета " пояснюється тим, що яскраві комети схожі наголову з розбещеним волоссям. Щорічно відкривають 5-10 комет. Кожну з нихпривласнюють попереднє позначення, що включає прізвище відкрив комету, рік відкриттяі букву латинського алфавіту в порядку відкриття. Потім його замінюютьостаточним позначенням, що включає рік проходження через перигелій і римськуцифру в порядку дат проходження через перигелій.
Комети спостерігаються тоді, коли ядро комети наближається до Сонцяближче 4-6 а.о., нагрівається йогопромінням і починає виділяти газ і пилові частинки.
Більшість комет, що спостерігалися, належить Сонячній системі ізвертається навкруги Сонця по витягнутих еліптичних орбітах різних розмірів,довільно орієнтованим в просторі. Розміри орбіт більшості До. в тисячі разбільше поперечника планетної системи. Поблизу афеліїв своїх орбіт кометизнаходяться найбільшу частину часу, так що на далеких околицях Сонячної системиіснує хмара комет — т.наз. хмара Оорта (на ім'я данського астронома, щозапропонував дану теорію). Походження даної хмари зв'язано, мабуть, згравітаційним викидом крижаних тіл із зони планет-гігантів під час їх освіти.Хмара Оорта містить порядка 100 млрд. кометних ядер. У комет, що віддаляютьсядо периферичних частин хмари Оорта (їх відстані від Сонця можуть досягати 100тис. а.о., а періоди обігу навкруги Сонця — 1-10 млн. років), орбіти міняютьсяпід дією тяжіння найближчих зірок. При цьому деякі комети придбаваютьпараболічну швидкість по відношенню до Сонця (для таких далеких відстаней — порядка 0.1 км/с) і назавжди втрачають зв'язок з Сонячною системою. Інші (дуженебагато) придбавають при цьому швидкості порядка 1 м/с, що приводить до їхруху по орбіті з перигелієм поблизу Сонця, і тоді вони стають доступними длянаглядів. У всіх комет при їх русі в області, зайнятою планетою, орбітизмінюються під дією тяжіння планет. При цьому серед комет, що прийшли зпериферії хмари Оорта, близько половини придбаває гіперболічні орбіти івтрачається в міжзоряному просторі, У інших, навпаки, розміри орбітзменшуються, і вони починають частіше повертатися до Сонця.
Комети, що належать Сонячній системі, час від часу (з періодами від 3.3року, як у комети Енке, до декількох десятків тисяч років) проходять поблизуСонця і називаються періодичними. Оддалік Сонця комета тьмяно освітлюється йогопромінням, не має хвоста і не доступна для наглядів. У міру наближення доСонця, її освітлення посилюється, замерзлі гази ядра, що нагріваються сонячнимпромінням, випаровуються і закутують ядро газопиловою оболонкою, створюючоюголову комети. Під дією світлового тиску з боку сонячного проміння іелементарних частинок, що викидаються Сонцем, газ і пил йдуть від головикомети, утворюючи хвіст, який в більшості випадків направлений убік від Сонцяі, залежно від природи вхідних в нього частинок, може мати різну форму, відмайже ідеально прямій (хвіст складається з іонізованих газових молекул) дорізко викривленої (хвіст з важких пилових частинок). У деяких комет спостерігаютьсяневеликі аномальні хвости, направлені до Сонця. Деякі комети мають два хвости:один викривлений, складався з частинок пилу; інший — прямий, газовий,витягнутий в напрямі, точно протилежному напряму на Сонці. У ряду комет булопомічено по декілька пилових хвостів. Спостерігалися комети, хвости якихпнулися майже на півнеба.
Форма хвоста описується наступною шкалою: 0 — хвіст прямий; 1 — злегкавідхилюючий; 2 — помітно зігнутий; 3 — різко зігнутий; 4 — направлений доСонця.
Видима довжина кометного хвоста оцінюється в градусах дуги. Якщо виднеядро комети, то його блиск оцінюється подібно блиску змінних зірок.
