Реферат: Солнце

Что видно на

Каждому наверняка известно, что нельзя смотреть наСолнце невооруженным глазом, а тем более в телескоп без специальных, оченьтёмных светофильтров или других устройств, ослабляющих свет. Пренебрегая этимзапретом, наблюдатель рискует получить сильнейших ожог глаз. Самый простойспособ рассматривать Солнце – это спроецировать его изображение на белый экран.При помощи даже маленького любительского телескопа можно получить увеличенноеизображение солнечного диска. Что же видно на этом изображении?

Прежде всего обращает внимание резкость солнечногокрая. Солнце – газовый шар, не имеющий чёткой границы, плотность его убываетпостепенно. Почему же в таком случае мы видим его резко очерченным? Дело в том,что практически всё видимое излучение Солнца исходит из очень тонкого слоя,который имеет специальное название – фотосфера (греческое: “сферасвета”). Его толщина не превышает 300 километров. Именноэтот тонкий светящийся слой и создает у наблюдателя иллюзию того, что Солнцеимеет “поверхность”.

Грануляция

На первый взгляд диск Солнца кажется однородным.Однако, если приглядеться, на нём обнаруживается много крупных и мелкихдеталей. Даже при не очень хорошем качестве изображения видно, что всяфотосфера состоит из светлых зернышек (называемых гранулами) итёмных промежутков между ними. Это похоже на кучевые облака, когда смотришь наних сверху. Размеры гранул невелики по солнечным масштабам – до 1000-2000километров в поперечнике; межгранульные дорожки более узкие, примерно 300-600километров в ширину. На солнечном диске наблюдается одновременно около миллионагранул.

Картина грануляции не является застывшей: однигранулы исчезают, другие появляются. Каждая из них живет не более 10 минут. Всёэто напоминает кипение жидкости в кастрюле. Такое сравнение не случайно,поскольку физический 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 можнонаблюдать гораздо более контрастные и крупные объекты – солнечные пятна и факелы.

Пятна

Солнечные пятна – это тёмные образования на дискеСолнца. В телескоп видно, что крупные пятна имеют довольно сложное строение:тёмную область тени окружает полутень, диаметр которой более чем в два разапревышает размер тени. Если пятно наблюдается на краю солнечного диска, тосоздается впечатление, что оно похоже на глубокую тарелку. Происходит этопотому, что газ в пятнах прозрачнее, чем в окружающей атмосфере, и взглядпроникает глубже.

По величине пятна бывают очень различными – от малых,диаметром примерно 1000-2000 км, до гигантских, значительно превышающих размерынашей планеты. 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 солнечнуюатмосферу сильных магнитных полей. Магнитные поля уменьшают поток энергии,идущих от недр светила к фотосфере, поэтому в месте их выхода на поверхностьтемпература падает. 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 несколькихбольших и малых пятен, и такие группы могут занимать значительные области насолнечном диске. 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).

ФакелыПрактически всегда пятнаокружены яркими полями, которые называют факелами. Факелы горячее окружающейатмосферы примерно на 2000 К и имеют сложную ячеистую структуру. Величинакаждой ячейки – около 30 тысяч километров. В центре диска контраст факеловочень мал, а ближе к краю увеличивается, так что лучше всего они заметны именнопо краям. Факелы живут ещё дольше, чем пятна, иногда три-четыре месяца. Они необязательно существуют вместе с пятнами, очень часто встречаются факельныеполя, внутри которых пятна никогда не появляются. По-видимому, факелы тожеявляются местами выхода магнитных полей в наружный слой Солнца, но эти поляслабее, чем в пятнах.

Количество пятен ифакелов характеризует солнечную активность, максимумы которой повторяются черезкаждый одиннадцать лет. В годы минимума на Солнце долгое время может не быть ниодного пятна, а в максимуме их число обычно измеряется десятками.

Солнечныеинструменты

Основным инструментом астронома-наблюдателя, что бы онни изучал на небе, является телескоп. И хотя принцип действия всехтелескопов общий, для каждой области астрономии разработаны свои модификацииэтого прибора.

Яркость Солнца велика, следовательно, светосилаоптической системы солнечного телескопа может быть небольшой. Гораздоинтереснее получить как можно больший масштаб изображения. Поэтому у солнечныхтелескопов очень большие фокусные расстояния. Самый крупный из них имеетфокусное расстояние 90 м и даёт изображение Солнца диаметром 80 см.

Вращать подобную конструкцию было бы нелегко. Ксчастью, это и не нужно. Солнце движется по небосводу лишь в ограниченной егообласти, внутри полосы шириной около 470. Поэтому солнечномутелескопу не нужна монтировка для наведения в любую точку неба. Его устанавливаютнеподвижно, а солнечные лучи направляются подвижной системой зеркал – целостатом.

Бывают горизонтальные ивертикальные (башенные) солнечные телескопы. Горизонтальный телескоп построитьлегче, так как все его детали находятся на горизонтальной оси. С ним иработать легче. Но у него есть один существенный недостаток. Солнце даёт многотепла, и воздух внутри телескопа сильно нагревается. Нагретый воздух движетсявверх, более холодный – вниз. Эти встречные потоки делают изображение дрожащими нерезким. Поэтому в последнее время строят в основном вертикальные солнечныетелескопы. В них потоки воздуха движутся почти параллельно лучам света именьше портят изображение.

Важным параметром телескопа является угловоеразрешение, характеризующее его способность давать раздельные изображения двухблизких друг другу деталей. Например, разрешение в 1 угловую секунду (1”)означает, что можно различить два объекта, между которыми равен 1”дуги. Видимый радиус Солнца составляет чуть меньше 1000 ”, а истинный– около 700 тысяч километров. Следовательно, 1” на Солнце соответствуетрасстоянию немногим более 700 км. Лучшие фотографии Солнца, полученные накрупнейших инструментах, позволяют увидеть детали размером около 200 км.

Обычно солнечные телескопы предназначены в основномдля наблюдения фотосферы. Чтобы наблюдать самые внешние и сильно разреженные,а потому слабо светящиеся слои солнечном атмосферы – солнечную корону,пользуются специальным инструментом. Он так и называется коронограф. Изобрёлего французский астроном Бернар Лио в 1930 году.

