База знаний студента. Реферат, курсовая, контрольная, диплом на заказ

курсовые,контрольные,дипломы,рефераты

Солнце — Астрономия

Посмотреть видео по теме Реферата

                                - 1 -

     Солнце, центральное  тело  солнечной  системы, представляет   собой

раскалённый  плазменный  шар;  Солнце - ближайшая к Земле звезда.  Масса

Солнца 1,990х10 530  0кг (в 332958 раз больше массы Земли).  В Солнце сосре-

доточено  99,866%  массы  Солнечной  системы.  Солнечный параллакс равен

8,794" (4,263х10 5-5  0радиан).  Расстояние от Земли до Солнца  меняется  от

1,4710х10 511   0м  (в январе) до 1,5210х10 511  0(в июле),  составляя в среднем

1,4960х10 511  0м. Это расстояние принято считать одной астрономической еди-

ницей.  Средний  угловой  диаметр Солнца составляет 1919,26" (9,305х10 5-3

рад),  чему соответствует линейный диаметр Солнца,  равный 1,392х10 59 0м (в

109  раз  больше  диаметра  экватора  Земли).  Средняя  плотность Солнца

1,41х10 53 0кг/м 53 0.  Ускорение  свободного  падения  на  поверхности   Солнца

составляет 273,98  м/сек 52 0.  Вторая  космическая  скорость на поверхности

Солнца равна 6,18х10 55  0м/сек. Эффективная температура поверхности Солнца,

определяемая согласно закону излучения Стефана-Больцмана, по полному из-

лучению Солнца равна 5770 К.

     История телескопических  наблюдений Солнца начинается с наблюдений,

выполненных Г.Галлилеем в 1611 году; были открыты солнечные пятна, опре-

делён период вращения Солнца вокруг своей оси. В 1843 году немецкий аст-

роном Г.Швабе обнаружил цикличность солнечной активности. Развитие мето-

дов  спектрального анализа позволило изучить физические условия на Солн-

це. В 1814 году Й.Фраунгофер обнаружил тёмные линии поглащения в спектре

Солнца - это положило начало изучению химического состава Солнца. С 1836

года регулярно ведутся наблюдения затмений Солнца, что привело к обнару-

жению короны  и  хромосферы Солнца, а также  солнечный  протуберанцев. В

1913 году американский астроном Дж.Хейл наблюдал зеемановское  расщепле-

ние фраунгоферовых  линий спектра солнечных пятен и этим доказал сущест-

вование на Солнце магнитных полей. К 1942 году шведский астроном Б.Эдлен

и другие отождествили несколько линий спектра солнечной короны с линиями

высокоионизированных элементов,  доказав этим высокую температуру в сол-

нечной короне. В 1931 году Б.Лио изобрёл солнечный коронограф, позволив-

ший наблюдать корону и хромосферу вне затмений.  В начале 40-х годов  XX

века было открыто радиоизлучение Солнца. Существенным толчком для разви-

тия физики Солнца во второй половине XX века послужило развитие  магнит-

ной гидродинамики и физики плазмы. После начала космической эры изучение

ультрафиалетового и рентгеновского  излучения  Солнца  ведётся  методами

внеатмосферной астрономии  с  помощью ракет,  автоматических орбитальных

обсерваторий на спутниках Земли,  космических лабораторий  с  людьми  на

борту.

     Вращение Солнца вокруг оси происходит в том же направлении,  что  и

вращение Земли,  в  плоскости,  наклонённой  на 7°15' к плоскости орбиты


                                - 2 -

Земли (эклиптике).  Скорость вращения определяется по видимому  движению

различных деталей  в  атмосфере  Солнца и по сдвигу спектральных линий в

спектре края диска Солнца вследствие эффекта Доплера. Таким образом было

обнаружено, что период вращения Солнца неодинаков на разных широтах. По-

ложение различных деталей на поверхности Солнца определяется  с  помощью

гелиографических координат,  отсчитываемых от солнечного экватора (гели-

ографическая широта) и от центрального меридиана видимого  диска  Солнца

или от некоторого меридиана, выбранного в качестве начального (так назы-

ваемого меридиана Каррингтона).  При этом считают,  что Солнце вращается

как твёрдое  тело.  Один  оборот  относительно Земли точки с гелиографи-

ческой широтой 17° совершают за 27,275 суток (синодический период). Вре-

мя оборота  на той же широте Солнца относительно звёзд (сидерический пе-

риод) - 25,38 суток.  Угловая скорость вращения  7f  0для сидерического вра-

щения изменяется с гелиографической широтой  7w  0по закону: 7w 0=14,33°-3°sin 52 7f

в сутки. Линейная скорость вращения на экваторе Солнца-около 2000 м/сек.

