Солнце icon

Солнце



НазваниеСолнце
Дата конвертации24.08.2012
Размер353,98 Kb.
ТипРеферат
Солнце


Что видно на Солнце Каждому наверняка известно, что нельзя смотреть на Солнце невооруженнымглазом, а тем более в телескоп без специальных, очень тёмных светофильтровили других устройств, ослабляющих свет. Пренебрегая этим запретом,наблюдатель рискует получить сильнейших ожог глаз. Самый простой способрассматривать Солнце – это спроецировать его изображение на белый экран.При помощи даже маленького любительского телескопа можно получитьувеличенное изображение солнечного диска. Что же видно на этом изображении? Прежде всего обращает внимание резкость солнечного края. Солнце –газовый шар, не имеющий чёткой границы, плотность его убывает постепенно.Почему же в таком случае мы видим его резко очерченным? Дело в том, чтопрактически всё видимое излучение Солнца исходит из очень тонкого слоя,который имеет специальное название – фотосфера (греческое: “сфера света”).Его толщина не превышает 300 километров. Именно этот тонкий светящийся слойи создает у наблюдателя иллюзию того, что Солнце имеет “поверхность”. Грануляция На первый взгляд диск Солнца кажется однородным. Однако, еслиприглядеться, на нём обнаруживается много крупных и мелких деталей. Дажепри не очень хорошем качестве изображения видно, что вся фотосфера состоитиз светлых зернышек (называемых гранулами) и тёмных промежутков между ними.Это похоже на кучевые облака, когда смотришь на них сверху. Размеры гранулневелики по солнечным масштабам – до 1000-2000 километров в поперечнике;межгранульные дорожки более узкие, примерно 300-600 километров в ширину. Насолнечном диске наблюдается одновременно около миллиона гранул. Картина грануляции не является застывшей: одни гранулы исчезают, другиепоявляются. Каждая из них живет не более 10 минут. Всё это напоминаеткипение жидкости в кастрюле. Такое сравнение не случайно, посколькуфизический процесс, ответственный за оба явления, один и тот же. Этоконвекция – перенос тепла большими массами горячего вещества, которыеподнимаются снизу, расширяясь и одновременно остывая. Грануляция создает общий фон, на котором можно наблюдать гораздо болееконтрастные и крупные объекты – солнечные пятна и факелы. Пятна Солнечные пятна – это тёмные образования на диске Солнца. В телескопвидно, что крупные пятна имеют довольно сложное строение: тёмную областьтени окружает полутень, диаметр которой более чем в два раза превышаетразмер тени. Если пятно наблюдается на краю солнечного диска, то создаетсявпечатление, что оно похоже на глубокую тарелку. Происходит это потому, чтогаз в пятнах прозрачнее, чем в окружающей атмосфере, и взгляд проникаетглубже. По величине пятна бывают очень различными – от малых, диаметромпримерно 1000-2000 км, до гигантских, значительно превышающих размеры нашейпланеты. Отдельные пятна могут достигать в поперечнике 40 тысяч километров.А самое большое из наблюдавшихся пятен достигало 100 тысяч километров. Установлено, что пятна – это места выхода в солнечную атмосферу сильныхмагнитных полей. Магнитные поля уменьшают поток энергии, идущих от недрсветила к фотосфере, поэтому в месте их выхода на поверхность температурападает. Пятна холоднее окружающего их вещества примерно на 1500 К, а,следовательно, и менее ярки. Вот почему на общем фоне они выглядят темными. Солнечные пятна часто образуют группы из нескольких больших и малыхпятен, и такие группы могут занимать значительные области на солнечномдиске. Картина группы все время меняется, пятна рождаются, растут ираспадаются. Живут крупные пятна долго, иногда на протяжении двух или трёхоборотов Солнца (период вращения Солнца составляет примерно 27 суток). Факелы Практически всегда пятна окружены яркими полями, которые называютфакелами. Факелы горячее окружающей атмосферы примерно на 2000 К и имеютсложную ячеистую структуру. Величина каждой ячейки – около 30 тысячкилометров. В центре диска контраст факелов очень мал, а ближе к краюувеличивается, так что лучше всего они заметны именно по краям. Факелыживут ещё дольше, чем пятна, иногда три-четыре месяца. Они не обязательносуществуют вместе с пятнами, очень часто встречаются факельные поля, внутрикоторых пятна никогда не появляются. По-видимому, факелы тоже являютсяместами выхода магнитных полей в наружный слой Солнца, но эти поля слабее,чем в пятнах. Количество пятен и факелов характеризует солнечную активность,максимумы которой повторяются через каждый одиннадцать лет. В годы минимумана Солнце долгое время может не быть ни одного пятна, а в максимуме ихчисло обычно измеряется десятками. Солнечные инструменты Основным инструментом астронома-наблюдателя, что бы он ни изучал нанебе, является телескоп. И хотя принцип действия всех телескопов общий, длякаждой области астрономии разработаны свои модификации этого прибора. Яркость Солнца велика, следовательно, светосила оптической системысолнечного телескопа может быть небольшой. Гораздо интереснее получить какможно больший масштаб изображения. Поэтому у солнечных телескопов оченьбольшие фокусные расстояния. Самый крупный из них имеет фокусное расстояние90 м и даёт изображение Солнца диаметром 80 см. Вращать подобную конструкцию было бы нелегко. К счастью, это и ненужно. Солнце движется по небосводу лишь в ограниченной его области, внутриполосы шириной около 470. Поэтому солнечному телескопу не нужна монтировкадля наведения в любую точку неба. Его устанавливают неподвижно, а солнечныелучи направляются подвижной системой зеркал – целостатом. Бывают горизонтальные и вертикальные (башенные) солнечные телескопы.Горизонтальный телескоп построить легче, так как все его детали находятсяна горизонтальной оси. С ним и работать легче. Но у него есть одинсущественный недостаток. Солнце даёт много тепла, и воздух внутри телескопасильно нагревается. Нагретый воздух движется вверх, более холодный – вниз.Эти встречные потоки делают изображение дрожащим и нерезким. Поэтому впоследнее время строят в основном вертикальные солнечные телескопы. В нихпотоки воздуха движутся почти параллельно лучам света и меньше портятизображение. Важным параметром телескопа является угловое разрешение,характеризующее его способность давать раздельные изображения двух близкихдруг другу деталей. Например, разрешение в 1 угловую секунду (1”) означает,что можно различить два объекта, между которыми равен 1” дуги. Видимыйрадиус Солнца составляет чуть меньше 1000 ”, а истинный – около 700 тысячкилометров. Следовательно, 1” на Солнце соответствует расстоянию немногимболее 700 км. Лучшие фотографии Солнца, полученные на крупнейшихинструментах, позволяют увидеть детали размером около 200 км. Обычно солнечные телескопы предназначены в основном для наблюденияфотосферы. Чтобы наблюдать самые внешние и сильно разреженные, а потомуслабо светящиеся слои солнечном атмосферы – солнечную корону, пользуютсяспециальным инструментом. Он так и называется коронограф. Изобрёл егофранцузский астроном Бернар Лио в 1930 году. В обычных условиях солнечную корону увидеть нельзя, так как свет от неёв 10 тысяч раз слабее света дневного неба вблизи Солнца. Можновоспользоваться моментами