Предыдущая страница реферата | 1  2  3  4  5  6  7 | Следующая страница реферата

Факелы

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 площадок 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 зависит от длины волны,  на которой проводятся наблюдения. Температура факелов 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  продолжительность их  существования  -  15 суток,  но может достигать почти трёх месяцев.

ХРОМОСФЕРА

Выше фотосферы  расположен  слой атмосферы Солнца,  называемый хромосферой. 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 наблюдать и спектр хромосферы. На краю диска Солнца хромосфера представляется наблюдателю как неровная полоска,  из которой выступают отдельные зубчики -  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 наблюдении в монохроматическом свете на диске Солнца видна яркая хромосферная сетка,  состоящая из отдельных узелков - мелких диаметром до 1000 км и крупных диаметром от 2000 до 8000 км.  Крупные узелки представляют собой скопления мелких.  Размеры ячеек сетки 30 - 40 тысяч километров. Полагают, что спикулы образуются на границах ячеек хромосферной сетки. Плотность в  хромосфере  падает  с  увеличением расстояния от центра Солнца. Число атомов в одном куб. сантиметре изменяется от 10515 0вблизи фотосферы до 1059 в верхней части хромосферы. Исследование спектров хромосферы привело к выводу,  что в слое,  где происходит переход от фотосферы к  хромосфере, 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 15•1053 м/сек.  В хромосфере факелы в активных областях видны как светлые образования, называемые обычно  флоккулами.  В красной линии спектра водорода хорошо видны тёмные образования, называемые волокнами. На краю диска Солнца волокна выступают за диск и наблюдаются на фоне неба как яркие протуберанцы.  Наиболее часто волокна и протуберанцы встречаются в четырёх расположенных  симметрично  относительно солнечного экватора зонах: полярных зонах севернее +40° и южнее -40° гелиографической широты и низкоширотных зонах около √(30°)  в  начале  цикла солнечной активности и √(17°) в конце цикла. Волокна и протуберанцы низкоширотных 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 исследованиям А. Б. Северного,  все протуберанцы по характеру движения можно  разбить на 3 группы: электромагнитные, в которых движения происходят по упорядоченным искривлённым траекториям - силовым линиям магнитного поля; хаотические, в  которых  преобладают  неупорядоченные  турбулентные  движения (скорости порядка 10 км/сек);  эруптивные,  в которых вещество  первоначального спокойного протуберанца с хаотическими движениями внезапно выбрасывается 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 протуберанцах тесно связаны с магнитным полем в хромосфере и солнечной короне.

    

солнечная корона

Солнечная корона – самая внешняя и наиболее разрежённая часть  солнечной атмосферы, простирающаяся на несколько (более 10) солнечных радиусов. 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: шлемы, опахала,  корональные лучи и полярные щёточки. После изобретения коронографа солнечную корону стали наблюдать и вне  затмений. Общая форма короны меняется с фазой цикла солнечной активности:  в годы минимума корона сильно вытянута вдоль экватора,  в годы максимума она почти сферична. В  белом  свете поверхностная яркость солнечной короны в миллион раз меньше яркости центра диска Солнца. Ее свечение образуется в основном в результате рассеяния   фотосферного  излучения  свободными  электронами. Практически все атомы в короне ионизированы.  Концентрация ионов и  свободных электронов у основания короны составляет 1059 частиц в 1 см. Нагрев короны осуществляется аналогично нагреву хромосферы.  Наибольшее выделение энергии  происходит в нижней части короны,  но благодаря высокой теплопроводности корона почти изотермична - температура понижается наружу очень медленно. Отток энергии в короне происходит несколькими путями.