     Солнце как звезда является типичным жёлтым карликом и располагается

в средней части главной последовательности звёзд на диаграмме Герцшпрун-

га-Рессела.Видимая фотовизуальная звёздная величина Солнца равна -26,74,

абсолютная визуальная звёздная величина M 4v  0равна +4,83. Показатель цвета

Солнца составляет для случая синей (В) и визуальной (М) областей спектра

M 4B 0-M 4V 0=0,65. Спектральный класс Солнца G2V. Скорость движения относитель-

но совокупности ближайших звёзд 19,7х10 53  0м/сек. Солнце расположено внут-

ри одной из спиральных ветвей нашей Галактики на расстоянии около 10 кпс

от её центра.  Период обращения Солнца вокруг центра Галактики около 200

миллионов лет. Возраст Солнца - около 5х10 59 0 лет.

     Внутреннее строение Солнца определено в предположении,  что оно яв-

ляется сферически симметричным телом и находится в равновесии. Уравнение

переноса энергии,  закон сохранения энергии, уравнение состояния идеаль-

ного газа, закон Стефана-Больцмана и условия гидростатического, лучисто-

го и конвекционного равновесия вместе с определяемыми из наблюдений зна-

чениями полной светимости,  полной массы и радиуса Солнца и данным о его

химическом составе  дают возможность построить модель внутреннего строе-

ния Солнца.  Полагают,  что содержание водорода в Солнце по массе  около

70%, гелия около 27%, содержание всех остальных элементов около 2,5%. На

основании этих предположений вычислено, что температура в центре  Солнца

составляет 10-15х10 56 0К,  плотность около 1,5х10 55  0кг/м 53 0, давление 3,4х10 516

н/м 52  0(около 3х10 511  0атмосфер).Считается, что источником энергии, пополня-

ющим потери  на  излучение  и поддерживающим высокую температуру Солнца,

являются ядерные реакции,  происходящие в недрах Солнца.  Среднее  коли-

чество энергии, вырабатываемое внутри Солнца, составляет 1,92 эрг/г/сек.


                                - 3 -

Выделение энергии определяется ядерными реакциями,  при которых  водород

превращается в  гелий.  На Солнце возможны две группы термоядерных реак-

ций: так называемый протон - протонный (водородный)  цикл  и  углеродный

цикл (цикл Бете).  Наиболее вероятно,  что на Солнце преобладает протон-

протонный цикл,  состоящий из трёх реакций,  в первой из которых из ядер

водорода образуются  ядра  дейтерия  (тяжёлый  изотоп водорода,  атомная

масса 2);  во второй из ядер водорода образуются ядра  изотопа  гелия  с

атомной массой 3 и, наконец, в третьей из них образуются ядра устойчиво-

го изотопа гелия с атомной массой 4.

     Перенос энергии  из  внутренних  слоёв Солнца в основном происходит

путём поглощения  электромагнитного  излучения,  приходящего  снизу,   и

последующего переизлучения.  В результате понижения температуры при уда-

лении от Солнца постепенно увеличивается длина  волны  излучения,  пере-

носящего большую часть энергии в верхние слои. Перенос энергии движением

горячего вещества из внутренних слоёв, а охлаждённого внутрь (конвекция)

играет существенную роль в сравнительно более высоких слоях,  образующих

конвективную зону Солнца, которая начинается на глубине порядка 0,2 сол-

нечных радиуса и имеет толщину около 10 58  0м. Скорость конвективных движе-

ний растёт с удалением от центра Солнца и во внешней части  конвективной

зоны достигает (2-2,5)х10 53  0м/сек. В ещё более высоких слоях (в атмосфере

Солнца) перенос энергии опять осуществляется излучением. В верхних слоях

атмосферы Солнца  (в хромосфере и короне) часть энергии доставляется ме-

ханическими и магнитогидродинамическими волнами,  которые генерируются в

конвективной зоне, но поглощаются только в этих слоях. Плотность в верх-

ней атмосфере очень мала,  и необходимый отвод энергии за счёт излучения

и теплопроводности возможен только, если кинетическая энергия этих слоёв

достаточно велика.  Наконец,  в верхней части солнечной  короны  большую

часть энергии уносят потоки вещества, движущиеся от Солнца, так называе-

мый солнечный ветер.  Температура в каждом слое устанавливается на таком

уровне, что автоматически осуществляется баланс энергии: количество при-

носимой энергии за счёт поглощения всех  видов  излучения,  теплопровод-

ностью или  движением  вещества  равно  сумме всех энергетических потерь

слоя.