полных солнечных затмений, когда диск Солнцазакрыт Луной. Но затмения бывают редко и порой в труднодоступных районахземного шара. Да и погода не всегда благоприятна. А продолжительной полнойфазы затмения не превышает 7 минут. Коронограф же позволяет наблюдатькорону вне затмения. Чтобы удалить свет от солнечного диска, в фокусе объектива коронографаустановлена искусственная “луна”. Она представляет собой маленький конус сзеркальной поверхностью. Размер его чуть больше диаметра изображенияСолнца, а вершина направлена к объективу. Свет отбрасывается конусомобратно в трубу телескопа или в особую световую “ловушку”. А изображениесолнечной короны строит дополнительная линза, которая находится за конусом. Кроме того, необходимо убрать рассеянный свет в телескопе. Самоеглавное – это хорошо отполированный линзовый объектив без дефектов внутристекла. Его нужно тщательно защищать от пыли. Каждая пылинка, каждый дефектлинзы – царапины или пузырёк – при сильном освещении работает как маленькоезеркальце – отражает свет в случайном направлении. Коронографы обычно устанавливают высоко в горах, где воздух прозрачен инебо темнее. Но и там солнечная корона всё же слабее, чем ореол неба вокругСолнца. Поэтому её можно наблюдать только в узком диапазоне спектра, вспектральных линиях излучения короны. Для этого используют специальныйфильтр или спектрограф. Спектрограф – самый важный вспомогательный прибор для астрофизическихисследований. Многие солнечные телескопы служат лишь для того, чтобынаправлять пучок солнечного света в спектрограф. Основными его элементамиявляются: щель для ограничения поступающего света; коллиматор (линза илизеркало), который делает параллельным пучок лучей; дифракционная решёткадля разложения белого света в спектр и фотокамера или иной детекторизображения. “Сердце” спектрографа – дифракционная решётка, которая представляетсобой зеркальную стеклянную пластинку с нанесёнными на неё параллельнымиштрихами. Число штрихов у лучших решёток достигает 1200 на миллиметр. Основная характеристика спектрографа – его спектральное разрешение. Чемвыше разрешение, тем более близкие спектральные линии можно увидетьраздельно. Разрешение зависит от нескольких параметров. Один из них –порядок спектра. Дифракционная решётка даёт много спектров, видимых подразными углами. Говорят, что она имеет много порядков спектра. Самый яркийпорядок спектра – первый. Чем дальше порядок, тем спектр слабее, но егоразрешение выше. Однако далёкие порядки спектра накладываются друг надруга. Поскольку требуется и высокое разрешение, и яркий спектр, приходитсяидти на компромисс. Поэтому для наблюдений обычно используют второй-третийпорядки спектра. Одной из наиболее интересных систем является эшельный спектрограф. Внём кроме специальной решётки, называемой эшелью, стоит стеклянная призма.Лучи света падают на эшель под очень острым углом. При этом многие порядкиспектра накладываются друг на друга. Их разделяют при помощи призмы,которая преломляет свет перпендикулярно штрихам решётки. В результатеполучается спектр, порезанный на кусочки. Длину щели эшельного спектрографаделают очень маленькой - несколько миллиметров, и спектры поэтомуполучаются узкими. Эшельный спектр представляет собой набор полосок, расположенных однапод другой и разделённых тёмными промежутками. Возможность использованиявысоких порядков спектра в эшельном спектрографе даёт преимущество вразрешающей силе, что очень важно при изучении тонкой структурыспектральных линий. Внутреннее строение Солнца. Наше Солнце – это огромный светящийся газовый шар, внутри которогопротекают сложные процессы и в результате непрерывно выделяется энергия.Внутренний объём Солнца можно разделить на несколько областей; вещество вних отличается по своим свойствам, и энергия распространяется посредствомразных физических механизмов. В центральной части Солнца находится источник его энергии, или, говоряобразным языком, та “печка”, которая нагревает его и не даёт ему остыть.Эта область называется ядром. Под тяжестью внешних слоёв вещество внутриСолнца сжато, причём чем глубже, тем сильнее. Плотность его увеличивается кцентру вместе с ростом давления и температуры. В ядре, где температурадостигает 15 миллионов кельвинов, происходит выделение энергии. Эта энергия выделяется в результате слияния атомов лёгких химическихэлементов в атомы более тяжёлых. В недрах Солнца из четырёх атомов водородаобразуется один атом гелия. Именно эту страшную энергию люди научилисьосвобождать при взрыве водородной бомбы. Есть надежда, что в недалёкомбудущем человек сможет научиться использовать её и в мирных целях. Ядро имеет радиус не более четверти общего радиуса Солнца. Однако в егообъёме сосредоточена половина солнечной массы и выделяется практически всяэнергия, которая поддерживает свечение Солнца. Но энергия горячего ядра должна как-то выходить наружу, к поверхностиСолнца. Существуют различные способы передачи энергии в зависимости отфизических условий среды, а именно: лучистый перенос, конвекция итеплопроводность. Теплопроводность не играет большую роль в энергетическихпроцессах на Солнце и звездах, тогда как лучистый и конвективный переносыочень важны. Сразу вокруг ядра начинается зона лучистой передачи энергии, где онараспространяется через поглощение и излучение веществом порций света –квантов. Плотность, температура и давление уменьшаются по мере удаления от ядра,и в этом же направлении идёт поток энергии. В целом процесс этот крайнемедлительный. Чтобы квантом добраться от центра Солнца до фотосферы,необходимы много тысячи лет: ведь, переизлучаясь, кванты всё время меняютнаправление, почти столь же часто двигаясь назад, как и вперед. Но когдаони в конце концов выберутся наружу, это будут уже совсем другие кванты.Что же с ними произошло? В центре Солнца рождаются гамма-кванты. Их энергия в миллионы разбольше, чем энергия квантов видимого света, а длина волны очень мала. Подороге кванты претерпевают удивительные превращения. Отдельный квантсначала поглощается каким-нибудь атомом, но тут же снова переизлучается;чаще всего при этом возникает не один прежний квант, а два или даженесколько. По закону сохранения энергии их общая энергия сохраняется, апотому энергия каждого из них уменьшается. Так возникают кванты всё меньшихи меньших энергий. Мощные гамма-кванты как бы дробятся на менее энергичныекванты – сначала рентгеновских, потом ультрафиолетовых и наконец видимых иинфракрасных лучей. В итоге наибольшее количество энергии Солнце излучает ввидимом свете, и не случайно наши глаза чувствительны именно к нему. Кванту требуется очень много времени, чтобы просочиться через плотноесолнечное вещество наружу. Так что если бы “печка” внутри Солнца вдругпогасла, то мы узнали бы об этом только миллионы лет спустя. На своём пути через внутренние солнечные слои поток энергии встречаеттакую область, где непрозрачность газа сильно возрастает. Это конвективнаязона Солнца. Здесь энергия передаётся уже не излучением, а конвекцией. Что такое конвекция? Когда жидкость кипит, она перемешивается. Так жеможет вести себя и газ. В жаркий день, когда земля нагрета лучами Солнца,на фоне удаленных предметов хорошо заметны поднимающиеся струйки горячеговоздуха. Их легко наблюдать и над пламенем газовой горелки, и надраскалённой конфоркой плиты. То же самое происходит и на Солнце в областиконвекции. Огромные потоки горячего газа поднимаются вверх, где отдают своётепло окружающей среде, а охлаждённый солнечный газ опускается вниз.