В обычных условиях солнечную корону увидеть нельзя,так как свет от неё в 10 тысяч раз слабее света дневного неба вблизи Солнца.Можно воспользоваться 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 полной фазызатмения не превышает 7 минут. Коронограф же позволяет наблюдать корону внезатмения.

Чтобы удалить свет от солнечного диска, в фокусеобъектива коронографа установлена искусственная “луна”.Она представляет собой маленький конус с зеркальной поверхностью. Размер егочуть больше диаметра изображения Солнца, а вершина направлена к объективу. Светотбрасывается конусом обратно в трубу телескопа или в особую световую “ловушку”. Аизображение солнечной короны строит дополнительная линза, которая находится законусом.

Кроме того, необходимо убрать рассеянный свет втелескопе. Самое главное – это хорошо отполированный линзовый объектив бездефектов внутри стекла. Его нужно тщательно защищать от пыли. Каждая пылинка,каждый дефект линзы – царапины или пузырёк – при сильном освещении работаеткак маленькое зеркальце – отражает свет в случайном направлении.

Коронографы обычно устанавливают высоко в горах, гдевоздух прозрачен и небо темнее. Но и там солнечная корона всё же слабее, чемореол неба вокруг Солнца. Поэтому её можно наблюдать только в узком диапазонеспектра, в спектральных линиях излучения короны. Для этого используютспециальный фильтр или спектрограф.

Спектрограф – самый важный вспомогательныйприбор для астрофизических исследований. Многие солнечные телескопы служат лишьдля того, чтобы направлять пучок солнечного света в спектрограф. Основными егоэлементами являются: щель для ограничения поступающего света; коллиматор (линзаили зеркало), который делает параллельным пучок лучей; дифракционная решёткадля разложения белого света в спектр и фотокамера или иной детектор изображения.

“Сердце”спектрографа – дифракционная решётка, которая представляет собой зеркальнуюстеклянную пластинку с нанесёнными на неё параллельными штрихами. Число штрихову лучших решёток достигает 1200 на миллиметр.

Основная характеристика спектрографа – егоспектральное разрешение. Чем выше разрешение, тем более близкие спектральныелинии можно увидеть раздельно. Разрешение зависит от нескольких параметров.Один из них – порядок спектра. Дифракционная решётка даёт много спектров, видимыхпод разными 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 на друга.Поскольку требуется и высокое разрешение, и яркий спектр, приходится идти накомпромисс. Поэтому для наблюдений обычно используют второй-третий порядки спектра.

Одной из наиболее интересных систем является эшельныйспектрограф. В нём кроме специальной решётки, называемой эшелью, стоитстеклянная призма. Лучи света падают на эшель под очень острым углом. При этоммногие порядки спектра накладываются друг на друга. Их разделяют при помощипризмы, которая преломляет свет перпендикулярно штрихам решётки. В результатеполучается спектр, порезанный на кусочки. Длину щели эшельного спектрографаделают очень маленькой — несколько миллиметров, и спектры поэтому получаютсяузкими.

Эшельный спектр представляет собой набор полосок,расположенных одна под другой и разделённых тёмными промежутками. Возможностьиспользования высоких порядков спектра в эшельном спектрографе даётпреимущество в разрешающей силе, что очень важно при изучении тонкой структурыспектральных линий.

Внутреннее строениеСолнца.

Наше Солнце – этоогромный светящийся газовый шар, внутри которого протекают сложные процессы ив результате непрерывно выделяется энергия. Внутренний объём Солнца можно разделитьна несколько областей; вещество в них отличается по своим свойствам, и энергияраспространяется посредством разных физических механизмов.

В центральной части Солнца находится источник его энергии,или, говоря образным языком, та “печка”, которая нагревает его и не даёт ему остыть. Этаобласть называется ядром. Под тяжестью внешних слоёв вещество внутри Солнцасжато, причём чем глубже, тем сильнее. Плотность его увеличивается к центрувместе с ростом давления и температуры. В ядре, где температура достигает 15миллионов кельвинов, происходит выделение энергии.

Эта энергия выделяется в результате слияния атомов лёгкиххимических элементов в атомы более тяжёлых. В недрах Солнца из четырёх атомовводорода образуется один атом гелия. Именно эту страшную энергию людинаучились освобождать при взрыве водородной бомбы. Есть надежда, что внедалёком будущем человек сможет научиться использовать её и в мирных целях.

Ядро имеет радиус не более четверти общего радиусаСолнца. Однако в его объёме сосредоточена половина солнечной массы и выделяетсяпрактически вся энергия, которая поддерживает свечение Солнца.

/>Но энергия горячего ядра должна как-то выходитьнаружу, к поверхности Солнца. Существуют различные способы передачи энергии взависимости от физических условий среды, а именно: лучистый перенос, конвекцияи теплопроводность. Теплопроводность не играет большую роль в энергетическихпроцессах на Солнце и звездах, тогда как лучистый и конвективный переносы оченьважны.

Сразу вокруг ядра начинается зона лучистой передачиэнергии, где она распространяется через поглощение и излучение веществомпорций света – квантов.

Плотность, температура и давление уменьшаются помере удаления от ядра, и в этом же направлении идёт поток энергии. В целомпроцесс этот крайне медлительный. Чтобы квантом добраться от центра Солнца дофотосферы, необходимы много тысячи лет: ведь, переизлучаясь, кванты всё времяменяют направление, почти столь же часто двигаясь назад, как и вперед. Но когдаони в конце концов выберутся наружу, это будут уже совсем другие кванты. Чтоже с ними произошло?