     Полное излучение  Солнца определяется по освещённости,  создаваемой

им на поверхности Земли,  - около 100 тыс.  лк, когда Солнце находится в

зените. Вне атмосферы на среднем расстоянии Земли от Солнца освещённость

равна 127 тыс.  лк. Сила света Солнца составляет 2,84х10 527  0свечей. Коли-

чество энергии, приходящее в одну минуту на площадку в 1 см 52 0, поставлен-

ную перпендикулярно солнечным лучам за пределами  атмосферы  на  среднем

расстоянии Земли от Солнца, называют солнечной постоянной. Мощность общ-


                                - 4 -

его излучения Солнца - 3,83х10 526  0ватт, из которых на Землю попадает око-

ло 2х10 517   0ватт,  средняя яркость поверхности Солнца (при наблюдении вне

атмосферы Земли) составляет 1,98х10 59  0нт,  яркость центра диска Солнца  -

2,48х10 59  0нт.  Яркость диска Солнца уменьшается от центра к краю,  причём

это уменьшение зависит от длины волны,  так что яркость  на  краю  диска

Солнца для света с длиной волна 3600А составляет 0,2 яркости его центра,

а для 5000А - около 0,3 яркости центра диска Солнца. На самом краю диска

Солнца яркость  падает в 100 раз на протяжении менее одной секунды дуги,

поэтому граница диска Солнца выглядит очень резкой.

     Спектральный состав света, излучаемого Солнцем, то есть распределе-

ние энергии в центре Солнца (после учёта влияния поглощения в земной ат-

мосфере и  влияния  фраунгоферовых линий),  в общих чертах соответствует

распределению энергии в излучении абсолютно чёрного тела с  температурой

около 6000 К.  Однако в отдельных участках спектра имеются заметные отк-

лонения. Максимум энергии в спектре  Солнца  соответствует  длине  волны

4600 А.  Спектр Солнца - это непрерывный спектр, ни который наложено бо-

лее 20 тысяч линий поглощения (фраунгоферовых линий).  Более 60%  из них

отождествлено со  спектральными  линиями  известных химических элементов

путём сравнения длин волн и относительной интенсивности линии поглощения

в солнечном  спектре с лабораторными спектрами.  Изучение фраунгоферовых

линий даёт сведения не только о химическом составе атмосферы Солнца,  но

и о  физических  условиях в тех слоях,  в которых образуются те или иные

поглощения. Преобладающим элементом на Солнце  является  водород.  Коли-

чество атомов  гелия в 4-5 раз меньше,  чем водорода.  Число атомов всех

других элементов вместе взятых, по крайней мере, в 1000 раз меньше числа

атомов водорода.  Среди  них наиболее обильны кислород,  углерод,  азот,

магний, железо и другие.  В спектре Солнца можно отождествить также  ли-

нии, принадлежащие  некоторым молекулам и свободным радикалам:  OH,  NH,

CH, CO и другим.

     Магнитные поля на Солнце измеряются главным образом по зеемановско-

му расщеплению линий поглощения в спектре  Солнца.  Различают  несколько

типов магнитных полей на Солнце.  Общее магнитное поле Солнца невелико и

достигает напряжённости в 1 э той или иной полярности и меняется со вре-

менем. Это  поле тесно связано с межпланетным магнитным полем и его сек-

торной структурой.  Магнитные поля,  связанные с солнечной  активностью,

могут достигать  в  солнечных  пятнах напряжённости в несколько тысяч э.

Структура магнитных полей в активных областях очень запутана, чередуются

магнитные полюсы различной полярности.  Встречаются также локальные маг-

нитные области с напряжённостью поля в сотни э вне солнечных пятен. Маг-

нитные поля проникают и в хромосферу, и в солнечную корону. Большую роль


                                - 5 -

на Солнце играют магнитогазодинамические и плазменные процессы. При тем-

пературе 5000 - 10000 К газ достаточно ионизирован, проводимость его ве-

лика и благодаря огромным масштабам солнечных явлений значение  электро-

механических и магнитомеханических взаимодействий весьма велико.

     Атмосферу Солнца образуют внешние, доступные наблюдениям слои. Поч-

ти всё излучение Солнца исходит из нижней части его атмосферы,  называе-

мой фотосферой.  На основании уравнений лучистого переноса энергии,  лу-

чистого и локального термодинамического равновесия и наблюдаемого потока

излучения можно теоретически построить модель распределения  температуры

и плотности с глубиной в фотосфере.  Толщина фотосферы около трёхсот ки-

лометров, её средняя плотность  3х10 5-4  0кг/м 53 0.  Температура  в  фотосфере

падает по  мере перехода к более внешним слоям,  среднее её значение по-

рядка 6000 К,  на границе фотосферы около 4200 К.  Давление меняется  от

2х10 54  0до 10 52  0н/м 52 0.  Существование конвекции в подфотосферной зоне Солнца