Похоже, что солнечное вещество кипит и перемешивается, как вязкая рисоваякаша не огне. Конвективная зона начинается примерно на расстоянии 0,7 радиуса отцентра и простирается практически до самой видимой поверхности Солнца(фотосферы), где перенос основного потока энергии вновь становитсялучистым. Однако по инерции сюда всё же проникают горячие потоки из болееглубоких, конвективных слоёв. Хорошо известная наблюдателям картинагрануляции на поверхности Солнца является видимым явлением конвекции. Откуда берётся энергия Солнца? Почему Солнце светит и не остывает уже миллиарды лет? Какое “топливо”даёт ему энергии? Ответы на эти вопросы учёные искали веками, и тольковначале XX века было найдено правильное решение. Теперь известно, чтоСолнце, как и другие звёзды, светит благодаря протекающим в его недрахтермоядерным реакциям. Что же это за реакции? Если ядра атомов лёгких элементов сольются в ядро атома более тяжелогоэлемента, то масса нового ядра окажется меньше, чем суммарная масса тех жеядер, из которых оно образовалось. Остаток массы превращается в энергию,которую уносят частицы, освободившиеся в ходе реакции. Эта энергия почтиполностью переходит в тепло. Такая реакция синтеза атомных ядер можетпроисходить только при очень высоком давлении и температуре свыше 10 млн.градусов. Поэтому она и называется термоядерной. Основное вещество, составляющее Солнце, – водород, на его долю приходитоколо 71 % всей массы светила. Почти 27 % принадлежит гелию, а остальные 2% - более тяжелым элементам, таким, как углерод, азот, кислород и металлы.Главным “топливом” на Солнце служит именного водород. Из четырех атомовводорода в результате цепочки превращений образуется один атом гелия. А изкаждого грамма водорода, участвующего в реакции, выделяется 6 ( 1011 Джэнергии! На Земле такого количества энергии хватило бы для того, чтобынагреть от температуры 00С до точки кипения 1000 м3 воды! Рассмотрим механизм термоядерной реакции превращения водорода в гелий,которая, по-видимому, наиболее важна для большинства звёзд. Называется онапротон-протонной, так как начинается с тесного сближения двух ядер атомовводорода – протонов. Протоны заряжены положительно, поэтому взаимно отталкиваются, причём,по закону Кулона, сила этого отталкивания обратно пропорциональна квадратурасстояния и при тесных сближениях должна стремительно возрастать. Однакопри очень высоких температуре и давлении скорости теплового движения частицстоль велики, а частицам так тесно, что наиболее быстрые из них всё жесближаются друг с другом и оказываются в сфере влияния ядерных сил. Врезультате может произойти цепочка превращений, которая завершитсявозникновением нового ядра, состоящего из двух протонов и двух нейтронов, -ядра гелия. Далеко не каждое столкновение двух протонов приводит к ядерной реакции.В течение миллиардов лет протон может постоянно сталкиваться с другимипротонами, так и не дождавшись ядерного превращения. Но если в моменттесного сближения двух протонов произойдёт ещё и другое маловероятное дляядра событие – распад протона на нейтрон, позитрон и нейтрино (такойпроцесс называется бета-распадом), то протон с нейтроном объединяется вустойчивое ядро атома тяжелого водорода – дейтерия. Ядро дейтерия (дейтон) по своим свойствам похоже на ядро водорода,только тяжелее. Но в отличии от последнего в недрах звезды ядро дейтериядолго существовать не может. Уже через несколько секунд, столкнувшись ещё содним протоном, оно присоединяет его к себе, испускает мощный гамма-квант истановится ядром изотопа гелия, у которого два протона связаны не с двумянейтронами, как у обычного гелия, а только с одним. Раз в несколькомиллионов лет такие ядра лёгкого гелия сближаются настолько тесно, чтомогут объединиться в ядро обычного гелия, “отпустив на свободу” двапротона. Итак, в итоге последовательных ядерных превращений образуется ядрообычного гелия. Порожденные в ходе реакции позитроны и гамма квантыпередают энергию окружающему газу, а нейтрино совсем уходят из звезды,потому что обладают удивительной способностью проникать через огромныетолщи вещества, не задев ни одного атома. Реакция превращения водорода в гелий ответственно за то, что внутриСолнца сейчас гораздо больше гелия, чем на его поверхности. Естественно,возникает вопрос: что же будет с Солнцем, когда весь водород в его ядревыгорит и превратиться в гелий, а как скоро это произойдет? Оказывается, примерно через 5 миллиардов лет содержание водорода в ядреСолнца настолько уменьшится, что его горение начнется в слое вокруг ядра.Это приведет к раздуванию солнечной атмосферы, увеличению размеров Солнца,падению температуры на поверхности и повышению ее в ядре. Постепенно Солнцепревратится в красный гигант - сравнительно холодную звезду огромногоразмера с атмосферой, превосходящей границы орбиты Земли. Жизнь Солнца наэтом закончится, и оно будет претерпевать еще много изменений, пока в концеконцов не станет холодным и плотным газовым шаром, внутри которого уже непроисходит никаких термоядерных реакций. Колебания Солнца. Гелиосейсмология Гелио? Сейсмология? Какая связь между Солнцем и землетрясением? Или,может быть, на Солнце тоже происходят землетрясения, или, вернее,солнцетрясения? Земная сейсмология основана на особенностях звука( под землёй. Однакона Солнце сейсмограф (прибор, регистрирующий колебания почвы) поставитьнельзя. Поэтому колебания Солнца измеряют совершенно другими методами.Главный из них основан на эффекте Доплера. Так как солнечная поверхностьритмически опускается и поднимается (колеблется), то её приближение-удаление сказывается на спектре излучаемого света. Исследуя спектры разныхучастков солнечного диска, получают картину распределения скоростей;конечно же, со временем она меняется – волны бегут. Периоды этих волн лежатв диапазоне примерно от 3 до 10 мин. Когда же они впервые были открыты,найденное значение периода составило примерно 5 мин. С тех пор все этиколебания называются “пятиминутные”. Скорости колебания солнечной поверхности очень малы – десяткисантиметров в секунду, и измерить их невероятно сложно. Но часто интересноне само значение скорости, а то, как оно меняется с течением времени (какволны проходят по поверхности). Допустим, человек находится в помещении сплотно зашторенными окнами; на улице солнечно, но в комнате полумрак. Ивдруг едва заметное движение воздуха чуть сдвигают штору, и в глаза ударяетослепляющий солнечный луч. Лёгкий ветерок вызывает столь сильный эффект!Примерно так же измеряют учёные малейшие изменения лучевой скоростисолнечной поверхности. Роль шторы играют линии поглощения в спектре Солнца.