/>В центре Солнцарождаются гамма-кванты. Их энергия в миллионы раз больше, чем энергия квантоввидимого света, а длина волны очень мала. По дороге кванты претерпеваютудивительные превращения. Отдельный квант сначала поглощается каким-нибудь атомом,но тут же снова переизлучается; чаще всего при этом возникает не один прежнийквант, а два или даже несколько. По закону сохранения энергии их общая энергиясохраняется, а потому энергия каждого из них уменьшается. Так возникают квантывсё меньших и меньших энергий. Мощные гамма-кванты как бы дробятся на менееэнергичные кванты – сначала рентгеновских, потом ультрафиолетовых и наконецвидимых и инфракрасных лучей. В итоге наибольшее количество энергии Солнцеизлучает в видимом свете, и не случайно наши глаза чувствительны именно кнему.

Кванту требуется очень много времени, чтобыпросочиться через плотное солнечное вещество наружу. Так что если бы “печка” внутриСолнца вдруг погасла, то мы узнали бы об этом только миллионы лет спустя.

На своём пути через внутренние солнечные слои потокэнергии встречает такую область, где непрозрачность газа сильно возрастает. Этоконвективная зона Солнца. Здесь энергия передаётся уже не излучением, аконвекцией.

Что такое конвекция? Когда жидкость кипит, онаперемешивается. Так же может вести себя и газ. В жаркий день, когда землянагрета лучами Солнца, на фоне удаленных предметов хорошо заметны поднимающиесяструйки горячего воздуха. Их легко наблюдать и над пламенем газовой горелки, инад раскалённой 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 рисовая каша не огне.

Конвективная зона начинается примерно на расстоянии0,7 радиуса от центра и простирается практически до самой видимой поверхностиСолнца (фотосферы), где перенос основного потока энергии вновь становитсялучистым. Однако по инерции сюда всё же проникают горячие потоки из болееглубоких, конвективных слоёв. Хорошо известная наблюдателям картина грануляциина 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 учёныеискали веками, и только вначале XX века было найдено правильное решение. Теперьизвестно, что Солнце, как и другие звёзды, светит благодаря протекающим в егонедрах термоядерным реакциям. Что же это за реакции?

Если ядра атомов лёгких элементов сольются в ядроатома более тяжелого элемента, то масса нового ядра окажется меньше, чемсуммарная масса тех же ядер, из которых оно образовалось. Остаток массыпревращается в энергию, которую уносят частицы, освободившиеся в ходе реакции.Эта энергия почти полностью переходит в тепло. Такая реакция синтеза атомныхядер может происходить только при очень высоком давлении и температуре свыше 10млн. градусов. Поэтому она и называется термоядерной.

Основное вещество, составляющее Солнце, – водород, наего долю приходит около 71 % всей массы светила. Почти 27 % принадлежит гелию,а остальные 2 % — более тяжелым элементам, таким, как углерод, азот, кислород иметаллы. 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 Дж энергии! На Земле такого количестваэнергии хватило бы для того, чтобы нагреть от температуры 00С доточки кипения 1000 м3 воды!

Рассмотрим механизм термоядерной реакции превращенияводорода в гелий, которая, по-видимому, наиболее важна для большинства звёзд.Называется она протон-протонной, так как начинается с тесного сближениядвух ядер атомов водорода – протонов.

Протоны заряжены положительно, поэтому взаимно отталкиваются,причём, по закону Кулона, сила этого отталкивания обратно пропорциональнаквадрату расстояния и при тесных сближениях должна стремительно возрастать.Однако при очень высоких температуре и давлении скорости теплового движениячастиц столь 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 кядерной реакции. В течение миллиардов лет протон может постоянно сталкиваться сдругими протонами, так и не дождавшись ядерного превращения. Но если в моменттесного сближения двух протонов произойдёт ещё и другое маловероятное для ядрасобытие – распад протона на нейтрон, позитрон и нейтрино (такой процессназывается бета-распадом), то протон с нейтроном объединяется в устойчивое ядроатома тяжелого водорода – дейтерия.

Ядро дейтерия (дейтон) по своим свойствам похоже наядро водорода, только тяжелее. Но в отличии от последнего в недрах звезды ядродейтерия долго существовать не может. Уже через несколько секунд, столкнувшисьещё с одним протоном, оно присоединяет его к себе, испускает мощный гамма-кванти становится ядром изотопа гелия, у которого два протона связаны не с двумянейтронами, как у обычного гелия, а только с одним. Раз в несколько миллионовлет такие ядра лёгкого гелия сближаются настолько тесно, что могутобъединиться в ядро обычного гелия, “отпустив на свободу” двапротона.

Итак, в итоге последовательных ядерных превращенийобразуется ядро обычного гелия. Порожденные в ходе реакции позитроны и гаммакванты передают энергию окружающему газу, а нейтрино совсем уходят из звезды,потому что обладают удивительной способностью проникать через огромные толщивещества, не задев ни одного атома.

Реакция превращения водорода в гелий ответственно зато, что внутри Солнца сейчас гораздо больше гелия, чем на его поверхности. Естественно,возникает вопрос: что же будет с Солнцем, когда весь водород в его ядре выгорити превратиться в гелий, а как скоро это произойдет?

Оказывается, примерно через 5миллиардов лет содержание водорода в ядре Солнца настолько уменьшится, что егогорение начнется в слое вокруг ядра. Это приведет к раздуванию солнечнойатмосферы, увеличению размеров Солнца, падению температуры на поверхности иповышению ее в ядре. Постепенно Солнце превратится в красный гигант — сравнительно холодную звезду огромного размера с атмосферой, превосходящейграницы орбиты Земли. Жизнь Солнца на этом закончится, и оно будет претерпеватьеще много изменений, пока в конце концов не станет холодным и плотным газовымшаром, внутри которого уже не происходит никаких термоядерных реакций.

Колебания Солнца. Гелиосейсмология

Гелио? Сейсмология? Какая связь между Солнцем иземлетрясением? Или, может быть, на Солнце тоже происходят землетрясения, или,вернее, солнцетрясения?