проявляется в неравномерной яркости фотосферы,  видимой её зернистости -

так называемой грануляционной структуре.  Гранулы представляют собой яр-

кие пятнышки более или менее круглой формы. Размер гранул 150 - 1000 км,

время жизни 5 - 10 минут,  отдельные гранулы удаётся наблюдать в течении

20 минут.  Иногда гранулы образуют скопления размером до 30 тысяч  кило-

метров. Гранулы  ярче  межгранульных  промежутков  на 20-30%,  что соот-

ветствует разнице в температуре в среднем на 300 К.  В отличие от других

образований, на  поверхности Солнца грануляция одинакова на всех  гелио-

графических широтах и не зависит от солнечной активности.  Скорости хао-

тических движений (турбулентные скорости) в фотосфере составляют по раз-

личным определениям 1-3 км/сек.  В  фотосфере  обнаружены  квазипериоди-

ческие колебательные  движения в радиальном направлении.  Они происходят

на площадках размерами 2-3 тысячи километров с периодом около пяти минут

и амплитудой скорости порядка 500 м/сек. После нескольких периодов коле-

бания в данном месте затухают,  затем могут возникнуть снова. Наблюдения

показали также существование ячеек,  в которых движение происходит в го-

ризонтальном направлении от центра ячейки к её границам.  Скорости таких

движений около  500 м/сек.  Размеры ячеек - супергранул составляют 30-40

тысяч километров.  По положению супергранулы совпадают с  ячейками  хро-

мосферной сетки. На границах супергранул магнитное поле усилено. Предпо-

лагают, что супергранулы отражают на глубине нескольких тысяч километров

под поверхностью  конвективных  ячеек  такого же размера.  Первоначально

предполагалось, что фотосфера даёт только непрерывное излучение, а линии

поглощения образуются в расположенном над ней обращающем слое. Позже бы-

ло установлено,  что в фотосфере образуются и спектральные линии, и неп-

рерывный спектр.   Однако  для  упрощения  математических  выкладок  при


                                - 6 -

рассчёте спектральных линий понятие обращающего слоя иногда применяется.

     Часто в  фотосфере наблюдаются солнечные пятна и факелы.  Солнечный

пятна - это тёмные образования, состоящие, как правило, из более тёмного

ядра (тени) и окружающей его полутени.  Диаметры пятен достигают двухсот

тысяч километров.  Иногда пятно бывает окружено светлой каёмкой.  Совсем

маленькие пятна называют порами.  Время жизни пятен от  нескольких часов

до нескольких месяцев. В спектре пятен ещё больше линий и полос поглоще-

ния, чем в спектре фотосферы,  он напоминает спектр звезды спектрального

класса КО. Смещения линий в спектре пятен из-за эффекта Доплера указыва-

ет на  движение  вещества в пятнах - вытекание на более низких уровнях и

втекание на более высоких,  скорости движения достигают 3 тысячи  м/сек.

Из сравнений интенсивности линий и непрерывного спектра пятен и фотосфе-

ры следует,  что пятна холоднее фотосферы на 1-2 тысячи градусов (4500 К

и ниже).  Вследствие этого на фоне фотосферы пятна кажутся тёмными,  яр-

кость ядра составляет 0,2-0,5 яркости фотосферы,  яркость полутени около

80% фотосферной.  Все  солнечные пятна обладают сильным магнитным полем,

достигающим для крупных пятен напряжённости  5  тысяч  эстердов.  Обычно

пятна образуют группы, которые по своему магнитному полю могут быть уни-

полярными, биполярными и мультиполярными,  то есть содержащими много пя-

тен различной полярности, часто объединённых общей полутенью. Группы пя-

тен всегда окружены факелами и флоккулами,  протуберанцами,  вблизи  них

иногда происходят солнечные вспышки,  и в солнечной короне над ними наб-

людаются образования в виде лучей шлемов,  опахал - всё это вместе обра-

зует активную область на Солнце. Среднегодовое число наблюдаемых пятен и

активных областей,  а также средняя площадь,  занимаемая ими, меняется с

периодом около 11 лет.  Это - средняя величина, продолжительность же от-

дельных циклов солнечной активности колеблется от 7,5 до  16  лет.  Наи-

большее число пятен,  одновременно видимых на поверхности Солнца,  меня-

ется для различных циклов более чем в два раза.  В основном пятна встре-

чаются в  так  называемых королевских зонах,  простирающихся от 5 до 30°

гелиографической широты по обе сторона  солнечного  экватора.  В  начале

цикла солнечной  активности  широта  места расположения пятен выше,  а в

конце цикла - ниже,  а на более высоких широтах появляются пятна  нового

цикла. Чаще наблюдаются биполярные группы пятен, состоящие из двух круп-

ных пятен - головного и последующего,  имеющих противоположную магнитную

полярность, и несколько более мелких.  Головные пятна имеют одну и ту же

полярность в течение всего цикла солнечной  активности,  эти  полярности

противоположны в северной и южной полусферах Солнца.  По-видимому, пятна

представляют собой углубления в фотосфере,  а плотность вещества  в  них

меньше плотности вещества в фотосфере на том же уровне.


