Солнце

В отличие от фотосферы и хромосферы самая внешняя часть атмосферы

Солнца – корона – обладает огромной протяженностью: она простирается на

миллионы километров, что соответствует нескольким солнечным радиусам, а её

слабое продолжение уходит ещё дальше.

Плотность вещества в солнечной короне убывает с высотой значительно

медленно, чем плотность воздуха в земной атмосфере. Уменьшение плотности

воздуха при подъёме вверх определяется притяжением Земли. На поверхности

Солнца сила тяжести значительно больше, и, казалось бы, его атмосфера не

должна быть высокой. В действительности она необычайно обширна.

Следовательно, имеются какие-то силы, действующие против притяжения Солнца.

Эти силы связаны с огромными скоростями движения атомов и электронов в

короне, разогретой до температуры 1 – 2 миллиона градусов!

Корону лучше всего наблюдать во время полной фазы солнечного затмения.

Правда, за те несколько минут, что она длится, очень трудно зарисовать не

только отдельные детали, но даже общий вид короны. Глаз наблюдателя едва

лишь начинает привыкать к внезапно наступившим сумеркам, а появившийся из-

за края Луны яркий луч Солнца уже возвещает о конце затмения. Потому часто

зарисовки короны, выполненные опытными наблюдателями во время одного и

того же затмения, сильно различались. Не удавалось даже точно определить её

цвет.

Изобретение фотографии дало астрономам объективный и документальный

метод исследования. Однако получить хороший снимок короны тоже нелегко.

Дело в том, что ближайшая к Солнцу её часть, так называется внутренняя

корона, сравнительно яркая в то время как далеко протирающаяся внешняя

корона представляется очень бледным сиянием. Поэтому если на фотографиях

хорошо видна внешняя корона, то внутренняя оказывается передержанной, а на

снимках, где просматриваются детали внутренней короны, внешняя совершенно

незаметна. Чтобы преодолеть эту трудность, во время затмения обычно

стараются получить сразу несколько снимков короны – с большими и маленькими

выдержками. Или же корону фотографируют, помещая перед фотопластиной

специальный “радиальный” фильтр, ослабляющий кольцевые зоны ярких

внутренних частей короны. На таких снимках её структуру можно проследить

до расстояний во много солнечных радиусов.

При наблюдении с поверхности Земли Солнечная корона, простирающаяся над

видимой поверхностью Солнца - фотосферой - выглядит как с трудом различимое

разреженное бледное образование, которое, однако, согласно измерениям в

сотни раз горячее самой фотосферы. В чем источник ее нагрева? Астрономы с

давних пор считали причиной высокой температуры короны магнитные поля,

которые поднимают чудовищных размеров петли солнечной плазмы над

фотосферой. Однако новые невероятно подробные наблюдения корональных

петель, сделанные на спутнике TRACE, указывают на иной источник энергии

неизвестной природы. Этот и другие снимки, сделенные на спутнике TRACE в

диапазоне вакуумного ультрафиолета, свидетельствуют о том, что процесс

нагрева происходит в нижней части короны вблизи основания петель там, где

они соединяются с поверхностью Солнца. Новые результаты опровергают

общепринятую теорию, предполагающей равномерный нагрев петель. На этом

фантастическом изображении со спутника TRACE видны пучки величественных

горячих корональных петель своими размерами в 30 и более раз превышающих

диаметр Земли.

Уже первые удачные фотографии позволили обнаружить в короне большое

количество деталей: корональные лучи, всевозможные “дуги”, “шлемы” и другие

сложные образования, чётко связанные с активными областями.

Главной особенностью короны является лучистая структура. Корональные

лучи имеют самую разнообразную форму: иногда они короткие, иногда длинные,

бывают лучи и прямые, а иногда они сильно изогнуты.

Ещё в 1897 году пулковский астроном Алексей Павлович Ганский обнаружил,

что общий вид солнечной короны периодически меняется. Оказалось, что это

связано с 11-летним циклом солнечной активности.