Чим частіше комета підходить до Сонця, тим швидше вона втрачає своюречовину. Тому періодичні До., які йдуть від Сонця порівняно недалеко (наприклад,до орбіти Юпітера або сатурна) і часто до нього повертаються (короткоперіодичні; їх відомо близько 100), не можуть бути яскравими. Вони не виднінеозброєним оком. Навпаки, довгоперіодичні До. з великими періодами обігунавкруги Сонця поблизу нього звичайно вельми яскраві і видні неозброєним оком.7. Календарі
Календар (відлат. calendarium — «боргова книга»: в римському місячному календаріперше число кожного місяця називалося «календами» — Calendae, і цьогодня відбувалися сплати відсотків по боргах) — система, що дозволяє погоджуватитривалість середніх сонячних діб з іншими, більш тривалими періодичними явищами(зміною пір року, фазами Місяця і т.п.), і звичайно вживана для рахункутривалих проміжків часу. Календар виник на зорі становлення цивілізації ігенетично споріднений астрології. Вже в глибокій старовині люди помітили, щопроміжки часу, сприятливі для тієї або іншої діяльності, повторюються з певноюперіодичністю. Наприклад, час, сприятливий для посіву, повторюється приблизночерез 365 змін дня і ночі, а повний місяць, що сприяє нічному полюванню,повторюється кожні 29-30 діб. Не менше важливе значення мало точне визначеннямоментів часу, найсприятливіших для здійснення жертвопринесень богам, магічнихдій і т.п. Подібні функції календарі схожі з функціями астрології.Підтвердженням цього є і те, що у деяких народів астрологія пов'язана зкалендарями не менше ніж з положеннями план, а іноді і зовсім заснована тількина календарі. Основна проблема, з якою зіткнулися вже стародавні творці календаря,полягає в тому, що ні тривалість тропічного року, ні тривалість сінодичного місяця не рівні цілому числудоби. Більш того, неможливо підібрати яке-небудь ціле число тропічних років(або сінодичних місяців, в якому б містилося ціле число доби). В старовині ця проблемаускладнювалася ще і тим, що не були точно відомі тривалість тропічного року і сінодичного місяця.
Календарі, в яких використовувався тропічний рік (сонячні календарі),складалися перш за все в сільськогосподарських цілях для визначення сезонівпольових робіт. Основною проблемою при розробці цих календарів була проблема високосів, яка дозволила б зробити календар наскільки можливо точним. В даний часнайширше поширення набув григоріанський календар з досить зручною системоювисокосних років. Погрішність в 1 доби в ньому нагромаджується приблизно за3300 років. Сонячними календарями є також юліанський календар і Хайямакалендар.
Календарі, засновані на синодичному місяці (місячні календарі),використовувалися звичайно для культових цілей, оскільки були непридатні длявизначення термінів сільськогосподарських робіт (один і той же місяць в різніроки доводився на різні пори року). Головним в розробці систем місячного булопідібрати таке число цілих місячних років по 354 і 355 днів, щоб тривалістьцього періоду була найбільш близька до цілого числа. Найвдалішимиспіввідношеннями є: 354.36706 x 8 = 2834.936 днів; 354.36706 х 30 = 10641.012днів (354.36706 — тривалість 12 місячних місяців). Тільки ця рівність іодержали вживання у всіх діючих місячних календарів. Перше з них називаєтьсятурецьким циклом, друге — арабським циклом. Вони засновані на відповіднихдробах 3/8 і 11/30 відповідно. Місячний календар використовувався вСтародавньому Вавілоні, Давньому Єгипті, Греції, Римі, а в країнах ісламу він увживанні і до цього дня. Використовування місячного календаря, що не дозволяєточно визначити початок сезонів року, приводило до необхідності використовуватикалендарні прикмети, пов'язані з сонячним роком.