                                - 7 -

     В активных областях Солнца наблюдаются факелы -  яркие  фотосферные

образования, видимые  в  белом  свете  преимущественно вблизи края диска

Солнца. Обычно факелы появляются раньше  пятен  и  существуют  некоторое

время после их исчезновения.  Площадь факельных полщадок в несколько раз

превышает площадь соответствующей группы пятен.  Количество  факелов  на

диске Солнца  зависит  от фазы цикла солнечной активности.  Максимальный

контраст (18%) факелы имеют вблизи края диска Солнца,  но  не  на  самом

краю. В  центре  диска  Солнца факелы практически не видны,  контраст их

очень мал.  Факелы имеют сложную волокнистую структуру,  контраст их за-

висит от длины волны,  на которой проводятся наблюдения. Температура фа-

келов на несколько сот градусов превышает температуру  фотосферы,  общее

излучение с одного квадратного сантиметра превышает фотосферное на 3-5%.

По-видимому, факелы несколько возвышаются над фотосферой.  Средняя  про-

должительность их  существования  -  15 суток,  но может достигать почти

трёх месяцев.

     Выше фотосферы  расположен  слой атмосферы Солнца,  называемый хро-

мосферой. Без специальных телескопов хромосфера видна  только  во  время

полных солнечных  затмений как розовое кольцо,  окружающее тёмный диск в

те минуты,  когда Луна полностью закрывает фотосферу. Тогда можно наблю-

дать и спектр хромосферы. На краю диска Солнца хромосфера представляется

наблюдателю как неровная полоска,  из которой выступают отдельные зубчи-

ки -  хромосферные спикулы.  Диаметр спикул 200-2000 километров,  высота

порядка 10000 километров,  скорость подъёма  плазмы  в  спикулах  до  30

км/сек. Одновременно на Солнце существует до 250 тысяч спикул.  При наб-

людении в монохроматическом свете на диске Солнца видна яркая хромосфер-

ная сетка,  состоящая из отдельных узелков - мелких диаметром до 1000 км

и крупных диаметром от 2000 до 8000 км.  Крупные узелки представляют со-

бой скопления мелких.  Размеры ячеек сетки 30-40 тысяч километров. Пола-

гают, что спикулы образуются на границах ячеек хромосферной сетки. Плот-

ность в  хромосфере  падает  с  увеличением расстояния от центра Солнца.

Число атомов в одном куб. сантиметре изменяется от 10 515  0вблизи фотосферы

до 10 59  0в верхней части хромосферы. Исследование спектров хромосферы при-

вело к выводу,  что в слое,  где происходит переход от фотосферы к  хро-

мосфере, температура переходит через минимум и по мере увеличения высоты

над основанием хромосферы становится равной 8-10 тысяч Кельвинов,  а  на

высоте в  несколько  тысяч  километров  достигает 15-20 тысяч Кельвинов.

Установлено, что в хромосфере имеет место хаотическое  движение  газовых

масс со  скоростями до 15х10 53  0м/сек.  В хромосфере факелы в активных об-

ластях видны как светлые образования,  называемые обычно  флоккулами.  В

красной линии спектра водорода хорошо видны тёмные образования, называе-


                                - 8 -

мые волокнами. На краю диска Солнца волокна выступают за диск и наблюда-

ются на фоне неба как яркие протуберанцы.  Наиболее часто волокна и про-

туберанцы встречаются в четырёх расположенных  симметрично  относительно

солнечного экватора зонах: полярных зонах севернее +40° и южнее -40° ге-

лиографической широты и низкоширотных зонах около √30°  в  начале  цикла

солнечной активности и √17° в конце цикла. Волокна и протуберанцы низко-

широтных зон показывают хорошо выраженный 11-летний  цикл,  их  максимум

совпадает с максимумом пятен. У высокоширотных протуберанцев зависимость

от фаз цикла солнечной активности выражена  меньше,  максимум  наступает

через два  года  после максимума пятен.  Волокна,  являющиеся спокойными

протуберанцами, могут достигать длины солнечного радиуса и  существовать

в течении  нескольких оборотов Солнца.  Средняя высота протуберанцев над

поверхностью Солнца составляет 30-50 тысяч километров,  средняя длина  -

200 тысяч километров, ширина - 5 тысяч километров. Согласно исследовани-

ям А.Б.Северного,  все протуберанцы по характеру движения можно  разбить

на 3 группы: электромагнитные, в которых движения происходят по упорядо-

ченным искривлённым траекториям - силовым линиям магнитного поля; хаоти-

ческие, в  которых  преобладают  неупорядоченные  турбулентные  движения

(скорости порядка 10 км/сек);  эруптивные,  в которых вещество  первона-

чального спокойного протуберанца с хаотическими движениями внезапно выб-

расывается с возрастающей скоростью (достигающей 700  км/сек)  прочь  от

Солнца. Температура  в  протуберанцах  (волокнах)  5-10 тысяч Кельвинов,

плотность близка к средней плотности хромосферы. Волокна, представляющие

собой активные, быстро меняющиеся протуберанцы, обычно сильно изменяются

за несколько часов или даже минут.  Форма и характер движений в протубе-

ранцах тесно связаны с магнитным полем в хромосфере и солнечной короне.