Земная сейсмология основана на особенностях звука* под землёй. Однако на Солнце сейсмограф (прибор,регистрирующий колебания почвы) поставить нельзя. Поэтому колебания Солнца измеряютсовершенно другими методами. Главный из них основан на эффекте Доплера. Так каксолнечная поверхность ритмически опускается и поднимается (колеблется), то еёприближение-удаление сказывается на спектре излучаемого света. Исследуя спектрыразных участков солнечного диска, получают картину распределения скоростей;конечно же, со временем она меняется – волны бегут. Периоды этих волн лежат вдиапазоне 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 –десятки сантиметров в секунду, и измерить их невероятно сложно. Но частоинтересно не само значение скорости, а то, как оно меняется с течением времени(как волны проходят по поверхности). Допустим, человек находится в помещении сплотно зашторенными окнами; на улице солнечно, но в комнате полумрак. И вдругедва 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 скорости солнечнойповерхности. Роль шторы играют линии поглощения в спектре Солнца. Прибор,измеряющий яркость солнечного света, настраивается так, чтобы он пропускал лишьсвет с длиной волны точно в центре какой-либо узкой линии поглощения. Тогда прималейшем изменении длины волны на вход прибора попадёт не тёмная линия, а яркийсоседний участок непрерывного спектра. Но это ещё не всё.

Чтобы измерить период волны с максимальной точностью,её нужно наблюдать как можно дольше, причём без перерывов, иначе потом нельзябудет определить, какая это волна – та же самая или уже другая. А Солнцекаждый вечер скрывается за горизонтом, да ещё тучи время от времени набегают…

Первое решение проблемы состояло в наблюдении за Южнымполярным кругом – там Солнце летом не заходит за горизонт неделями и к тому жебольше ясным дней, чем в Заполярье. Однако налаживать работу астрономов вАнтарктиде сложно и дорого. Другой предложенный путь более очевиден, но ещёболее дорог: наблюдение из космоса. Такие наблюдения иногда проводятся какпобочные исследования (например, на отечественных “Фобосах”, поони летели к Марсу). В конце 1995 года был запущен международный спутник SOHO (Solar and Heliospheric Observatory), на котором установлено множество приборов,разработанных учёными разных стран.

На большую часть наблюдений по-прежнему проводят сЗемли. Чтобы избежать перерывов, связанных с ночами и плохой погодой, Солнценаблюдают с разных континентов. Ведь когда в Восточном полушарии ночь, вЗападном – день, и наоборот. Современные методы позволяют представить такиенаблюдения как один непрерывный ряд. Немаловажное условие для этого – чтобытелескопы и приборы были одинаковыми. Подобные наблюдения проводят в рамкахкрупных международных проектов.

Что же удалось узнать о Солнце, изучая эти необычные,беззвучные звуковые волны? Сначала представление об их природе не сильноотличались от того, что было известно о колебаниях земной коры. Учёныепредставляли себе, как процессы на Солнце (например, грануляция) возбуждают этиволны, и они бегут по поверхности нашего светила, словно морские волны поводной глади.

Но в дальнейшем обнаружился очень интересный факт:оказалось, что некоторые волны в разных частях солнечного диска связаны междусобой (физики говорят: имеют одну фазу). Это можно представить себе так, будтовся поверхность покрыта равномерной сеткой волн, но в некоторых местах она невидна, а в других отчетливо проявляется. Получается, что разные области имеюттем не менее согласованную картину осцилляции. Исследователи пришли к выводу,что солнечные колебания носят глобальный характер: волны пробегают оченьбольшие расстояния и в разных местах солнечного диска видны проявления одной итой же волны. Таким образом, можно сказать, что Солнце “звучит, какколокол”, т.е. как одно целое.

Как и в случае с Землёй, колебания поверхности Солнца– лишь отзвук тех волн, которые распространяются в его глубинах. Одни волныдоходят до центра Солнца, другие затухают на полпути. Это и помогаетисследовать свойства разных частей солнечных недр. Изучая волны с разной глубинойпроникновения, удалось даже построить зависимость скорости звука от глубины! Апоскольку из теории известно, что на нижней границе зоны конвекции должно бытьрезкое изменение скорости звука, удалось определить, где начинается солнечнаяконвективная зона. Это не сегодня одно из важнейших достиженийгелиосейсмологии.

Есть у гелиосейсмологии и свои проблемы. Например,пока не удалось выяснить причину колебаний солнечной поверхности. Считается,что наиболее вероятный источник колебаний – грануляция: выходящие наповерхность потоки раскалённой плазмы, подобно мощным фонтанам, вызываютразбегающиеся во все стороны волны. Однако на деле всё не так просто, итеоретики пока не смогли удовлетворительно описать эти процессы. В частности,неясно, почему волны столь устойчивы, что могут обежать всё Солнце, незатухая?

С помощью методов гелиосейсмологии удалось установить,что внутренняя часть Солнца (ядро) вращается заметно быстрее, чем наружныеслои. Неравномерное вращение Солнца оказывает на его осцилляции такое жевоздействие, как трещина на колокол. В результате “звук”становится не очень чистым – изменяются существующие периоды колебаний ипоявляются новые. 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 сейчасобласть науки возникла из, казалось бы, ничём не примечательных измерений движенийсолнечной поверхности.

Солнечнаяатмосфера

Земная атмосфера – это воздух, которым мы дышим,привычная нам газовая оболочка Земли. Такие оболочки есть и у других планет.Звёзды целиком состоят из газа, но их внешние слои также именуют атмосферой.При этом внешними считаются те слои, откуда хотя бы часть излучения можетбеспрепятственно, не поглощаясь вышележащими слоями, уйти в окружающее пространство.

Фотосфера

Атмосфера Солнца начинается на 200 – 300 км глубжевидимого края солнечного 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 вземной стратосфере, и сотни раз меньше, чем у поверхности Земли. Температурафотосферы уменьшается от 8000 К на глубине 300 км до 4000 К в самых верхнихслоях. Температура же того среднего слоя, излучение которого мы воспринимаем,около 6000 К.

При таких условиях почти все молекулы газараспадаются на отдельные атомы. Лишь в самых верхних слоях фотосферысохраняются относительно немного простейших молекул и радикалов типа H2, OH, CH.