Прибор, измеряющий яркость солнечного света, настраивается так, чтобы онпропускал лишь свет с длиной волны точно в центре какой-либо узкой линиипоглощения. Тогда при малейшем изменении длины волны на вход приборапопадёт не тёмная линия, а яркий соседний участок непрерывного спектра. Ноэто ещё не всё. Чтобы измерить период волны с максимальной точностью, её нужнонаблюдать как можно дольше, причём без перерывов, иначе потом нельзя будетопределить, какая это волна – та же самая или уже другая. А Солнце каждыйвечер скрывается за горизонтом, да ещё тучи время от времени набегают… Первое решение проблемы состояло в наблюдении за Южным полярным кругом– там Солнце летом не заходит за горизонт неделями и к тому же больше яснымдней, чем в Заполярье. Однако налаживать работу астрономов в Антарктидесложно и дорого. Другой предложенный путь более очевиден, но ещё болеедорог: наблюдение из космоса. Такие наблюдения иногда проводятся какпобочные исследования (например, на отечественных “Фобосах”, по они летелик Марсу). В конце 1995 года был запущен международный спутник SOHO (Solarand Heliospheric Observatory), на котором установлено множество приборов,разработанных учёными разных стран. На большую часть наблюдений по-прежнему проводят с Земли. Чтобыизбежать перерывов, связанных с ночами и плохой погодой, Солнце наблюдают сразных континентов. Ведь когда в Восточном полушарии ночь, в Западном –день, и наоборот. Современные методы позволяют представить такие наблюдениякак один непрерывный ряд. Немаловажное условие для этого – чтобы телескопыи приборы были одинаковыми. Подобные наблюдения проводят в рамках крупныхмеждународных проектов. Что же удалось узнать о Солнце, изучая эти необычные, беззвучныезвуковые волны? Сначала представление об их природе не сильно отличались оттого, что было известно о колебаниях земной коры. Учёные представляли себе,как процессы на Солнце (например, грануляция) возбуждают эти волны, и онибегут по поверхности нашего светила, словно морские волны по водной глади. Но в дальнейшем обнаружился очень интересный факт: оказалось, чтонекоторые волны в разных частях солнечного диска связаны между собой(физики говорят: имеют одну фазу). Это можно представить себе так, будтовся поверхность покрыта равномерной сеткой волн, но в некоторых местах онане видна, а в других отчетливо проявляется. Получается, что разные областиимеют тем не менее согласованную картину осцилляции. Исследователи пришли квыводу, что солнечные колебания носят глобальный характер: волны пробегаюточень большие расстояния и в разных местах солнечного диска видныпроявления одной и той же волны. Таким образом, можно сказать, что Солнце“звучит, как колокол”, т.е. как одно целое. Как и в случае с Землёй, колебания поверхности Солнца – лишь отзвук техволн, которые распространяются в его глубинах. Одни волны доходят до центраСолнца, другие затухают на полпути. Это и помогает исследовать свойстваразных частей солнечных недр. Изучая волны с разной глубиной проникновения,удалось даже построить зависимость скорости звука от глубины! А посколькуиз теории известно, что на нижней границе зоны конвекции должно быть резкоеизменение скорости звука, удалось определить, где начинается солнечнаяконвективная зона. Это не сегодня одно из важнейших достиженийгелиосейсмологии. Есть у гелиосейсмологии и свои проблемы. Например, пока не удалосьвыяснить причину колебаний солнечной поверхности. Считается, что наиболеевероятный источник колебаний – грануляция: выходящие на поверхность потокираскалённой плазмы, подобно мощным фонтанам, вызывают разбегающиеся во всестороны волны. Однако на деле всё не так просто, и теоретики пока несмогли удовлетворительно описать эти процессы. В частности, неясно, почемуволны столь устойчивы, что могут обежать всё Солнце, не затухая? С помощью методов гелиосейсмологии удалось установить, что внутренняячасть Солнца (ядро) вращается заметно быстрее, чем наружные слои.Неравномерное вращение Солнца оказывает на его осцилляции такое жевоздействие, как трещина на колокол. В результате “звук” становится неочень чистым – изменяются существующие периоды колебаний и появляютсяновые. Это даёт возможность исследовать вращение внутренних слоёв, котороедругими методами пока изучать нельзя. Считается, что именно благодарянеравномерному вращению Солнца имеет магнитное поле. Вот такая неожиданная и бурно развивающаяся сейчас область наукивозникла из, казалось бы, ничём не примечательных измерений движенийсолнечной поверхности. Солнечная атмосфера Земная атмосфера – это воздух, которым мы дышим, привычная нам газоваяоболочка Земли. Такие оболочки есть и у других планет. Звёзды целикомсостоят из газа, но их внешние слои также именуют атмосферой. При этомвнешними считаются те слои, откуда хотя бы часть излучения можетбеспрепятственно, не поглощаясь вышележащими слоями, уйти в окружающеепространство. Фотосфера Атмосфера Солнца начинается на 200 – 300 км глубже видимого краясолнечного диска. Эти самые глубокие слои атмосферы называют фотосферой.Поскольку их толщина составляет не более одной трёхтысячной доли солнечногорадиуса, фотосферу иногда условно называют поверхностью Солнца. Плотность газов в фотосфере примерно такая же, как в земнойстратосфере, и сотни раз меньше, чем у поверхности Земли. Температурафотосферы уменьшается от 8000 К на глубине 300 км до 4000 К в самыхверхних слоях. Температура же того среднего слоя, излучение которого мывоспринимаем, около 6000 К. При таких условиях почти все молекулы газа распадаются на отдельныеатомы. Лишь в самых верхних слоях фотосферы сохраняются относительнонемного простейших молекул и радикалов типа H2, OH, CH. Особую роль в солнечной атмосфере играет не встречающийся в земнойприроде отрицательный ион водорода, который представляет собой протон сдвумя электронами. Это необычное соединение возникает в тонком, внешнем,наиболее “холодном” слое фотосферы при “налипании” на нейтральные атомыводорода отрицательно заряженных свободных электронов, которые поставляютсялегко ионизуемыми атомами кальция, натрия, магния, железа и другихметаллов. При возникновении отрицательные ионы водорода излучают большуючасть видимого света. Этот же свет ионы жадно поглощают, из-за чегонепрозрачность атмосферы с глубиной быстро растёт. Потому видимый крайСолнца и кажется нам очень резким. Почти все наши знания о Солнца основаны на изучении его спектра –узенькой разноцветной полоски, имеющей ту же природу, что и радуга.Впервые, поставив призму на пути солнечного луча, такую полоску получилНьютон и воскликнул: “Спектрум!” (латинское Spectrum – “видение”). Позже вспектре Солнца заметили тёмные линии и сочли их границами цветов. В 1815году немецкий физик Йозеф Фраунгофер дал первое подробное описание такихлиний в солнечном спектре, и их стали называть его именем. Оказалось, чтофраунгоферовы линии соответствуют узким участкам спектра, которые сильнопоглощаются атомами различных веществ. В телескоп с большим увеличением можно наблюдать тонкие деталифотосферы: вся она кажется усыпанной мелкими яркими зёрнышками – гранулами,разделёнными сетью узких тёмных дорожек. Грануляция является результатомперемешивания всплывающих более тёплых потоков газа и опускающихся болеехолодных. Разность температур между ними в наружных слоях сравнительно невелика(200-300 К), но глубже, в конвективной зоне, она больше, и перемешиваниепроисходит значительно интенсивнее. Конвекция во внешних слоях Солнцаиграет огромную роль, определяя общую структуру атмосферы. В конечном счётеименно конвекция в результате сложного взаимодействия с солнечнымимагнитными полями является причиной всех многообразных проявлений солнечнойактивности. Магнитные поля участвуют во всех процессах на Солнце. Временами внебольшой области солнечной атмосферы возникают концентрированныемагнитные поля, в несколько тысяч раз более сильные, чем на Земле.