Календар, що дозволяє погоджувати тропічний рік, синодичний місяць ісередні сонячні доби, називається місячно-сонячним. В такому календарі повиннідотримуватися дві умови: необхідно, щоб початки календарних місяців можливоближче розташовувалися до молодика, а сума деякого числа цілих місячних місяців(12, але в метоновому циклі 7 разів протягом 19 років — 13 місяців) можливоточніше відповідала істинній тривалості тропічного року, чим досягаєтьсяприблизне узгодження зміни місячних фаз з річним рухом Сонця. місячно-сонячнікалендарі дуже громіздкі, сьогодні вони використовуються в основному в країнахПівденно-східної Азії.
Астрологічні системи, що базуються на календарних розрахунках, є одним знайраніших етапів розвитку астрології. Якщо астрологія ознак тяжіла донакопичення емпіричних наглядів, то тут, навпаки, рано виявилася тенденція дотеоретичних узагальнень. Після того, як були виділені основні календарні цикли(тиждень, місяць, рік і ін.), фазам цих циклів були приписані свої значення.Загальною для двох якнайдавніших видів астрології була наявність нерозривногозв'язку з ворожінням. Відмінність полягала в тому, що астрологія ознак вимагалачисленних і ретельних наглядів за різними явищами в природі (астрономічними,метеорологічними, сейсмічними і т.п.). Календарна ж астрологія потребувала набагатоменшої кількості наглядів, але в більшій кількості розрахунків.8. Сонце і життя землі
Сонячневипромінювання, падаюче на Землю, загалом дуже стабільне, інакше життя на Земліпіддавалося б дуже великим температурним перепадам. В даний час супутники дужеретельно зміряли енергію, випромінювану Сонцем, і показали, що сонячна постійнане постійна, а схильна варіаціям в межах десятих часток відсотка, причомудовгоперіодичні варіації пов'язані з сонячним циклом (Сонячна постійна — кількість сонячної енергії, що приходить на поверхню площею 1 кв.м, розгорненуперпендикулярно сонячному промінню в космосі) Від максимуму до мінімуму сонячнапостійна зменшується приблизно на 0.1%, тобто під час максимуму активності(багато плям на Сонце) воно випромінює як би більше. Такі зміни також можутьмати вплив на земний клімат. В Маундеровській мінімум (1645-1715) було дужемало плям. Цей період відомий на Землі як малий льодовиковий період: в цей часбуло набагато холодніше, ніж зараз. У принципі це може бути простим збігом, алешвидше за все, ці події мають причинний зв'язок.
Глибина проникнення сонячної радіації в атмосферу Землі залежить віддовжини хвилі його випромінювання. На щастя для життя, оксид азоту в тонкомушарі атмосфери на висоті вище 50 км над поверхнею Землі блокує дуже зміннекороткохвильове ультрафіолетове випромінювання Сонця. На менших висотах озон імолекулярний кисень поглинають довгохвильову частину ультрафіолетовоговипромінювання, яке також шкідливе для життя. Зміни сонячного ультрафіолетовоговипромінювання впливають на структуру озонового шару.
На Землю надає дію також так званий сонячний вітер, обумовлений спокійнимвипуском коронарної плазми. Сонячний вітер дуже сильно впливає на хвости кометі навіть має вимірювані ефекти впливу на траєкторію супутників. Зарядженічастинки з сонячного вітру відповідальні за північні і південні полярні сяйва,коли вони пронизують земну атмосферу на високій швидкості і примушують їїсвітитися.
Випуск Сонцем заряджених частинок, яке залежить в основному від умов вшарах, розташованих вище за фотосферу, також міняється в циклі сонячноїактивності. Найбільше значення серед цих частинок з погляду впливу на земніпроцеси мають високоенергійні протони, які викидаються при вибухах в сонячнійкороні (одночасно викидаються також високоенергійні електрони).