     Солнечная корона - самая внешняя и наиболее разрежённая часть  сол-

нечной атмосферы, простирающаяся на несколько (более 10) солнечных ради-

усов. До 1931 года корону можно было наблюдать только  во  время  полных

солнечных затмений  в виде серебристо-жемчужного сияния вокруг закрытого

Луной диска Солнца. В короне хорошо выделяются детали её структуры: шле-

мы, опахала,  корональные лучи и полярные щёточки. После изобретения ко-

ронографа солнечную корону стали наблюдать и вне  затмений. Общая  форма

короны меняется с фазой цикла солнечной активности:  в годы минимума ко-

рона сильно вытянута вдоль экватора,  в годы максимума она почти сферич-

на. В  белом  свете поверхностная яркость солнечной короны в миллион раз

меньше яркости центра диска Солнца.  Свечение её образуется в основном в

результате рассеяния   фотосферного  излучения  свободными  электронами.

Практически все атомы в короне ионизированы.  Концентрация ионов и  сво-

бодных электронов у основания короны составляет 10 59  0частиц в 1 см 53 0. Наг-


                                - 9 -

рев короны осуществляется аналогично нагреву хромосферы.  Наибольшее вы-

деление энергии  происходит в нижней части короны,  но благодаря высокой

теплопроводности корона почти изотермична - температура понижается нару-

жу очень медленно. Отток энергии в короне происходит несколькими путями.

В нижней части короны основную роль играет перенос энергии вниз благода-

ря теплопроводности.  К  потере энергии приводит уход из короны наиболее

быстрых частиц.  Во внешних частях короны большую часть  энергии  уносит

солнечный ветер  -  поток коронального газа,  скорость которого растёт с

удалением от Солнца от нескольких км/сек у его поверхности до 450 км/сек

на расстоянии  Земли.  Температура в короне превышает 10 56  0К.  В активных

слоях короны температура выше - до 10 57  0К.  Над активными областями могут

образовываться так  называемые  корональные конденсации,  в которых кон-

центрация частиц возрастает в десятки раз. Часть излучения внутри короны

- это линии излучения многократно ионизированных атомов железа, кальция,

магния, углерода,  кислорода,  серы и других химических  элементов.  Они

наблюдаются и  в  видимой части спектра и в ультрафиалетовой области.  В

солнечной короне генерируется радиоизлучение Солнца в метровом диапазоне

и рентгеновское  излучение,  усиливающееся  во  много раз в активных об-

ластях. Как показали рассчёты,  солнечная корона не находится  в  равно-

весии с межпланетной средой. Из короны в межпланетное пространство расп-

ространяются потоки частиц,  образующие солнечный ветер. Между хромосфе-

рой и  короной  имеется  сравнительно тонкий переходной слой,  в котором

происходит резкий рост температуры до значений,  характерных для короны.

Условия в  нём  определяются потоком энергии из короны в результате теп-

лопроводности. Переходный слой является источником большей части ультра-

фиалетового излучения Солнца.  Хромосфера, переходной слой и корона дают

всё наблюдаемое радиоизлучение Солнца.  В  активных  областях  структура

хромосферы, короны и переходного слоя меняется.  Это изменение,  однако,

ещё недостаточно изучено.