С 11-летним периодом меняется как общая яркость, так и форма солнечной

короны. В эпоху максимума солнечных пятен она имеет сравнительно округлую

форму. Прямые и направленные вдоль радиуса Солнца лучи короны наблюдаются

как у солнечного экватора, так и в полярных областях. Когда же пятен мало,

корональные лучи образуются лишь в экваториальных и средних широтах. Форма

короны становиться вытянутой. У полюсов появляются характерные короткие

лучи, так называемые полярные щёточки. При этом общая яркость короны

уменьшается. Эта интересная особенность короны, по-видимому, связана с

постепенным перемещением в течение 11-летнего цикла зоны преимущественного

образования пятен. После минимума пятна начинают возникать по обе стороны

от экватора на широтах 30 – 400. Затем зона пятнообразования постепенно

опускается к экватору.

Тщательные исследования позволили установить, что между структурой

короны и отдельными образованиями в атмосфере Солнца существует

определённая связь. Например, над пятнами и факелами обычно наблюдаются

яркие и прямые корональные лучи. В их сторону изгибаются соседние лучи. В

основании корональных лучей яркость хромосферы увеличивается. Такую её

область называют обычно возбуждённой. Она горячее и плотнее соседних,

невозбуждённых областей. Над пятнами в короне наблюдаются яркие сложные

образования. Протуберанцы также часто бывают окружены оболочками из

корональной материи.

Корона оказалась уникальной естественной лабораторией, в которой можно

наблюдать вещество в самых необычных и недостижимых на Земле условиях.

На рубеже XIX – XX столетий, когда физика плазмы фактически ещё не

существовала, наблюдаемые особенности короны представлялись необъяснимой

загадкой. Так, по цвету корона удивительно похожа на Солнце, как будто его

свет отражается зеркалом. При этом, однако, во внутренней короне совсем

исчезают характерные для солнечного спектра фраунгоферовы линии. Они вновь

появляются далеко от края Солнца, во внешней короне, но уже очень слабо.

Кроме того, свет короны поляризован: плоскости, в которых колеблются

световые волны, располагаются (почти до 50%), а затем уменьшаются. Наконец,

в спектре короны появляются яркие эмиссионные линии, которые почти до

середины XX века не удавалось отождествить ни с одним из известных

химических элементов.

Оказалось, что главная причина всех этих особенностей короны – высокая

температура сильно разреженного газа. При температуре свыше 1 миллиона

градусов средние скорости атомов водорода превышают 100[pic], а у свободных

электронов они ещё раз в 40 больше. При таких скоростях, несмотря на

сильную разреженность вещества (всего 100 миллионов частиц в 1 см3, что в

100 миллиардов раз разреженнее воздуха на Земле), сравнительно часты

столкновения атомов, особенно с электронами. Силы электронных ударов так

велики, что атомы лёгких элементов практически полностью всех своих

электронов и от них остаются лишь “голые” атомные ядра. Более тяжелые

элементы сохраняют самые глубокие электронные оболочки, переходя в

состояние высокой степени ионизации.

Итак, корональный газ – это высокоионизованная плазма; она состоит из

множества положительно заряженных ионов всевозможных химических элементов и

чуть большего количества свободных электронов, возникших при ионизации

атомов водорода (по одному электрону), гелия (по два электрона) и более

тяжёлых атомов. Поскольку в таком газе основную роль играют подвижные

электроны, его часто называют электронным газом, хотя при этом

подразумевается наличие такого количества положительных ионов, которое

полностью обеспечивало бы нейтральность плазмы в целом.

Белый цвет короны объясняется рассеянием обычного солнечного света на

свободных электронах. Они не вкладывают своей энергии при рассеянии:

колеблясь в такт световой волны, они лишь изменяют направление

рассеиваемого света, при этом поляризуя его. Таинственные яркие линии в

спектре порождены необычным излучением высокоионизованных атомов железа,

аргона, никеля, кальция и других элементов, возникающим только в условиях

сильного разрежения. Наконец, линии поглощения во внешней короне вызваны

рассеянием на пылевых частицах, которые постоянно присутствуют в

межзвёздной среде. А отсутствие линии во внутренней короне связано с тем,

что при рассеянии на очень быстро движущихся электронах все кванты

испытывают столь значительные изменения частот, что даже сильные

фраунгоферовы линии солнечного спектра полностью “замываются”.