Високоенергійні сонячні протони, що приходять до Землі, мають енергії від10 млн. до 10 млрд. еВ (для порівняння енергія фотона видимого світла складаєблизько 2 еВ). Найенергійніші протони рухаються з швидкістю, близькою дошвидкості світла, і досягають Землі приблизно через 8 мін після наймогутнішихсонячних спалахів. Такі спалахи пов'язані з колосальними виверженнями вактивних областях Сонця, які різко збільшують свою яскравість в рентгенівськомуі крайньому ультрафіолетовому діапазонах. Вважається, що джерелом енергіїспалахів є швидке взаємозвищення (анігіляція) сильних магнітних полів, при якійвідбувається розігрівання плазми і виникають могутні електричні поля,прискорюючі заряджені частинки. Ці частинки здатні зробити різноманітний впливна людей знаходяться у цей момент не під захистом земного магнітного поля.
Могутні протонні спалахи є важливим чинником для планування польотів нацивільних авіалініях, особливо проходячих в полярних широтах, де силові лініїземного магнітного поля направлені перпендикулярно поверхні Землі і томудозволяють зарядженим частинкам досягати нижніх шарів атмосфери. Пасажири вцьому випадку піддаються підвищеному радіаційному опромінюванню. Ще більшсильну дію такі явища можуть надавати на екіпажі космічних апаратів, особливотих, які літають на орбітах, що проходять через полюси. Спостерігався такожвплив протонних спалахів на функціонування обчислювальних систем. Так, в серпні1989 року одна така подія паралізувала роботу обчислювального центру фондовоїбіржі в Торонто. Протягом сонячного циклу відбувається лише декілька десятківтаких могутніх спалахів, і їх частота значно вище в його максимумі, ніж вмінімумі.
Зміни потоку плазми сонячного вітру, оточуючого Землю, приводять до діїзовсім іншого вигляду. Ця відносно низько енергійна плазма як би тікає зсонячної корони, долаючи через високу температуру гравітаційне тяжіння Сонця.Магнітне поле Землі впливає на заряджені частинки сонячного вітру і не дозволяєїм наблизитися до поверхні планети. Простір навкруги Землі, в який в основномуне можуть проникати частинки сонячного вітру, називають земною магнітосферою.Спалахи і інші різкі зміни магнітних полів на Сонці приводять до обурень всонячному вітрі і змінюють тиск плазми на земну магнітосферу. Пов'язані з дієюсонячного вітру зміни геомагнітного поля складають лише біля 0,1% йогонапруженості, рівної приблизно 1 Гс. Проте індуковані навіть такими малимизмінами геомагнітного поля електричні струми в довгих провідниках на поверхні Землі(таких як високовольтні лінії або труби нафтопроводів) можуть приводити додраматичних наслідків. Довгий час робилися численні спроби знайти зв'язок міжсонячною активністю і погодою, Видатний англійський астроном Уїльям Гершельприпустив, що Сонце найбільш яскраво світить при максимумі сонячних плям, апідвищення температури в цей період було б повинне було приводити до збільшенняурожаю пшениці і відповідно падінню цін на неї. В 1801 р. він заявив, що цінана пшеницю дійсно корелює з циклом сонячних плям. Кореляція, проте, виявиласянедостовірною, і Гершель став займатися іншими проблемами. Багато таких уявнихзв'язків виявилися недовговічними, і всі вони мали той недолік, що були швидшестатистичними, ніж причинними. Ніхто ще не запропонував розумний механізм, задопомогою якого такі малі зміни сонячної постійної могли б відчутно впливати наземні процеси. 9. Сонце – ближня зірка
 
Сонце є сферичносиметричним тілом, що знаходиться в рівновазі. Усюди на однакових відстанях відцентру цієї кулі фізичні умови однакові, але вони помітно міняються у мірунаближення до центру. Густина і тиск швидко наростають в глибінь, де газсильніше стислий тиском вищерозміщених шарів. Отже, температура також росте уміру наближення до центру. Залежно від зміни фізичних умов Сонце можнарозділити на декілька концентричних шарів, поступово перехідних один в одного.
В центрі Сонця температура складає 15 млн. градусів, а тиск перевищуєсотні мільярдів атмосфер. Газ стислий тут до густини близько 1,5·105 кг/м3.Майже вся енергія Сонця генерується в ядрі — центральної області з радіусомприблизно 1/3 сонячного.