     В активных областях хромосферы наблюдаются внезапные и сравнительно

кратковременные увеличения яркости, видимые сразу во многих спектральных

линиях. Эти яркие образования существуют от нескольких минут до несколь-

ких часов.  Они называются солнечными вспышками (прежнее название - хро-

мосферные вспышки).  Вспышки лучше всего видны в свете водородной линии,

но наиболее яркие видны иногда и в  белом  свете.  В  спектре  солнечной

вспышки насчитывается  несколько  сотен эмиссионных линий различных эле-

ментов, нейтральных и ионизированных.  Температура тех  слоёв  солнечной

атмосферы, которые  дают  свечение в хромосферных  линиях (1-2)х10 54  0К, в

более высоких слоях - до 10 57  0К.  Плотность частиц во  вспышке  достигает

10 513 0-10 514  0в одном кубическом сантиметре. Площадь солнечных вспышек может


                                - 10 -

достигать 10 515  0м 52 0.  Обычно солнечные вспышки  происходят  вблизи  быстро

развивающихся групп солнечных пятен с магнитным полем сложной конфигура-

ции. Они сопровождаются активизацией волокон и флоккулов,  а также  выб-

росами вещества.  При  вспышке выделяется большое количество энергии (до

10 521 0-10 525  0джоулей). Предполагается, что энергия солнечной вспышки перво-

начально запасается в магнитном поле, а затем быстро высвобождается, что

приводит к локальному нагреву и ускорению протонов и электронов, вызыва-

ющих дальнейший разогрев газа, его свечение в различных участках спектра

электромагнитного излучения, образование ударной волны. Солнечные вспыш-

ки дают значительное увеличение ультрафиалетового излучения Солнца, соп-

ровождаются всплесками рентгеновского излучения (иногда весьма мощными),

всплесками радиоизлучения,  выбросом карпускул высоких энергий вплоть до

10 510  0эв. Иногда наблюдаются всплески рентгеновского излучения и без уси-

ления свечения в хромосфере. Некоторые вспышки (они называются протонны-

ми) сопровождаются особенно сильными потоками энергичных частиц - косми-

ческими лучами   солнечного  происхождения.  Протонные  вспышки  создают

опасность для находящихся  в  полёте  космонавтов,  так  как  энергичные

частицы, сталкиваясь  с атомами оболочки корабля порождают рентгеновское

и гамма-излучение, причём иногда в опасных дозах.

     Уровень солнечной  активности  (число активных областей и солнечных

пятен, количество и мощность солнечных вспышек и т.д.) изменяется с  пе-

риодом около 11 лет. Существуют также слабые колебания величины максиму-

мов 11-летнего цикла с периодом около 90 лет.  На Земле  11-летний  цикл

прослеживается на  целом ряде явлений органической и неорганической при-

роды (возмущения магнитного поля, полярные сияния, возмущения ионосферы,

изменение скорости роста деревьев с периодом около 11 лет, установленным

по чередованиям толщины годовых колец,  и т.д.). На земные процессы ока-

зывают также воздействие отдельные активные области на Солнце и происхо-

дящие в них кратковременные,  но иногда очень мощные вспышки.  Время су-

ществования отдельной магнитной области на Солнце может достигать одного

года. Вызываемые этой областью возмущения в магнитосфере и  верхней  ат-

мосфере Земли повторяются через 27 суток (с наблюдаемым с Земли периодом

вращения Солнца). Наиболее мощные проявления солнечной активности - сол-

нечный (хромосферные) вспышки происходят нерегулярно (чаще вблизи перио-

дов максимальной активности),  длительность их  составляет  5-40  минут,

редко несколько часов. Энергия хромосферной вспышки может достигать 10 525

джоулей, из выделяющейся при вспышке энергии лишь  1-10%  приходится  на

электромагнитное излучение в оптическом диапазоне. По сравнению с полным

излучением Солнца в оптическом диапазоне энергия вспышки не  велика,  но

коротковолновое излучение  вспышки и генерируемые при вспышек электроны,


                                - 11 -

а иногда солнечные космические лучи могут дать заметный вклад в  рентге-

новское и карпускулярное излучение Солнца. В периоды повышения солнечной

активности его рентгеновское излучение увеличивается в  диапазоне  30-10

нм в два раза, в диапазоне 10-1 нм в 3-5 раз, в диапазоне 1-0,2 нм более

чем в сто раз.  По мере уменьшения длины волны излучения вклад  активных

областей в полное излучение Солнца увеличивается,  и в последнем из ука-

занных диапазонов практически всё излучение  обусловлено  активными  об-

ластями. Жёсткое  рентгеновское  излучение  с длиной волны меньше 0,2 нм

появляется в спектре Солнца всего лишь на короткое время после вспышек.

     В ультрафиалетовом  диапазоне  (длина  волны  180-350 нм) излучение

Солнца за 11-летний цикл меняется всего на 1-10%, а в диапазоне 290-2400

нм остаётся практически постоянным и составляет 3,6х10 526 0 ватт.

     Постоянство энергии, получаемой Землёй от Солнца, обеспечивает ста-

ционарность теплового баланса Земли. Солнечная активность существенно не

сказывается не энергетике Земли как планеты, но отдельные компоненты из-

лучения хромосферных  вспышек  могут  оказывать  значительное влияние на

многие физические, биофизические и биохимические процессы на Земле.