Итак, корона Солнца – самая внешняя часть его атмосферы, самая

разреженная и самая горячая. Добавим, что она и самая близкая к нам:

оказывается, она простирается далеко от Солнца в виде постоянно движущиеся

от него потока плазмы – солнечного ветра. Вблизи Земли его скорость

составляет в среднем 400-500[pic], а порой достигает почти 1000[pic].

Распространяясь далеко за пределы орбит Юпитера и Сатурна, солнечный ветер

образует гигантскую гелиосферу, граничащую с ещё более разреженной

межзвёздной средой.

Фактически мы живём окружённые солнечной короной, хотя и защищённые от

её проникающей радиации надёжным барьером в виде земного магнитного поля.

Через корону солнечная активность влияет на многие процессы, происходящие

на Земле (геофизические явления).

Как Солнце влияет на Землю

Солнце освещает и согревает нашу планету, без этого была бы невозможна

жизнь на ней не только человека, но даже микроорганизмов. Солнце – главный

(хотя и не единственный) двигатель происходящих на Земле процессов. Но не

только тепло и свет получает Земля от Солнца. Различные виды солнечного

излучения и потоки частиц оказывают постоянное влияние на её жизнь.

Солнце посылает на Землю электромагнитные волны всех областей спектра

– от многокилометровых радиоволн до гамма-лучей. Окрестностей Земли

достигают также заряжённые частицы разных энергий – как высоких (солнечные

космические лучи), так и низких и средних (потоки солнечного ветра, выбросы

от вспышек). Наконец, Солнце испускает мощный поток элементарных частиц –

нейтрино. Однако воздействие последних на земные процессы пренебрежимо

мало: для этих частиц земной шар прозрачен, и они свободно сквозь него

пролетают.

Только очень малая часть заряженных частиц из межпланетного

пространства попадает в атмосферу Земли (остальные отклоняет или

задерживает геомагнитное поле). Но их энергии достаточно для того чтобы

вызвать полярные сияния и возмущения магнитного поля нашей планеты.

Энергия солнечного света

Электромагнитное излучение подвергается строгому отбору в земной

атмосфере. Она прозрачна только для видимого света и ближних

ультрафиолетового и инфракрасного излучений, а также для радиоволн в

сравнительно узком диапазоне (от сантиметровых до метровых). Всё остальное

излучение либо отражается, либо поглощается атмосферой, нагревая и ионизуя

её верхние слои.

Поглощение рентгеновских и жёстких ультрафиолетовых лучей начинается на

высотах 300-350 километров; на этих же высотах отражаются наиболее длинные

радиоволны, приходящие из космоса. При сильных всплесках солнечного от

хромосферных вспышек рентгеновские кванты проникают до высот 80 – 100

километров от поверхности Земли, ионизуют атмосферу и вызывают нарушение

связи на коротких волнах.

Мягкое (длинноволновое) ультрафиолетовое излучение способно проникать

ещё глубже, оно поглощается на высоте 30 – 35 километров. Здесь

ультрафиолетовые кванты разбивают на атомы (диссоциируют) молекулы

кислорода (02) с последующим образованием озона (03).Тем самым создаётся не

прозрачный для ультрафиолета “озоновый экран”, предохраняющий жизнь на

Земле от гибельных лучей. Не поглотившаяся часть наиболее длинноволнового

ультрафиолетового излучения доходит до земной поверхности. Именно эти лучи

вызывают у людей загар и даже ожоги кожи при длительном пребывании на

солнце.

Излучение в видимом диапазоне поглощается слабо. Однако оно

рассеивается атмосферой даже в отсутствие облаков, и часть его возвращается

в межпланетное пространство. Облака, состоящие из капелек воды и твёрдых

частиц, значительно усиливают отражение солнечного излучения. В результате

до поверхности планеты доходит в среднем около половины падающего на

границу земной атмосферы света.