Через шари, що оточують центральну частину, ця енергія передаєтьсяназовні. Спочатку енергія переноситься випромінюванням. Проте кожний фотонзатрачує мільйони років для того, щоб пройти зону випромінювання: світло багаторазів поглинається речовиною і випромінюється знов. Вважається, що зонавипромінювання тягнеться приблизно на 1/3 радіусу Сонця.
Протягом останньої третини радіусу знаходиться зона конвекції. Причинавиникнення перемішування (конвекції) в зовнішніх шарах Сонця та ж, що і вкиплячому чайнику: кількість енергії, поступаючі віднагрівача, набагато більшетого, яке відводиться теплопровідністю. Тому речовина вимушена приходить в рухі починає саме переносити тепло.
Всі розглянуті вище шари Сонця фактичноне спостерігаємі. Про їх існуваннявідомо або з теоретичних розрахунків, або на підставі непрямих даних.
Над конвективною зоною розташовуються безпосередньо спостережувані шариСонця, звані його атмосферою. Вони краще вивчені, оскільки про їх властивостіможна судити з наглядів.
Сонячна атмосфера також складається з декількох різних шарів. Найглибшийі тонкий з них — фотосфера, безпосередньо спостережувана у видимомубезперервному спектрі. Товщина фотосфери всього близько 300 км. Чим глибше шарифотосфери, тим вони гарячіше. В зовнішніх більш холодних шарах фотосфери нафоні безперервного спектру утворюються фраунгоферові лінії поглинання.
Під час найбільшого спокою земної атмосфери в телескоп можна спостерігатихарактерну зернисту структуру фотосфери. Чергування маленьких світлих плямочок- гранул — розміром близько 1000 км., оточених темними проміжками, створюєвраження комірчастої структури — грануляції. Виникнення грануляції пов'язано зконвекцією, що відбувається під фотосферою. Окремі гранули на декілька сотеньградусів гарячіше навколишнього їх газу, і в перебігу декількох хвилин їхрозподіл по диску Сонця міняється. Спектральні вимірювання свідчать про рухгазу в гранулах, схожих на конвективні: в гранулах газ підіймається, а між ними- опускається.
Розповсюджуючись у верхні шари сонячної атмосфери, хвилі, що виникли вконвективній зоні і у фотосфері, передають їм частину механічної енергіїконвективних рухів і проводять нагрівання газів подальших шарів атмосфери — хромосфери і корони. В результаті верхні шари фотосфери з температурою близько4500K виявляються «найхолоднішими» на Сонці. Як углиб, так і вгорувід них температура газів швидко росте.
Розташований над фотосферою шар, званий хромосферою, під час повнихсонячних затьмарень в ті хвилини, коли Місяць повністю закриває фотосферу,видний як рожеве кільце, що оточує темний диск. На краю хромосфериспостерігаються виступаючі як би язички полум'я — хромосферні спікули,представляючі собою витягнуті стовпчики з ущільненого газу. Тоді ж можнаспостерігати і спектр хромосфери, так званий спектр спалаху. Він складається зяскравих емісійних ліній водню, гелію, іонізованого кальцію і інших елементів,які раптово спалахують під час повної фази затьмарення. Виділяючивипромінювання Сонця в цих лініях, можна одержати в них його зображення.Хромосфера відрізняється від фотосфери значно більш неправильною і неоднорідноюструктурою. Помітні два типи неоднородностей — яскраві і темні. За своїми розмірами вони перевищують фотосферні гранули. В цілому розподіл неоднородностей утворює так звану хромосферну сітку, особливо добре помітну влінії іонізованого кальцію. Як і грануляція, вона є слідством рухів газів в підфотосфернійконвективній зоні, що тільки відбуваються в більш крупних масштабах.Температура в хромосфері швидко росте, досягаючи у верхніх її шарах десятківтисяч градусів.