меняется лишь на 9%). Число Вольфа легко подсчитывается даже не очень опытным наблюдателем. Значение
W приблизительно пропорционально площади, занимаемой пятнами на диске Солнца, и хорошо коррелирует с другими проявлениями солнечной активности, в том числе и магнитными возмущениями на Земле. Для своих наблюдений, которые он проводил на 3–дюймовом телескопе при увеличении в 64 раза, Вольф принял коэффициент
к равным единице. Очевидно, что при наблюдениях на большем инструменте, лучше разрешающем мелкие пятна, для унификации значений
W принимают к<1, а в обратной ситуации принимают к>1. В настоящее время этот коэффициент выводят для каждого исследователя с его инструментом после обработки наблюдений солнечных пятен на всех обсерваториях.
4.19. Цвет тени солнечного пятна определяется её более низкой температурой (около 3700 K) по сравнению с температурой нормальной фотосферы (около 6000 К). При указанной температуре тень пятна светится так же, как поверхность звёзд спектрального класса K3—K5, т. е. имеет тёмно — красный цвет.
4.20. Это выяснил американский астроном Джордж Эллери Хейл (1868–1938). Он обнаружил, что недалеко от одиночного пятна всегда имеется область с локальным магнитным полем, направленным противоположно магнитному полю пятна. Позже в этом месте образуется второе пятно.
4.21. Де ла Рю сделал два снимка солнечного пятна, разделённых интервалом времени в 26 минут. Это соответствует перемещению Земли по орбите примерно на 650 тыс. км (подумайте над тем, как получено это значение). Стереоскопическое изображение позволило выявить эффект рельефа солнечной поверхности. Автор метода так характеризовал результаты опыта: «Таким образом, я убедился, что факелы находятся в самых высоких слоях солнечной атмосферы, что пятна не что иное, как отверстия, образовавшиеся в полутени, и что полутень, в свою очередь, лежит ниже окружающих её частей фотосферы. В одном случае даже было заметно, что факелы реяли непосредственно над пятном на значительной высоте».
4.22. Для этого необходимо увеличить интервал между двумя снимками Солнца до нескольких часов. За это время форма пятен изменится мало, а базис стереоскопического снимка, обусловленный перемещением Земли по орбите, станет значительно больше. Вторым желательным условием является наблюдение в начале июня или начале декабря, когда траектории солнечных пятен представляют собой прямые линии. Использование снимков, сделанных из космоса, повышает качество стереоскопического изображения (Е. Б. Гусев, К. М. Зарубин).
4.23. Кирхгоф в 1860 г. открыл обращение спектров и тем самым объяснил природу фраунгоферовых линий. Он указал, что непрерывный спектр Солнца образуется горячей оптически плотной средой, а в солнечной атмосфере, более холодной, чем фотосфера, возникают многочисленные абсорбционные линии.