     В нижней части короны основную роль играет перенос энергии вниз благодаря 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 1056 К.  В активных слоях короны температура выше - до 1057 К. Над активными областями могут образовываться так  называемые  корональные конденсации,  в которых концентрация 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 ультрафиолетовой области.  В солнечной короне генерируется радиоизлучение Солнца в метровом диапазоне и рентгеновское  излучение,  усиливающееся  во  много раз в активных областях. Как показали рассчёты,  солнечная корона не находится  в  равновесии с межпланетной средой. Из короны в межпланетное пространство распространяются потоки частиц,  образующие солнечный ветер. Между хромосферой 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 теплопроводности. Переходный слой является источником большей части ультрафиалетового 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 нескольких часов. Они называются солнечными вспышками (прежнее название - хромосферные 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 элементов, нейтральных и ионизированных.  Температура тех  слоёв  солнечной атмосферы, которые  дают  свечение в хромосферных  линиях (1-2)х1054 К, в более высоких слоях - до 1057 К.  Плотность частиц во  вспышке  достигает 10513-10514 в одном кубическом сантиметре. Площадь солнечных вспышек может достигать 10515 м.  Обычно солнечные вспышки  происходят  вблизи  быстро развивающихся групп солнечных пятен с магнитным полем сложной конфигурации. Они сопровождаются активизацией волокон и флоккулов,  а также  выбросами вещества.  При  вспышке выделяется большое количество энергии (до 10521- 10525 джоулей). Предполагается, что энергия солнечной вспышки первоначально запасается в магнитном поле, а затем быстро высвобождается, что приводит к локальному нагреву и ускорению протонов и электронов, вызывающих дальнейший разогрев газа, его свечение в различных участках спектра электромагнитного излучения, образование ударной волны. Солнечные вспышки дают значительное увеличение ультрафиалетового излучения Солнца, сопровождаются всплесками рентгеновского излучения (иногда весьма мощными), всплесками радиоизлучения,  выбросом карпускул высоких энергий вплоть до 10510 эв. Иногда наблюдаются всплески рентгеновского излучения и без усиления свечения в хромосфере. Некоторые вспышки (они называются протонными) сопровождаются особенно сильными потоками энергичных частиц - космическими 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  периодом около 11 лет. Существуют также слабые колебания величины максимумов 11-летнего цикла с периодом около 90 лет.  На Земле  11-летний  цикл прослеживается на  целом ряде явлений органической и неорганической природы (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 оказывают также воздействие отдельные активные области на Солнце и происходящие в них кратковременные,  но иногда очень мощные вспышки.  Время существования отдельной магнитной области на Солнце может достигать одного года. Вызываемые этой областью возмущения в магнитосфере и  верхней  атмосфере Земли повторяются через 27 суток (с наблюдаемым с Земли периодом вращения Солнца). Наиболее мощные проявления солнечной активности - солнечные (хромосферные) вспышки происходят нерегулярно (чаще вблизи периодов максимальной активности),  длительность их  составляет  5-40  минут, редко несколько часов. Энергия хромосферной вспышки может достигать 10525 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, а иногда солнечные космические лучи могут дать заметный вклад в  рентгеновское 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 указанных диапазонов практически всё излучение  обусловлено  активными  областями. Жёсткое  рентгеновское  излучение  с длиной волны меньше 0,2 нм появляется в спектре Солнца всего лишь на короткое время после вспышек.

В ультрафиолетовом  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 3,6•10526ватт.

Постоянство энергии, получаемой Землёй от Солнца, обеспечивает стационарность теплового баланса Земли. Солнечная активность существенно не сказывается не энергетике Земли как планеты, но отдельные компоненты излучения хромосферных  вспышек  могут  оказывать  значительное влияние на многие физические, биофизические и биохимические процессы на Земле.

     Активные области являются мощным источником корпускулярного излучения. Частицы с энергиями около 1 кэв (в основном протоны), распространяющиеся вдоль силовых линий межпланетного магнитного поля из активных областей усиливают солнечный ветер. Эти усиления (порывы) солнечного ветра повторяются через 27 дней и называются рекуррентными.  Аналогичные потоки, но ещё большей энергии и плотности,  возникают при вспышках. Они вызывают так называемые спорадические возмущения солнечного ветра и достигают Земли за интервалы времени от 8 часов до двух суток.  Протоны высокой 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 магнитного поля и двигались вместе с солнечным ветром.  Коротковолновое излучение и солнечные космические лучи (в высоких широтах) ионизируют земную атмосферу,  что приводит к колебаниям её прозрачности в ультрафиолетовом и инфракрасном диапазонах,  а также к изменениям условий распространения коротких  радиоволн (в ряде случаев наблюдаются нарушения коротковолновой 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 магнитосферы, пополнению частицами высоких энергий радиационных поясов Земли и т.д. Эти процессы сопровождаются колебаниями напряжённости геомагнитного поля (магнитной бурей), полярными сияниями и другими геофизическими явлениями, отражающими  общее  возмущение  магнитного поля Земли.  Воздействие 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 главными  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 землетрясениями,  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  горизонтальной или башенной установки телескопа при помощи одного или двух движущихся зеркал. Создан специальный тип солнечного телескопа - внезатменный коронограф. Внутри коронографа осуществляется затемнение Солнца специальным непрозрачным экраном.  В коронографе во много  раз  уменьшается количество рассеянного света,  поэтому можно наблюдать вне затмения самые внешние слои атмосферы Солнца.  Солнечные телескопы часто снабжаются узкополосными 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 телескопы  снабжаются мощными спектрографами с фотографической или фотоэлектрической фиксацией спектров.  Спектрограф может иметь также магнитограф  - прибор  для  исследования зеемановского расщепления и поляризации спектральных линий и определения величины и направления  магнитного  поля  на Солнце.  Необходимость устранить замывающее действие земной атмосферы, а также исследования излучения Солнца в ультрафиолетовой,  инфракрасной  и некоторых других областях спектра, которые поглощаются в атмосфере Земли, привели к созданию орбитальных обсерваторий за пределами атмосферы, позволяющих  получать спектры Солнца и отдельных образований на его поверхности вне земной атмосферы.