     Активные области являются мощным источником корпускулярного излуче-

ния. Частицы с энергиями около 1 кэв (в основном протоны), распространя-

ющиеся вдоль силовых линий межпланетного магнитного поля из активных об-

ластей усиливают солнечный ветер. Эти усиления (порывы) солнечного ветра

повторяются через 27 дней и называются рекуррентными.  Аналогичные пото-

ки, но ещё большей энергии и плотности,  возникают при вспышках. Они вы-

зывают так называемые спорадические возмущения солнечного ветра и дости-

гают Земли за интервалы времени от 8 часов до двух суток.  Протоны высо-

кой энергии (от 100 Мэв до 1 Гэв) от очень сильных "протонных" вспышек и

электроны с энергией 10-500 кэв, входящие в состав солнечных космических

лучей, приходят  к  Земле  через десятки минут после вспышек;  несколько

позже приходят те из них,  которые попали в "ловушки" межпланетного маг-

нитного поля и двигались вместе с солнечным ветром.  Коротковолновое из-

лучение и солнечные космические лучи (в высоких широтах) ионизируют зем-

ную атмосферу,  что приводит к колебаниям её прозрачности в ультрафиоле-

товом и инфракрасном диапазонах,  а также к изменениям условий распрост-

ранения коротких  радиоволн (в ряде случаев наблюдаются нарушения корот-

коволновой радиосвязи).

     Усиление солнечного  ветра,  вызванное вспышкой,  приводит к сжатию

магнитосферы Земли с солнечной стороны,  усилению токов  на  её  внешней

границе, частичному проникновению частиц солнечного ветра в глубь магни-

тосферы,  пополнению частицами высоких энергий радиационных поясов Земли

и т.д.  Эти процессы сопровождаются колебаниями напряжённости геомагнит-


                                - 12 -

ного поля (магнитной бурей), полярными сияниями и другими геофизическими

явлениями,  отражающими  общее  возмущение  магнитного поля Земли.  Воз-

действие активных процессов на Солнце (солнечных бурь) на  геофизические

явления  осуществляется  как  коротковолновой  радиацией,  так  и  через

посредство магнитного поля Земли. По-видимому эти факторы являются глав-

ными  и для физико-химических и биологических процессов.  Проследить всю

цепь связей,  приводящих к 11-летней периодичности многих  процессов  на

Земле  пока не удаётся,  но накопленный обширный фактический материал не

оставляет сомнений в существовании таких связей.  Так,  была установлена

корреляция  между 11-летним циклом солнечной активности и землетрясения-

ми,  урожаями сельхозкультур,  числом сердечно-сосудистых заболеваний  и

т.д. Эти данные указывают на постоянное действие солнечно-земных связей.

     Наблюдения Солнца ведутся  с  помощью  рефракторов  небольшого  или

среднего  размера  и  больших  зеркальных телескопов,  у которых большая

часть оптики неподвижна,  а солнечные лучи направляются внутрь  горизон-

тальной или башенной установки телескопа при помощи одного или двух дви-

жущихся зеркал. Создан специальный тип солнечного телескопа - внезатмен-

ный коронограф. Внутри коронографа осуществляется затемнение Солнца спе-

циальным непрозрачным экраном.  В коронографе во много  раз  уменьшается

количество рассеяного света,  поэтому можно наблюдать вне затмения самые

внешние слои атмосферы Солнца.  Солнечные телескопы часто снабжаются уз-

кополосными светофильтрами,  позволяющими вести наблюдения в свете одной

спектральной линии.  Созданы также нейтральные светофильтры с переменной

прозрачностью  по  радиусу,  позволяющие  наблюдать  солнечную корону на

расстоянии нескольких радиусов Солнца. Обычно крупные солнечные телеско-

пы  снабжаются мощными спектрографами с фотографической или фотоэлектри-

ческой фиксацией спектров.  Спектрограф может иметь также магнитограф  -

прибор  для  исследования зеемановского расщепления и поляризации спект-

ральных линий и определения величины и направления  магнитного  поля  на

Солнце.  Необходимость устранить замывающее действие земной атмосферы, а

также исследования излучения Солнца в ультрафиалетовой,  инфракрасной  и

некоторых других областях спектра,которые поглощаются в атмосфере Земли,

привели к созданию орбитальных обсерваторий за пределами атмосферы, поз-

воляющих  получать спектры Солнца и отдельных образований на его поверх-

ности вне земной атмосферы.

                                - 1 -      Солнце, центральное  тело  солнечной  системы, представляет   собой раскалённый  плазменный  шар;  Солнце - ближайшая к Земле звезда.  Масса Солнца 1,990х10 530 0кг (в 332958 раз больше массы Земли).

 

 

 

Внимание! Представленный Реферат находится в открытом доступе в сети Интернет, и уже неоднократно сдавался, возможно, даже в твоем учебном заведении.
Советуем не рисковать. Узнай, сколько стоит абсолютно уникальный Реферат по твоей теме:

Новости образования и науки

Заказать уникальную работу

Свои сданные студенческие работы

присылайте нам на e-mail

Client@Stud-Baza.ru