Ионизованная плазма – хороший проводник, она не может перемещаться поперёклинии магнитной индукции сильного магнитного поля. Поэтому в таких местахперемешивание и подъём горячих газов снизу тормозится, и возникает тёмнаяобласть – солнечное пятно. На фоне ослепительной фотосферы оно кажетсясовсем чёрным, хотя в действительности яркость его слабее только в раздесять. С течением времени величина и форма пятен сильно меняются. Возникнув ввиде едва заметной – поры, пятно постепенно увеличивает свои размеры донескольких десятков тысяч километров. Крупные пятна, как правило, состоятиз тёмной части (ядра) и менее тёмной – полутени, структура которой придаётпятну вид вихря. Пятна бывают окружены более яркими участками фотосферы,называемыми факелами или факельными полями. Фотосфера постепенно переходит в более разреженные слои солнечнойатмосферы – хромосферу и корону. Хромосфера Хромосфера (греческое “сфера цвета”) названа так за свою красновато-фиолетовую окраску. Она видна во время полных солнечных затмений какклочковатое яркое кольцо вокруг чёрного диска Луны, только что затмившегоСолнце. Хромосфера весьма неоднородна и состоит в основном изпродолговатых вытянутых язычков (спикул), придающих её вид горящей травы.Температура этих хромосферных струй в два-три раза выше, чем в фотосфере, аплотность в сотни тысяч раз меньше. Общая протяженность хромосферы 10-15тысяч километров. Рост температуры в хромосфере объясняется распространением волн имагнитных полей, проникающих в неё из конвективной зоны. Веществонагревается примерно так же, как если бы это происходило в гигантскоймикроволновой печи. Скорости тепловых движений частиц возрастают, учащаютсястолкновения между ними, и атомы теряют свои внешние электроны: веществостановится горячей ионизованной плазмой. Эти же физические процессыподдерживают и необычайно высокую температуру самых внешних слоёв солнечнойатмосферы, которые расположены выше хромосферы. Часто во время затмений (а при помощи специальных спектральных приборов– и не дожидаясь затмений) над поверхностью Солнца можно наблюдатьпричудливой формы “фонтаны”, “облака”, “воронки”, “кусты”, “арки” и прочиеярко светящиеся образования из хромосферного вещества. Они бываютнеподвижными или медленно изменяющимися, окруженные плавными изогнутымиструями, которые втекают в хромосферу или вытекают из неё, поднимаясь надесятки и сотни тысяч километров. Это самые грандиозные образованиясолнечной атмосферы – протуберанцы. При наблюдении в красной спектральнойлинии, излучаемой атомами водорода, они кажутся на фоне солнечного тёмными,длинными и изогнутыми волокнами. Протуберанцы имеют примерно ту же плотность и температуру, что ихромосфера. Но они находятся над ней и окружены более высокими, сильноразреженными верхними слоями солнечной атмосферы. Протуберанцы не падают вхромосферу потому, что их вещество поддерживается магнитными полямиактивных областей Солнца. Впервые спектр протуберанца вне затмения наблюдали французский астрономПьер Жансен и его английский коллега Джозеф Локьер в 1868 году. Щельспектроскопа располагают так, чтобы она пересекала край Солнца, и есливблизи него находится протуберанец, то можно заметить спектр его излучения.Направляя щель на различные участки протуберанца или хромосферы, можноизучить их по частям. Спектр протуберанца, как и хромосферы, состоит изярких линий, главным образом водорода, гелия и кальция. Линии излучениядругих химических элементов тоже присутствуют, но они намного слабее. Некоторые протуберанцы, пробыв долгое время без заметных изменений,внезапно как бы взрываются, и вещество их со скоростью в сотни километров всекунду выбрасывается в межпланетное пространство. Вид хромосферы такжечасто меняется, что указывает на непрерывное движение составляющих еёгазов. Иногда нечто похожее на взрывы происходит в очень небольших по размеруобластях атмосферы Солнца. Это так называемые хромосферные вспышки. Онидлятся обычно несколько десятков минут. Во время вспышек в спектральныхлиниях водорода, гелия, ионизованного кальция и некоторых других элементовсвечения отдельного участка хромосферы внезапно увеличивается в десяткираз. Особенно сильно возрастает ультрафиолетовое и рентгеновское излучение:порой его мощность в несколько раз превышает общую мощность излученияСолнца в этой коротковолновой области спектра до вспышки. Пятна, факелы, протуберанцы, хромосферные вспышки – всё это проявлениесолнечной активности. С повышением активности число этих образований наСолнце становится больше. Корона В отличие от фотосферы и хромосферы самая внешняя часть атмосферыСолнца – корона – обладает огромной протяженностью: она простирается намиллионы километров, что соответствует нескольким солнечным радиусам, а еёслабое продолжение уходит ещё дальше. Плотность вещества в солнечной короне убывает с высотой значительномедленно, чем плотность воздуха в земной атмосфере. Уменьшение плотностивоздуха при подъёме вверх определяется притяжением Земли. На поверхностиСолнца сила тяжести значительно больше, и, казалось бы, его атмосфера недолжна 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 вкороне, 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 нетолько отдельные детали, но даже общий вид короны. Глаз наблюдателя едвалишь начинает привыкать к внезапно наступившим сумеркам, а появившийся из-за края Луны яркий луч Солнца уже возвещает о конце затмения. Потому частозарисовки короны, выполненные опытными наблюдателями во время одного итого же затмения, сильно различались. Не удавалось даже точно определить еёцвет. Изобретение фотографии дало астрономам объективный и документальныйметод исследования. Однако получить хороший снимок короны тоже нелегко.