ПУТЬ СОЛНЦА СРЕДИ ЗВЕЗД

Суточный путь Солнца

Каждый день, поднимаясь из-за горизонта в восточной стороне неба, Солнце проходит по небу и вновь скрывается на западе. Для жителей Северного полушария это движение происходит слева направо, для южан ­– справа налево. В полдень Солнце достигает наибольшей высоты, или, как говорят астрономы, кульминирует. Полдень – это верхняя кульминация, а бывает еще и нижняя – в полночь. В наших средних широтах нижняя кульминация Солнца не видна, так как она происходит под горизонтом. А вот за Полярным кругом, где Солнце летом иногда не заходит, можно наблюдать и верхнюю, и нижнюю кульминации.

На географическом полюсе суточный путь Солнца практически параллелен горизонту. Появившись в день весеннего равноденствия, Солнце четверть года поднимается все выше и выше, описывая круги над горизонтом. В день летнего солнцестояния оно достигает максимальной высоты (23,5˚). Следующие четверть года, до осеннего равноденствия, Солнце спускается. Это полярный день. Затем на полгода  наступает полярная ночь.

В средних широтах на протяжении года видимый суточный путь Солнца то сокращается, то увеличивается. Наименьшим он оказывается в день зимнего солнцестояния, наибольшим – в день летнего солнцестояния. В дни равноденствий Солнце находится на небесном экваторе. В это же время оно восходит в точке востока и заходит в точке запада.

В период от весеннего равноденствия до летнего солнцестояния место восхода Солнца немного смещается от точки восхода влево, к северу. А место захода удаляется от точки запада вправо, хотя тоже к северу. В день летнего солнцестояния Солнце появляется на северо-востоке, а в полдень оно кульминирует на максимальной за год высоте. Заходит Солнце на северо-западе.

Затем места восхода и захода смещаются обратно к югу. В день зимнего солнцестояния Солнце восходит на юго-востоке, пересекает небесный меридиан на минимальной высоте и заходит на юго-западе.

Следует учитывать, что вследствие рефракции (то есть преломления световых лучей в земной атмосфере) видимая высота светила всегда больше истинной. Поэтому восход Солнца происходит раньше, а заход – позже, чем это было бы при отсутствии атмосферы.

Итак, суточный путь Солнца представляет собой малый круг небесной сферы, параллельный небесному экватору. В то же время в течении года Солнце перемещается относительно небесного экватора то к северу, то к югу. Дневная и ночная части его пути неодинаковы. Они равны только в дни равноденствий, когда Солнце находится на небесном экваторе.

Годичный путь Солнца

Выражение "путь Солнца среди звезд" кому-то покажется странным. Ведь днем звезд не видно. Поэтому нелегко заметить, что Солнце медленно, примерно на 1˚ за сутки, перемещается среди звезд справа налево. Зато можно проследить, как в течение года меняется вид звездного неба. Все это – следствие обращения Земли вокруг Солнца.

Путь видимого годичного перемещения Солнца на фоне звезд именуется эклиптикой (от греческого "эклипсис" – "затмение"), а период оборота по эклиптике – звездным годом. Он равен 265 суткам 6 часам 9 минутам 10 секундам, или 365, 2564 средних солнечных суток.

Рекомендуем скачать другие рефераты по теме: скачать решебник, отчет по практике.



Предыдущая страница реферата | 1  2  3  4  5  6  7 | Следующая страница реферата

Поделитесь этой записью или добавьте в закладки