Особую роль в солнечной атмосфере играет невстречающийся в земной природе отрицательный ион водорода, которыйпредставляет собой протон с двумя электронами. Это необычное соединениевозникает в тонком, внешнем, наиболее “холодном” слое фотосферы при “налипании” на нейтральные атомы водорода отрицательно заряженныхсвободных электронов, которые поставляются легко ионизуемыми атомами кальция,натрия, магния, железа и других металлов. При возникновении отрицательные ионыводорода излучают большую часть видимого света. Этот же свет ионы жадно поглощают,из-за чего непрозрачность атмосферы с глубиной быстро растёт. Потому видимыйкрай Солнца и кажется нам очень резким.

Почти все наши знания о Солнца основаны на изученииего спектра – узенькой разноцветной полоски, имеющей ту же природу, что ирадуга. Впервые, поставив призму на пути солнечного луча, такую полоску получилНьютон и воскликнул: “Спектрум!”(латинское Spectrum – “видение”). Позже в спектре Солнца заметили тёмные линии и сочли ихграницами цветов. В 1815 году немецкий физик Йозеф Фраунгофер дал первоеподробное описание таких линий в солнечном спектре, и их стали называть егоименем. Оказалось, что фраунгоферовы линии соответствуют узким участкамспектра, которые сильно поглощаются атомами различных веществ.

В телескоп с большим увеличением можно наблюдатьтонкие детали фотосферы: вся она кажется усыпанной мелкими яркими зёрнышками –гранулами, разделёнными сетью узких тёмных дорожек. Грануляция являетсярезультатом перемешивания всплывающих более тёплых потоков газа и опускающихсяболее холодных.

Разность температур между ними в наружных слояхсравнительно невелика (200-300 К), но глубже, в конвективной зоне, она больше,и перемешивание происходит значительно интенсивнее. Конвекция во внешнихслоях Солнца играет огромную роль, определяя общую структуру атмосферы. Вконечном счёте именно конвекция в результате сложного взаимодействия ссолнечными магнитными полями является причиной всех многообразных проявленийсолнечной активности.

Магнитные поля участвуют во всех процессах наСолнце. Временами в небольшой области солнечной атмосферы возникаютконцентрированные магнитные поля, в несколько тысяч раз более сильные, чем наЗемле. Ионизованная плазма – хороший проводник, она не может перемещатьсяпоперёк линии магнитной индукции сильного магнитного поля. Поэтому в такихместах перемешивание и подъём горячих газов снизу тормозится, и возникаеттёмная область – солнечное пятно. На фоне ослепительной фотосферы оно кажетсясовсем чёрным, хотя в действительности яркость его слабее только в раз десять.

С течением времени величина и форма пятен сильноменяются. Возникнув в виде едва заметной – поры, пятно постепенно увеличиваетсвои размеры до нескольких десятков тысяч километров. Крупные пятна, какправило, состоят из тёмной части (ядра) и менее тёмной – полутени, структуракоторой придаёт пятну вид вихря. Пятна бывают окружены более яркими участкамифотосферы, называемыми факелами или факельными полями.

Фотосфера постепенно переходит в более разреженныеслои солнечной атмосферы – хромосферу и корону.

Хромосфера

Хромосфера (греческое “сферацвета”) названа так за свою красновато-фиолетовуюокраску. Она видна во время полных солнечных затмений как клочковатое яркоекольцо вокруг чёрного диска Луны, только что затмившего Солнце. Хромосфера весьма неоднородна и состоит в основном из продолговатых вытянутых язычков (спикул),придающих её вид горящей травы. Температура этих хромосферных струй в два-трираза выше, чем в фотосфере, а плотность в сотни тысяч раз меньше. Общая протяженностьхромосферы 10-15 тысяч километров.

Рост температуры в хромосфере объясняетсяраспространением волн и магнитных полей, проникающих в неё из конвективнойзоны. Вещество нагревается примерно так же, как если бы это происходило вгигантской микроволновой печи. Скорости тепловых движений частиц возрастают,учащаются столкновения между ними, и атомы теряют свои внешние электроны:вещество становится 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 специальныхспектральных приборов – и не дожидаясь затмений) над поверхностью Солнца можнонаблюдать причудливой формы “фонтаны”,“облака”, “воронки”, “кусты”, “арки” и прочие ярко светящиеся образованияиз хромосферного вещества. Они бывают неподвижными или медленно изменяющимися,окруженные плавными изогнутыми струями, которые втекают в хромосферу иливытекают из неё, поднимаясь на десятки и сотни тысяч километров. Это самыеграндиозные образования солнечной атмосферы – протуберанцы. При наблюдениив красной спектральной линии, излучаемой атомами водорода, они кажутся на фонесолнечного тёмными, длинными и изогнутыми волокнами.

Протуберанцы имеют примерно ту же плотность и температуру,что и хромосфера. Но они находятся над ней и окружены более высокими, сильноразреженными верхними слоями солнечной атмосферы. Протуберанцы не падают вхромосферу потому, что их вещество поддерживается магнитными полями активныхобластей Солнца.

Впервые спектр протуберанца вне затмения наблюдалифранцузский астроном Пьер Жансен и его английский коллега Джозеф Локьер в 1868году. Щель спектроскопа располагают так, чтобы она пересекала край Солнца, иесли вблизи него находится протуберанец, то можно заметить спектр егоизлучения. Направляя щель на различные участки протуберанца или хромосферы,можно изучить их по частям. Спектр протуберанца, как и хромосферы, состоит изярких линий, главным образом водорода, гелия и кальция. Линии излучения другиххимических элементов тоже присутствуют, но они намного слабее.

Некоторые протуберанцы, пробыв долгое время беззаметных изменений, внезапно как бы взрываются, и вещество их со скоростью всотни километров в секунду выбрасывается в межпланетное пространство. Видхромосферы также часто меняется, что указывает на непрерывное движениесоставляющих её газов.

Иногда нечто похожее на взрывы происходит в оченьнебольших по размеру областях атмосферы Солнца. Это так называемые хромосферныевспышки. Они длятся обычно несколько десятков минут. Во время вспышек вспектральных линиях водорода, гелия, ионизованного кальция и некоторых другихэлементов свечения отдельного участка хромосферы внезапно увеличивается вдесятки раз. Особенно сильно возрастает ультрафиолетовое и рентгеновскоеизлучение: порой его мощность в несколько раз превышает общую мощностьизлучения Солнца в этой коротковолновой области спектра до вспышки.