Дело в том, что ближайшая к Солнцу её часть, так называется внутренняякорона, сравнительно яркая в то время как далеко протирающаяся внешняякорона представляется очень бледным сиянием. Поэтому если на фотографияххорошо видна внешняя корона, то внутренняя оказывается передержанной, а наснимках, где просматриваются детали внутренней короны, внешняя совершеннонезаметна. Чтобы преодолеть эту трудность, во время затмения обычностараются получить сразу несколько снимков короны – с большими и маленькимивыдержками. Или же корону фотографируют, помещая перед фотопластинойспециальный “радиальный” фильтр, ослабляющий кольцевые зоны яркихвнутренних частей короны. На таких снимках её структуру можно проследитьдо расстояний во много солнечных радиусов. При наблюдении с поверхности Земли Солнечная корона, простирающаяся надвидимой поверхностью Солнца - фотосферой - выглядит как с трудом различимоеразреженное бледное образование, которое, однако, согласно измерениям всотни раз горячее самой фотосферы. В чем источник ее нагрева? Астрономы сдавних пор считали причиной высокой температуры короны магнитные поля,которые поднимают чудовищных размеров петли солнечной плазмы надфотосферой. Однако новые невероятно подробные наблюдения корональныхпетель, сделанные на спутнике TRACE, указывают на иной источник энергиинеизвестной природы. Этот и другие снимки, сделенные на спутнике TRACE вдиапазоне вакуумного ультрафиолета, свидетельствуют о том, что процесснагрева происходит в нижней части короны вблизи основания петель там, гдеони соединяются с поверхностью Солнца. Новые результаты опровергаютобщепринятую теорию, предполагающей равномерный нагрев петель. На этомфантастическом изображении со спутника TRACE видны пучки величественныхгорячих корональных петель своими размерами в 30 и более раз превышающихдиаметр Земли. Уже первые удачные фотографии позволили обнаружить в короне большоеколичество деталей: корональные лучи, всевозможные “дуги”, “шлемы” и другиесложные образования, чётко связанные с активными областями. Главной особенностью короны является лучистая структура. Корональныелучи 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 этосвязано с 11-летним циклом солнечной активности. С 11-летним периодом меняется как общая яркость, так и форма солнечнойкороны. В эпоху максимума солнечных пятен она имеет сравнительно округлуюформу. Прямые и направленные вдоль радиуса Солнца лучи короны наблюдаютсякак у солнечного экватора, так и в полярных областях. Когда же пятен мало,корональные лучи образуются лишь в экваториальных и средних широтах. Формакороны становиться вытянутой. У полюсов появляются характерные короткиелучи, так называемые полярные щёточки. При этом общая яркость короныуменьшается. Эта интересная особенность короны, по-видимому, связана спостепенным перемещением в течение 11-летнего цикла зоны преимущественногообразования пятен. После минимума пятна начинают возникать по обе стороныот экватора на широтах 30 – 400. Затем зона пятнообразования постепенноопускается к экватору. Тщательные исследования позволили установить, что между структуройкороны и отдельными образованиями в атмосфере Солнца существуетопределённая связь. Например, над пятнами и факелами обычно наблюдаютсяяркие и прямые корональные лучи. В их сторону изгибаются соседние лучи. Восновании корональных лучей яркость хромосферы увеличивается. Такую еёобласть называют обычно возбуждённой. Она горячее и плотнее соседних,невозбуждённых областей. Над пятнами в короне наблюдаются яркие сложныеобразования. Протуберанцы также часто бывают окружены оболочками изкорональной материи. Корона оказалась уникальной естественной лабораторией, в которой можнонаблюдать вещество в самых необычных и недостижимых на Земле условиях. На рубеже XIX – XX столетий, когда физика плазмы фактически ещё несуществовала, наблюдаемые особенности короны представлялись необъяснимойзагадкой. Так, по цвету корона удивительно похожа на Солнце, как будто егосвет отражается зеркалом. При этом, однако, во внутренней короне совсемисчезают характерные для солнечного спектра фраунгоферовы линии. Они вновьпоявляются далеко от края Солнца, во внешней короне, но уже очень слабо.Кроме того, свет короны поляризован: плоскости, в которых колеблютсясветовые волны, располагаются (почти до 50%), а затем уменьшаются. Наконец,в спектре короны появляются яркие эмиссионные линии, которые почти досередины XX века не удавалось отождествить ни с одним из известныххимических элементов. Оказалось, что главная причина всех этих особенностей короны – высокаятемпература сильно разреженного газа. При температуре свыше 1 миллионаградусов средние скорости атомов водорода превышают 100[pic], а у свободныхэлектронов они ещё раз в 40 больше. При таких скоростях, несмотря насильную разреженность вещества (всего 100 миллионов частиц в 1 см3, что в100 миллиардов раз разреженнее воздуха на Земле), сравнительно частыстолкновения атомов, особенно с электронами. Силы электронных ударов таквелики, что атомы лёгких элементов практически полностью всех своихэлектронов и от них остаются лишь “голые” атомные ядра. Более тяжелыеэлементы сохраняют самые глубокие электронные оболочки, переходя всостояние высокой степени ионизации. Итак, корональный газ – это высокоионизованная плазма; она состоит измножества положительно заряженных ионов всевозможных химических элементов ичуть большего количества свободных электронов, возникших при ионизацииатомов водорода (по одному электрону), гелия (по два электрона) и болеетяжёлых атомов. Поскольку в таком газе основную роль играют подвижныеэлектроны, его часто называют электронным газом, хотя при этомподразумевается наличие такого количества положительных ионов, котороеполностью обеспечивало бы нейтральность плазмы в целом. Белый цвет короны объясняется рассеянием обычного солнечного света насвободных электронах. Они не вкладывают своей энергии при рассеянии:колеблясь в такт световой волны, они лишь изменяют направлениерассеиваемого света, при этом поляризуя его. Таинственные яркие линии вспектре порождены необычным излучением высокоионизованных атомов железа,аргона, никеля, кальция и других элементов, возникающим только в условияхсильного разрежения. Наконец, линии поглощения во внешней короне вызванырассеянием на пылевых частицах, которые постоянно присутствуют вмежзвёздной среде. А отсутствие линии во внутренней короне связано с тем,что при рассеянии на очень быстро движущихся электронах все квантыиспытывают столь значительные изменения частот, что даже сильныефраунгоферовы линии солнечного спектра полностью “замываются”. Итак, корона Солнца – самая внешняя часть его атмосферы, самаяразреженная и самая горячая. Добавим, что она и самая близкая к нам:оказывается, она простирается далеко от Солнца в виде постоянно движущиесяот него потока плазмы – солнечного ветра. Вблизи Земли его скоростьсоставляет в среднем 400-500[pic], а порой достигает почти 1000[pic].Распространяясь далеко за пределы орбит Юпитера и Сатурна, солнечный ветеробразует гигантскую гелиосферу, граничащую с ещё более разреженноймежзвёздной средой. Фактически мы живём окружённые солнечной короной, хотя и защищённые отеё проникающей радиации надёжным барьером в виде земного магнитного поля.