Количество солнечной энергии, приходящийся на поверхность площадью 1

м2, развёрнутую перпендикулярно солнечным лучам на границе земной

атмосферы, называется солнечной постоянной. Измерить её с Земли очень

трудно, и потому значения, найденные до начала космических исследований,

были весьма приблизительными. Небольшие колебания (если они реально

существовали) заведомо “тонули” в неточности измерений. Лишь выполнение

специальной космической программы по определению солнечной постоянной

позволило найти её надёжное значение. По последним данным, оно составляет

1370 [pic] с точностью до 0,5 %. Колебаний, превышающих 0,2 % за время

измерений не выявлено.

На Земле излучение поглощается сушей и океанами. Нагретая земная

поверхность в свою очередь излучает в длинноволновой инфракрасной области.

Для такого излучения азот и кислород атмосферы прозрачны. Зато оно жадно

поглощается водяным паром и углекислым газом. Благодаря этим малым

составляющим воздушная оболочка удерживает тепло. В этом и заключается

парниковый эффект атмосферы. Между приходом солнечной энергии на Землю и её

потерями на планете в общем существует равновесие: сколько поступает,

столько и расходуется. В противном случае температура земной поверхности

вместе с атмосферой либо постоянно повышалась бы, либо падала.

Солнечный ветер и межпланетные магнитные поля

В конце 50-х годов XX века американский астрофизик Юджин Паркер пришёл

к выводу, что, поскольку газ в солнечной короне имеет высокую температуру,

которая сохраняется с удалением от Солнца, он должен непрерывно

расширяться, заполняя Солнечную систему. Результаты, полученные с помощью

советских и американских космических аппаратов, подтвердили правильность

теории Паркера.

В межпланетном пространстве действительно мчится направленный от Солнца

поток вещества, получивший название солнечный ветер. От представляет собой

продолжение расширяющейся солнечной короны; составляют его в основном ядра

атомов водорода (протоны) и гелия (альфа-частицы), а также электроны.

Частицы солнечного ветра летят со скоростями, составляющими несколько сот

километров в секунду, удаляясь от Солнца на многие десятки астрономических

единиц – туда, где межпланетная среда Солнечной системы переходит в

разреженный межзвёздный газ. А вместе с ветром в межпланетное пространство

переносятся и солнечные магнитные поля.

Общее магнитное поле Солнца по форме линий магнитной индукции немного

напоминает земное. Но силовые линии земного поля близ экватора замкнуты и

не пропускают направленные к Земле заряженные частицы. Силовые линии

солнечного поля, напротив, в экваториальной области разомкнуты и

вытягиваются в межпланетное пространство, искривляясь подобно спиралям.

Объяснятся это тем, что силовые линии остаются связанными с Солнцем,

которое вращается вокруг своей оси. Солнечный ветер вместе с “вмороженным”

в него магнитным полем формирует газовые хвосты комет, направляя их в

сторону от Солнца. Встречая на своём пути Землю, солнечный ветер сильно

деформирует её магнитосферу, в результате чего наша планета обладает

длинным магнитным “хвостом”, также направленным от Солнца. Магнитное поле

Земли чутко отзывается на обдувающие её потоки солнечного вещества.

Бомбардировка энергичными частицами

Помимо непрерывно “дующего” солнечного ветра наше светило служит

источником энергичных заряженных частиц (в основном протонов, ядер атомов

гелия и электронов) с энергией 106 – 109 электронвольт (ЭВ). Их называют

солнечными космическими лучами. Расстояние от Солнца до Земли – 150

миллионов километров – наиболее энергичные их этих частиц покрывают всего

за 10 – 15 минут. Основным источником солнечных космических лучей являются

хромосферные вспышки.

По современным представлениям, вспышка – это внезапное выделение

энергии, накопленной в магнитном поле активной зоны. На определённой высоте

над поверхностью Солнца возникает область, где магнитное поле на небольшом

протяжении резко меняется по величине и направлению. В какой-то момент

силовые линии поля внезапно “пересоединяются”, конфигурация его резко

меняется, что сопровождается ускорением заряженных частиц до высокой

энергии, нагревом вещества и появлением жёсткого электромагнитного

излучения. При этом происходит выброс частиц высокой энергии в межпланетное

пространство и наблюдается мощное излучение в радиодиапазоне.