Пятна, факелы, протуберанцы, хромосферные вспышки –всё это проявление солнечной активности. С повышением активности числоэтих образований на Солнце становится больше.

Корона

В отличие от фотосферы и хромосферы самая внешняячасть атмосферы Солнца – корона – обладает огромной протяженностью: онапростирается на миллионы километров, что соответствует нескольким солнечнымрадиусам, а её слабое продолжение уходит ещё дальше.

Плотность вещества в солнечной короне убывает свысотой значительно медленно, чем плотность воздуха в земной атмосфере.Уменьшение плотности воздуха при подъёме вверх определяется притяжением Земли.На поверхности Солнца сила тяжести значительно больше, и, казалось бы, егоатмосфера не должна быть высокой. В действительности она необычайно обширна.Следовательно, имеются какие-то силы, действующие против притяжения Солнца. Этисилы связаны с огромными скоростями движения атомов и электронов в короне,разогретой до температуры 1 – 2 миллиона градусов!

Корону лучше всего наблюдать во время полной фазысолнечного затмения. Правда, за те несколько минут, что она длится, очень труднозарисовать не только отдельные детали, но даже общий вид короны. Глазнаблюдателя едва лишь начинает привыкать к внезапно наступившим сумеркам, апоявившийся из-за края Луны яркий луч Солнца уже возвещает о конце затмения.Потому часто зарисовки короны, выполненные опытными наблюдателями во времяодного и того же затмения, сильно различались. Не удавалось даже точноопределить её цвет.

/>/>Изобретениефотографии дало астрономам объективный и документальный метод исследования.Однако получить хороший снимок короны тоже нелегко. Дело в том, что ближайшая кСолнцу её часть, так называется внутренняя корона, сравнительно яркая в товремя как далеко протирающаяся внешняя корона представляется очень бледным сиянием.Поэтому если на фотографиях хорошо видна внешняя корона, то внутренняяоказывается передержанной, а на снимках, где просматриваются детали внутреннейкороны, внешняя совершенно незаметна. Чтобы преодолеть эту трудность, во времязатмения обычно стараются получить сразу несколько снимков короны – с большимии маленькими выдержками. Или же корону фотографируют, помещая передфотопластиной специальный “радиальный” фильтр,ослабляющий кольцевые зоны ярких внутренних частей короны. На таких снимках еёструктуру можно проследить до расстояний во много солнечных радиусов.

При наблюдении споверхности Земли Солнечная корона, простирающаяся над видимой поверхностьюСолнца — фотосферой — выглядит как с трудом различимое разреженное бледноеобразование, которое, однако, согласно измерениям в сотни раз горячее самойфотосферы. В чем источник ее нагрева? Астрономы с давних пор считали причинойвысокой температуры короны магнитные поля, которые поднимают чудовищныхразмеров петли солнечной плазмы над фотосферой. Однако новые невероятно подробныенаблюдения корональных петель, сделанные на спутнике TRACE, указывают на инойисточник энергии неизвестной природы. Этот и другие снимки, сделенные наспутнике TRACE в диапазоне вакуумного ультрафиолета, свидетельствуют о том, чтопроцесс нагрева происходит в нижней части короны вблизи основания петель там,где они соединяются с поверхностью Солнца. Новые результаты опровергаютобщепринятую теорию, предполагающей равномерный нагрев петель. На этомфантастическом изображении со спутника TRACE видны пучки величественных горячихкорональных петель своими размерами в 30 и более раз превышающих диаметр Земли.

Уже первые удачные фотографии позволили обнаружить вкороне большое количество деталей: корональные лучи, всевозможные “дуги”, “шлемы” и другие сложные образования, чётко связанные с активнымиобластями.

Главной особенностью короны является лучистаяструктура. Корональные лучи имеют самую разнообразную форму: иногда оникороткие, иногда длинные, бывают лучи и прямые, а иногда они сильно изогнуты.

Ещё в 1897 году пулковский астроном Алексей ПавловичГанский обнаружил, что общий вид солнечной короны периодически меняется.Оказалось, что это связано с 11-летним циклом солнечной активности.

С 11-летним периодом меняется как общая яркость, таки форма солнечной короны. В эпоху максимума солнечных пятен она имеетсравнительно округлую форму. Прямые и направленные вдоль радиуса Солнца лучикороны наблюдаются как у солнечного экватора, так и в полярных областях. Когдаже пятен мало, корональные лучи образуются лишь в экваториальных и средних широтах.Форма короны становиться вытянутой. У полюсов появляются характерные короткиелучи, так называемые полярные щёточки. При этом общая яркость короныуменьшается. Эта интересная особенность короны, по-видимому, связана с постепеннымперемещением в течение 11-летнего цикла зоны преимущественного образованияпятен. После минимума пятна начинают возникать по обе стороны от экватора наширотах 30 – 400. Затем зона пятнообразования постепенно опускаетсяк экватору.

Тщательные исследования позволили установить, чтомежду структурой короны и отдельными образованиями в атмосфере Солнцасуществует определённая связь. Например, над пятнами и факелами обычнонаблюдаются яркие и прямые корональные лучи. В их сторону изгибаются соседниелучи. В основании корональных лучей яркость хромосферы увеличивается. Такую еёобласть называют обычно возбуждённой. Она горячее и плотнее соседних, невозбуждённыхобластей. Над пятнами в короне наблюдаются яркие сложные образования.Протуберанцы также часто бывают окружены оболочками из корональной материи.

Корона оказалась уникальной естественнойлабораторией, в которой можно наблюдать вещество в самых необычных инедостижимых на Земле условиях.