Через корону солнечная активность влияет на многие процессы, происходящиена Земле (геофизические явления). Как Солнце влияет на Землю Солнце освещает и согревает нашу планету, без этого была бы невозможнажизнь на ней не только человека, но даже микроорганизмов. Солнце – главный(хотя и не единственный) двигатель происходящих на Земле процессов. Но нетолько тепло и свет получает Земля от Солнца. Различные виды солнечногоизлучения 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 Землидостигают также заряжённые частицы разных энергий – как высоких (солнечныекосмические лучи), так и низких и средних (потоки солнечного ветра, выбросыот вспышек). Наконец, Солнце испускает мощный поток элементарных частиц –нейтрино. Однако воздействие последних на земные процессы пренебрежимомало: для этих частиц земной шар прозрачен, и они свободно сквозь негопролетают. Только очень малая часть заряженных частиц из межпланетногопространства попадает в атмосферу Земли (остальные отклоняет илизадерживает геомагнитное поле). Но их энергии достаточно для того чтобывызвать полярные сияния и возмущения магнитного поля нашей планеты. Энергия солнечного света Электромагнитное излучение подвергается строгому отбору в земнойатмосфере. Она прозрачна только для видимого света и ближнихультрафиолетового и инфракрасного излучений, а также для радиоволн всравнительно узком диапазоне (от сантиметровых до метровых). Всё остальноеизлучение либо отражается, либо поглощается атмосферой, нагревая и ионизуяеё верхние слои. Поглощение рентгеновских и жёстких ультрафиолетовых лучей начинается навысотах 300-350 километров; на этих же высотах отражаются наиболее длинныерадиоволны, приходящие из космоса. При сильных всплесках солнечного отхромосферных вспышек рентгеновские кванты проникают до высот 80 – 100километров от поверхности Земли, ионизуют атмосферу и вызывают нарушениесвязи на коротких волнах. Мягкое (длинноволновое) ультрафиолетовое излучение способно проникатьещё глубже, оно поглощается на высоте 30 – 35 километров. Здесьультрафиолетовые кванты разбивают на атомы (диссоциируют) молекулыкислорода (02) с последующим образованием озона (03).Тем самым создаётся непрозрачный для ультрафиолета “озоновый экран”, предохраняющий жизнь наЗемле от гибельных лучей. Не поглотившаяся часть наиболее длинноволновогоультрафиолетового излучения доходит до земной поверхности. Именно эти лучивызывают у людей загар и даже ожоги кожи при длительном пребывании насолнце. Излучение в видимом диапазоне поглощается слабо. Однако онорассеивается атмосферой даже в отсутствие облаков, и часть его возвращаетсяв межпланетное пространство. Облака, состоящие из капелек воды и твёрдыхчастиц, значительно усиливают отражение солнечного излучения. В результатедо поверхности планеты доходит в среднем около половины падающего награницу земной атмосферы света. Количество солнечной энергии, приходящийся на поверхность площадью 1м2, развёрнутую перпендикулярно солнечным лучам на границе земнойатмосферы, называется солнечной постоянной. Измерить её с Земли оченьтрудно, и потому значения, найденные до начала космических исследований,были весьма приблизительными. Небольшие колебания (если они реальносуществовали) заведомо “тонули” в неточности измерений. Лишь выполнениеспециальной космической программы по определению солнечной постояннойпозволило найти её надёжное значение. По последним данным, оно составляет1370 [pic] с точностью до 0,5 %. Колебаний, превышающих 0,2 % за времяизмерений не выявлено. На Земле излучение поглощается сушей и океанами. Нагретая земнаяповерхность в свою очередь излучает в длинноволновой инфракрасной области.Для такого излучения азот и кислород атмосферы прозрачны. Зато оно жаднопоглощается водяным паром и углекислым газом. Благодаря этим малымсоставляющим воздушная оболочка удерживает тепло. В этом и заключаетсяпарниковый эффект атмосферы. Между приходом солнечной энергии на Землю и еёпотерями на планете в общем существует равновесие: сколько поступает,столько и расходуется. В противном случае температура земной поверхностивместе 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 пришёлк выводу, что, поскольку газ в солнечной короне имеет высокую температуру,которая сохраняется с удалением от Солнца, он должен непрерывнорасширяться, заполняя Солнечную систему. Результаты, полученные с помощьюсоветских и американских космических аппаратов, подтвердили правильностьтеории Паркера. В межпланетном пространстве действительно мчится направленный от Солнцапоток вещества, получивший название солнечный ветер. От представляет собойпродолжение расширяющейся солнечной короны; составляют его в основном ядраатомов водорода (протоны) и гелия (альфа-частицы), а также электроны.Частицы солнечного ветра летят со скоростями, составляющими несколько соткилометров в секунду, удаляясь от Солнца на многие десятки астрономическихединиц – туда, где межпланетная среда Солнечной системы переходит вразреженный межзвёздный газ. А вместе с ветром в межпланетное пространствопереносятся и солнечные магнитные поля. Общее магнитное поле Солнца по форме линий магнитной индукции немногонапоминает земное. Но силовые линии земного поля близ экватора замкнуты ине пропускают направленные к Земле заряженные частицы. Силовые линиисолнечного поля, напротив, в экваториальной области разомкнуты ивытягиваются 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 всторону от Солнца. Встречая на своём пути Землю, солнечный ветер сильнодеформирует её магнитосферу, в результате чего наша планета обладаетдлинным магнитным “хвостом”, также направленным от Солнца. Магнитное полеЗемли чутко отзывается на обдувающие её потоки солнечного вещества. Бомбардировка энергичными частицами Помимо непрерывно “дующего” солнечного ветра наше светило служитисточником энергичных заряженных частиц (в основном протонов, ядер атомовгелия и электронов) с энергией 106 – 109 электронвольт (ЭВ). Их называютсолнечными космическими лучами. Расстояние от Солнца до Земли – 150миллионов километров – наиболее энергичные их этих частиц покрывают всегоза 10 – 15 минут. Основным источником солнечных космических лучей являютсяхромосферные вспышки. По современным представлениям, вспышка – это внезапное выделениеэнергии, накопленной в магнитном поле активной зоны. На определённой высотенад поверхностью Солнца возникает область, где магнитное поле на небольшомпротяжении резко меняется по величине и направлению. В какой-то моментсиловые линии поля внезапно “пересоединяются”, конфигурация его резкоменяется, что сопровождается ускорением заряженных частиц до высокойэнергии, нагревом вещества и появлением жёсткого электромагнитногоизлучения. При этом происходит выброс частиц высокой энергии в межпланетноепространство 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, ноза это время выделяется энергия, которая иногда достигает 1025 Дж. Примернотакое же количество тепла приходит от Солнца на всю поверхность нашейпланеты за целый год. Потоки жёсткого рентгеновского излучения и солнечных космических лучей,рождающиеся при вспышках, оказывает сильное влияние на физические процессыв верхней атмосфере Земли и околоземном пространстве. Если не принятьспециальных мер, могут выйти из строя сложные космические приборы исолнечные батареи. Появляется даже серьёзная опасность облучениякосмонавтов, находящихся на орбите. Поэтому в разных странах проводятсяработы по научному предсказанию солнечных вспышек на основании измеренийсолнечных магнитных полей. Как и рентгеновское излучение, солнечные космические лучи не доходят доповерхности Земли, но могут ионизовать верхние слои её атмосферы, чтосказывается на устойчивости радиосвязи между отдалёнными пунктами. Нодействие частиц этим не ограничивается. Быстрые частицы вызывают сильныетоки в земной атмосфере, приводят к возмущению магнитного поля нашейпланеты и даже влияют на циркуляцию воздуха в атмосфере. Наиболее ярким и впечатляющим