Хотя “принцип действия” вспышки учёные, по-видимому, поняли правильно,

детальной теории вспышек пока нет.

Вспышки – самые мощные взрывоподобные процессы, наблюдаемые на Солнце,

точнее в его хромосфере. Они могут продолжаться всего несколько минут, но

за это время выделяется энергия, которая иногда достигает 1025 Дж. Примерно

такое же количество тепла приходит от Солнца на всю поверхность нашей

планеты за целый год.

Потоки жёсткого рентгеновского излучения и солнечных космических лучей,

рождающиеся при вспышках, оказывает сильное влияние на физические процессы

в верхней атмосфере Земли и околоземном пространстве. Если не принять

специальных мер, могут выйти из строя сложные космические приборы и

солнечные батареи. Появляется даже серьёзная опасность облучения

космонавтов, находящихся на орбите. Поэтому в разных странах проводятся

работы по научному предсказанию солнечных вспышек на основании измерений

солнечных магнитных полей.

Как и рентгеновское излучение, солнечные космические лучи не доходят до

поверхности Земли, но могут ионизовать верхние слои её атмосферы, что

сказывается на устойчивости радиосвязи между отдалёнными пунктами. Но

действие частиц этим не ограничивается. Быстрые частицы вызывают сильные

токи в земной атмосфере, приводят к возмущению магнитного поля нашей

планеты и даже влияют на циркуляцию воздуха в атмосфере.

Наиболее ярким и впечатляющим проявлением бомбардировки атмосферы

солнечными частицами являются полярные сияния. Это свечение в верхних слоях

атмосферы, имеющее либо размытые (диффузные) формы, либо вид корон или

занавесей (драпри), состоящих из многочисленных отдельных лучей. Сияния

обычно бывают красного или зелёного цвета: именно так светятся основные

составляющие атмосферы – кислород и азот – при облучении их энергичными

частицами. Зрелище бесшумно возникающих красных и зелёных полос и лучей,

беззвучная игра цветов, медленное или почти мгновенное угасание

колеблющихся “занавесей” оставляют незабываемое впечатление. Подобные

явления лучше всего видны вдоль овала полярных сияний, расположенного между

100 и 200 широты от магнитных полюсов. В период максимумов солнечной

активности в Северном полушарии овал смещается к югу, и сияния можно

наблюдать в более низких широтах.

Частота и интенсивность полярных сияний достаточно чётко следуют

солнечному циклу: в максимуме солнечной активности редкий день обходится

без сияний, а в минимуме они могут отсутствовать месяцами. Наличие или

отсутствие полярных сияний, таким образом, служит неплохим показателем

активности Солнца. И это позволяет проследить солнечные циклы в прошлом, за

пределами того исторического периода, когда проводились систематические

наблюдения солнечных пятен.

Циклы солнечной активности

Число пятен на диске Солнца не является постоянным, оно меняется как

день ото дня, так и в течение более длительных промежутков времени.

Немецкий астроном-любитель Генрих Швабе, который 17 лет вёл систематические

наблюдения солнечных пятен, заметил: их количество убывает от максимума к

минимуму, а затем увеличивается до максимального значения за период около

10 лет. При этом в максимуме на солнечном диске можно видеть 100 и более

пятен, тогда как в минимуме – всего несколько, а иногда в течение целых

недель не наблюдается ни одного. Сообщение о своём открытии Швабе

опубликовал в 1843 году.

Швейцарский астроном Рудольф Вольф уточнил, что средний период

изменения числа пятен составляет не 10, а 11 лет. Он же предложил для

количественной оценки активности Солнца использовать условную величину,

называемую с тех пор числом Вольфа. Оно определяется как сумма общего

количества пятен на Солнце (f) и удесятерённого числа групп пятен (g),

причём изолированное одиночное пятно тоже считается группой: W = f+10g.

Цикл солнечной активности называют 11- летним во всех учебниках и

популярных книгах по астрономии. Однако Солнце любит поступать по-своему.