На рубеже XIX – XX столетий,когда физика плазмы фактически ещё не существовала, наблюдаемые особенностикороны представлялись необъяснимой загадкой. Так, по цвету корона удивительнопохожа на Солнце, как будто его свет отражается зеркалом. При этом, однако, вовнутренней короне совсем исчезают характерные для солнечного спектрафраунгоферовы линии. Они вновь появляются далеко от края Солнца, во внешнейкороне, но уже очень слабо. Кроме того, свет короны поляризован: плоскости,в которых колеблются световые волны, располагаются (почти до 50%), а затем уменьшаются.Наконец, в спектре короны появляются яркие эмиссионные линии, которые почти досередины XX века не удавалось отождествить ни с однимиз известных химических элементов.

Оказалось, что главная причина всех этихособенностей короны – высокая температура сильно разреженного газа. Притемпературе свыше 1 миллиона градусов средние скорости атомов водородапревышают 100/>, а у свободныхэлектронов они ещё раз в 40 больше. При таких скоростях, несмотря на сильнуюразреженность 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 своих электронови от них остаются лишь “голые”атомные ядра. Более тяжелые элементы сохраняют самые глубокие электронныеоболочки, переходя в состояние высокой степени ионизации.

Итак, корональный газ – это высокоионизованнаяплазма; она состоит из множества положительно заряженных ионов всевозможныххимических элементов и чуть большего количества свободных электронов, возникшихпри ионизации атомов водорода (по одному электрону), гелия (по два электрона) иболее тяжёлых атомов. Поскольку в таком газе основную роль играют подвижныеэлектроны, его часто называют электронным газом, хотя при этом подразумеваетсяналичие такого количества положительных ионов, которое полностью обеспечивалобы нейтральность плазмы в целом.

/>/>Белый цветкороны объясняется рассеянием обычного солнечного света на свободных электронах.Они не вкладывают своей энергии при рассеянии: колеблясь в такт световой волны,они лишь изменяют направление рассеиваемого света, при этом поляризуя его.Таинственные яркие линии в спектре порождены необычным излучением высокоионизованныхатомов железа, аргона, никеля, кальция и других элементов, возникающим только вусловиях сильного разрежения. Наконец, линии поглощения во внешней короневызваны рассеянием на пылевых частицах, которые постоянно присутствуют вмежзвёздной среде. А отсутствие линии во внутренней короне связано с тем, чтопри рассеянии на очень быстро движущихся электронах все кванты испытываютстоль значительные изменения частот, что даже сильные фраунгоферовы линиисолнечного спектра полностью “замываются”.

Итак, корона Солнца – самая внешняя часть егоатмосферы, самая разреженная и самая горячая. Добавим, что она и самая близкаяк нам: оказывается, она простирается далеко от Солнца в виде постоянно движущиесяот него потока плазмы – солнечного ветра. Вблизи Земли его скорость составляетв среднем 400-500/>, а поройдостигает почти 1000/>. Распространяясьдалеко за пределы орбит Юпитера и Сатурна, солнечный ветер образует гигантскуюгелиосферу, граничащую с ещё более разреженной межзвёздной средой.

Фактически мы живём окружённые солнечной короной,хотя и защищённые от её проникающей радиации надёжным барьером в виде земногомагнитного поля. Через корону солнечная активность влияет на многие процессы,происходящие на Земле (геофизические явления).

КакСолнце влияет на Землю

Солнце освещает и согревает нашу планету, без этогобыла бы невозможна жизнь на ней не только человека, но даже микроорганизмов.Солнце – главный (хотя и не единственный) двигатель происходящих на Землепроцессов. Но не только тепло и свет получает Земля от Солнца. Различные видысолнечного излучения и потоки частиц оказывают постоянное влияние на её жизнь.

Солнце посылает на Землю электромагнитные волнывсех областей спектра – от многокилометровых радиоволн до гамма-лучей.Окрестностей Земли достигают также заряжённые частицы разных энергий – каквысоких (солнечные космические лучи), так и низких и средних (потоки солнечноговетра, выбросы от вспышек). Наконец, Солнце испускает мощный потокэлементарных частиц – нейтрино. Однако воздействие последних на земныепроцессы пренебрежимо мало: для этих частиц земной шар прозрачен, и онисвободно сквозь него пролетают.

Только очень малая часть заряженных частиц измежпланетного пространства попадает в атмосферу Земли (остальные отклоняет илизадерживает геомагнитное поле). Но их энергии достаточно для того чтобы вызватьполярные сияния и возмущения магнитного поля нашей планеты.

Энергиясолнечного света

Электромагнитное излучение подвергается строгомуотбору в земной атмосфере. Она прозрачна только для видимого света и ближнихультрафиолетового и инфракрасного излучений, а также для радиоволн всравнительно узком диапазоне (от сантиметровых до метровых). Всё остальное излучениелибо отражается, либо поглощается атмосферой, нагревая и ионизуя её верхниеслои.

Поглощение рентгеновских и жёстких ультрафиолетовыхлучей начинается на высотах 300-350 километров; на этих же высотах отражаютсянаиболее длинные радиоволны, приходящие из космоса. При сильных всплескахсолнечного от хромосферных вспышек рентгеновские кванты проникают до высот 80– 100 километров от поверхности Земли, ионизуют атмосферу и вызывают нарушениесвязи на коротких волнах.

Мягкое (длинноволновое) ультрафиолетовое излучениеспособно проникать ещё глубже, оно поглощается на высоте 30 – 35 километров.Здесь ультрафиолетовые кванты разбивают на атомы (диссоциируют) молекулыкислорода (02) с последующимобразованием озона (03).Темсамым создаётся не прозрачный для ультрафиолета “озоновыйэкран”, предохраняющий жизнь на Земле от гибельныхлучей. Не поглотившаяся часть наиболее длинноволнового ультрафиолетового излучениядоходит до земной поверхности. Именно эти лучи вызывают у людей загар и дажеожоги кожи при длительном пребывании на солнце.

Излучение в видимом диапазоне поглощается слабо.Однако оно рассеивается атмосферой даже в отсутствие облаков, и часть еговозвращается в межпланетное пространство. Облака, состоящие из капелек воды итвёрдых частиц, значительно усиливают отражение солнечного излучения. Врезультате до поверхности планеты доходит в среднем около половины падающего награницу земной атмосферы света.