проявлением бомбардировки атмосферысолнечными частицами являются полярные сияния. Это свечение в верхних слояхатмосферы, имеющее либо размытые (диффузные) формы, либо вид корон илизанавесей (драпри), состоящих из многочисленных отдельных лучей. Сиянияобычно бывают красного или зелёного цвета: именно так светятся основныесоставляющие атмосферы – кислород и азот – при облучении их энергичнымичастицами. Зрелище бесшумно возникающих красных и зелёных полос и лучей,беззвучная игра цветов, медленное или почти мгновенное угасаниеколеблющихся “занавесей” оставляют незабываемое впечатление. Подобныеявления лучше всего видны вдоль овала полярных сияний, расположенного между100 и 200 широты от магнитных полюсов. В период максимумов солнечнойактивности в Северном полушарии овал смещается к югу, и сияния можнонаблюдать в более низких широтах. Частота и интенсивность полярных сияний достаточно чётко следуютсолнечному циклу: в максимуме солнечной активности редкий день обходитсябез сияний, а в минимуме они могут отсутствовать месяцами. Наличие илиотсутствие полярных сияний, таким образом, служит неплохим показателемактивности Солнца. И это позволяет проследить солнечные циклы в прошлом, запределами того исторического периода, когда проводились систематическиенаблюдения солнечных пятен. Циклы солнечной активности Число пятен на диске Солнца не является постоянным, оно меняется какдень ото дня, так и в течение более длительных промежутков времени.Немецкий астроном-любитель Генрих Швабе, который 17 лет вёл систематическиенаблюдения солнечных пятен, заметил: их количество убывает от максимума кминимуму, а затем увеличивается до максимального значения за период около10 лет. При этом в максимуме на солнечном диске можно видеть 100 и болеепятен, тогда как в минимуме – всего несколько, а иногда в течение целыхнедель не наблюдается ни одного. Сообщение о своём открытии Швабеопубликовал в 1843 году. Швейцарский астроном Рудольф Вольф уточнил, что средний периодизменения числа пятен составляет не 10, а 11 лет. Он же предложил дляколичественной оценки активности Солнца использовать условную величину,называемую с тех пор числом Вольфа. Оно определяется как сумма общегоколичества 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 ипопулярных книгах по астрономии. Однако Солнце любит поступать по-своему.Так, за последние 50 лет промежуток между максимумами составлял в среднем10, 4 года. Вообще же за время регулярных наблюдений Солнца указанныйпериод менялся от 7 до 17 лет. И это ёщё не всё. Проанализировав наблюденияпятен с начала телескопических исследований, английский астроном УолтерМаундер в 1893 году пришёл к выводу, что с 1645 по 1715 года на Солнцевообще не было пятен! Это заключение подтвердилось в последующих работах;мало того, выяснилось, что подобные “отпуска” Солнце брало и в болеедалёком прошлом. Кстати, именно на “маундеровский минимум” пришёлся периодсамых 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 правиловыполняется для всех групп пятен в одном полушарии Солнца. В другомполушарии картина обратная: ведущие пятна в группах будут иметь южнуюполярность, а замыкающие – северную. Но ,оказывается, при появлении пятеннового поколения (следующего цикла) полярность ведущих пятен меняется напротивоположную. Лишь в циклах через один ведущие пятна обретают прежнююполярность. Так что “истинный” солнечный цикл с возвращением прежнеймагнитной полярности ведущих пятен в действительности охватывает не 11, а22 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 периодколебания, высокие – меньший. Период часто заменяют обратной величиной –частотой, измеряемых в герцах (Гц); 1 Гц соответствует одному колебанию всекунду. Существует ещё две характеристики звука: длина волны и скоростьраспространения.Сейсмологи имеют дело со звуками частотой от одной сотой до несколькихгерц. Изучая колебания земной коры (осцилляции), можно многое узнать освойствах пород, слагающих Землю. Большая часть сведений о её внутреннемстроении получена именно таким путём.Сейсмологические исследования основываются на том, что скорость и затуханиезвука зависит от свойств среды. В частности, в твёрдых телах и жидкостяхзвук распространяется лучше, чем в газах (воздухе). Скоростьраспространения звука в разных телах зависти также от частоты звука. Всемэтим 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-протоннаяядерная реакцияКрасный шарик – протон,Синий шарик – нейтрон,H –ядро водородаD – ядро дейтерияHe3 He4 – ядра изотопов гелия,е+ - позитрон,v – нейтрино,( - квант излучения Корональные петли Ночное небо октября




Нажми чтобы узнать.

Похожие:

Солнце iconКак солнце влияет на землю
Солнце — главный (хотя и не единственный) двигатель происходящих на Земле процессов. Но не только тепло и свет получает Земля от...
Солнце iconДегтярева Л. В
Педагогическая деятельность учителя подобна природным явлениям. Солнце скрылось за тучи- навеяло грустью. Темная туча разразится...
Солнце iconТема : Дыхание и питание растений. Солнце, растения и мы с вами
Цели: Рассмотреть взаимосвязь между живой и неживой природой (солнце, растение и человек); расширить знания о дыхании и питании растений,...
Солнце iconКакие проблемы возникают при фотосъемке на ярком солнце?
Думаю, многие из вас знают, что полдень и яркое солнце – не самые лучшие условия для фотосъемки. Тем не менее, бывают ситуации, когда...
Солнце iconСолнце и его влияние на Землю
Самый простой способ рассматривать Солнце – спроецировать его изображение на белый экран. При помощи даже маленького любительского...
Солнце iconПлан-конспект урока Предмет: география Класс : 9а класс. Дата: 13. 04. 2011 г. Тема: Элементарная астрономия. Краткие сведения о Земле, Луне, Солнце
Формирование понятий о Земле, Луне, Солнце посредством актуализации, имеющихся представлений и формирования новых
Солнце iconПочему именно Почему именно
Блин кругл, как настоящее щедрое солнце. Блин красен и горяч, как горячее всепрогревающее солнце
Солнце iconПримеры проектов учащихся. Первая группа: «Краеведов-исследователей»
Поэтому на все предметы наносили орнамент, в котором обязательным элементом было солнце. Солнцу посвящалось и устное слово. Например,...
Солнце iconС обучающимися 3-4 классов на тему: «Как найти друга» педагога-психолога Усть-Нерской основной общеобразовательной школы с коррекционными классами Паскал Виктории Викторовны
Но если солнце опустится к тебе в ладони, ты и в самой кро­мешной мгле найдешь правильную дорогу. Бережно и осторожно человек несет...
Солнце iconСотвори солнце в себе
Направим лучик, который несёт мир. Звёздочка опять увеличилась. Направляем лучик с добром, здоровьем, теплом, светом, нежностью....
Солнце iconПрипев: Ласково жмурится Солнце золотое, Весело плещется Синяя вода. Ласково жмурится Солнце золотое, Весело плещется Синяя вода. Стебелёк дрожит, Надо мной жук жужжит, Комариный писк Слышится слегка. Припев

Разместите кнопку на своём сайте:
Документы


База данных защищена авторским правом ©rushkolnik.ru 2000-2015
При копировании материала обязательно указание активной ссылки открытой для индексации.
обратиться к администрации
Документы