Так, за последние 50 лет промежуток между максимумами составлял в среднем

10, 4 года. Вообще же за время регулярных наблюдений Солнца указанный

период менялся от 7 до 17 лет. И это ёщё не всё. Проанализировав наблюдения

пятен с начала телескопических исследований, английский астроном Уолтер

Маундер в 1893 году пришёл к выводу, что с 1645 по 1715 года на Солнце

вообще не было пятен! Это заключение подтвердилось в последующих работах;

мало того, выяснилось, что подобные “отпуска” Солнце брало и в более

далёком прошлом. Кстати, именно на “маундеровский минимум” пришёлся период

самых холодных зим в Европе за последнее тысячелетие.

На этом сюрпризы солнечных циклов не кончаются. Ведущее пятно в группе

(первое по направлению вращения Солнца) обычно имеет одну полярность

(например, северную), а замыкающее – противоположную (южную), и это правило

выполняется для всех групп пятен в одном полушарии Солнца. В другом

полушарии картина обратная: ведущие пятна в группах будут иметь южную

полярность, а замыкающие – северную. Но ,оказывается, при появлении пятен

нового поколения (следующего цикла) полярность ведущих пятен меняется на

противоположную. Лишь в циклах через один ведущие пятна обретают прежнюю

полярность. Так что “истинный” солнечный цикл с возвращением прежней

магнитной полярности ведущих пятен в действительности охватывает не 11, а

22 года (конечно, в среднем).

Список литературы:

1. Энциклопедия для детей. Т.8. Астрономия 2-е издание, Э68 испр.

(Главн. ред. М.Д. Аксёнов – М.: Аванта+, 2000-688 с.: ил.

2. Энциклопедический словарь юного астронома, М.:Педагогика,1980 г.

3. Астрономия: Учебник для 11 кл. сред. шк., М: Просвещение,1990 г.

4. Клушанцев П.В. "Одиноки ли мы во вселенной?" 0:Дет. лит.,1981г.

5. Поиски жизни в Солнечной системе: Перевод с английского. М.: Мир,1988 г.

Содержание

“Что видно на Солнце?” ……………………………………………..3

Грануляция…………………………….………………………………3

Пятна………………………………….………………………………..3

Факелы…………………………………………………………………4

Солнечные инструменты…………….……………………………….4

Внутреннее строение Солнца………………………………………..6

“Откуда берётся энергия Солнца”…………………………………...8

Солнечная атмосфера……………………………………………….12

Фотосферы…………………………………………………………...12

Хромосфера………………………………………………………….13

Корона………………………………………………………………..14

Как Солнце влияет на Землю……………………………………….17

Энергия солнечного света…………….…………………………….18

Солнечный ветер и межпланетные магнитные поля.……………..19

Бомбардировка энергичными частицами………………………….19

Циклы солнечной активности………………………..……………..21

Список литературы……………………………………..……………23

( Звук представляет собой упругие волны. Низкие звуки имеют больший период

колебания, высокие – меньший. Период часто заменяют обратной величиной –

частотой, измеряемых в герцах (Гц); 1 Гц соответствует одному колебанию в

секунду. Существует ещё две характеристики звука: длина волны и скорость

распространения.

Сейсмологи имеют дело со звуками частотой от одной сотой до нескольких

герц. Изучая колебания земной коры (осцилляции), можно многое узнать о

свойствах пород, слагающих Землю. Большая часть сведений о её внутреннем

строении получена именно таким путём.

Сейсмологические исследования основываются на том, что скорость и затухание

звука зависит от свойств среды. В частности, в твёрдых телах и жидкостях

звук распространяется лучше, чем в газах (воздухе). Скорость

распространения звука в разных телах зависти также от частоты звука. Всем

этим и пользуются сейсмологи. Измеряя силу звука (амплитуду волны),

прошедшего через различные внутренние области Земли (ядро, мантию, кору),

можно составить представление о плотности и свойствах слагающих их веществ.

-----------------------

[pic]

[pic]

Протон-протонная

ядерная реакция

Красный шарик – протон,

Синий шарик – нейтрон,

H –ядро водорода

D – ядро дейтерия

He3 He4 – ядра изотопов гелия,

е+ - позитрон,

v – нейтрино,

( - квант излучения

Корональные петли

Ночное небо октября

Страницы: 1, 2, 3