Количество солнечной энергии, приходящийся наповерхность площадью 1 м2, развёрнутую перпендикулярно солнечнымлучам на границе земной атмосферы, называется солнечной постоянной.Измерить её с Земли очень трудно, и потому значения, найденные до началакосмических исследований, были весьма приблизительными. Небольшие колебания(если они реально существовали) заведомо “тонули” в неточности измерений. Лишь выполнение специальнойкосмической программы по определению солнечной постоянной позволило найти еёнадёжное значение. По последним данным, оно составляет 1370 /> с точностью до 0,5 %.Колебаний, превышающих 0,2 % за время измерений не выявлено.

На Земле излучение поглощается сушей и океанами.Нагретая земная поверхность в свою очередь излучает в длинноволновойинфракрасной области. Для такого излучения азот и кислород атмосферы прозрачны.Зато оно жадно поглощается водяным паром и углекислым газом. Благодаря этиммалым составляющим воздушная оболочка удерживает тепло. В этом и заключается парниковыйэффект атмосферы. Между приходом солнечной энергии на Землю и её потерями напланете в общем существует равновесие: сколько поступает, столько ирасходуется. В противном случае температура земной поверхности вместе сатмосферой либо постоянно повышалась бы, либо падала.

Солнечныйветер и межпланетные магнитные поля

В конце 50-х годов XX векаамериканский астрофизик Юджин Паркер пришёл к выводу, что, поскольку газ всолнечной короне имеет высокую температуру, которая сохраняется с удалением отСолнца, он должен непрерывно расширяться, заполняя Солнечную систему.Результаты, полученные с помощью советских и американских космическихаппаратов, подтвердили правильность теории Паркера.

В межпланетном пространстве действительно мчитсянаправленный от Солнца поток вещества, получивший название солнечный ветер.От представляет собой продолжение расширяющейся солнечной короны; составляютего в основном ядра атомов водорода (протоны) и гелия (альфа-частицы), а такжеэлектроны. Частицы солнечного ветра летят со скоростями, составляющими несколькосот километров в секунду, удаляясь от Солнца на многие десятки астрономических единиц – туда, где межпланетная среда Солнечной системы переходит в разреженныймежзвёздный газ. А вместе с ветром в межпланетное пространство переносятся исолнечные магнитные поля.

Общее магнитное поле Солнца по форме линий магнитнойиндукции немного напоминает земное. Но силовые линии земного поля близ экваторазамкнуты и не пропускают направленные к Земле заряженные частицы. Силовыелинии солнечного поля, напротив, в экваториальной области разомкнуты и вытягиваютсяв межпланетное пространство, искривляясь подобно спиралям. Объяснятся это тем,что силовые линии остаются связанными с Солнцем, которое вращается вокругсвоей оси. Солнечный ветер вместе с “вмороженным” в него магнитным полем формирует газовые хвосты комет,направляя их в сторону от Солнца. Встречая на своём пути Землю, солнечный ветерсильно деформирует её магнитосферу, в результате чего наша планета обладает длинныммагнитным “хвостом”, такженаправленным от Солнца. Магнитное поле Земли чутко отзывается на обдувающие еёпотоки солнечного вещества.

Бомбардировкаэнергичными частицами

Помимо непрерывно “дующего” солнечного ветра наше светило служит источником энергичныхзаряженных частиц (в основном протонов, ядер атомов гелия и электронов) с энергией106 – 109 электронвольт (ЭВ). Их называют солнечнымикосмическими лучами. Расстояние от Солнца до Земли – 150 миллионовкилометров – наиболее энергичные их этих частиц покрывают всего за 10 – 15минут. Основным источником солнечных космических лучей являются хромосферныевспышки.

По современным представлениям, вспышка – этовнезапное выделение энергии, накопленной в магнитном поле активной зоны. Наопределённой высоте над поверхностью Солнца возникает область, где магнитноеполе на небольшом протяжении резко меняется по величине и направлению. Вкакой-то момент силовые линии поля внезапно “пересоединяются”, конфигурация его резко меняется, что сопровождается ускорениемзаряженных частиц до высокой энергии, 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, детальнойтеории вспышек пока нет.

Вспышки – самые мощные взрывоподобные процессы,наблюдаемые на Солнце, точнее в его хромосфере. Они могут продолжаться всегонесколько минут, но за это время выделяется энергия, которая иногда достигает1025 Дж. Примерно такое же количество тепла приходит от Солнца навсю поверхность нашей планеты за целый год.

Потоки жёсткого рентгеновского излучения и солнечныхкосмических лучей, рождающиеся при вспышках, оказывает сильное влияние нафизические процессы в верхней атмосфере Земли и околоземном пространстве. Еслине принять специальных мер, могут выйти из строя сложные космические приборы исолнечные батареи. Появляется даже серьёзная опасность облучения космонавтов,находящихся на орбите. Поэтому в разных странах проводятся работы по научномупредсказанию солнечных вспышек на основании измерений солнечных магнитныхполей.

Как и рентгеновское излучение, солнечные космическиелучи не доходят до поверхности Земли, но могут ионизовать верхние слои еёатмосферы, что сказывается на устойчивости радиосвязи между отдалённымипунктами. Но действие частиц этим не ограничивается. Быстрые частицы вызываютсильные токи в земной атмосфере, приводят к возмущению магнитного поля нашейпланеты и даже влияют на циркуляцию воздуха в атмосфере.

Наиболее ярким и впечатляющим проявлениембомбардировки атмосферы солнечными частицами являются полярные сияния.Это свечение в верхних слоях атмосферы, имеющее либо размытые (диффузные)формы, либо вид корон или занавесей (драпри), состоящих из многочисленных отдельныхлучей. Сияния обычно бывают красного или зелёного цвета: именно так светятсяосновные составляющие атмосферы – кислород и азот – при облучении ихэнергичными частицами. Зрелище бесшумно возникающих красных и зелёных полос илучей, беззвучная игра цветов, медленное или почти мгновенное угасаниеколеблющихся “занавесей” оставляют незабываемоевпечатление. Подобные явления лучше всего видны вдоль овала полярных сияний,расположенного между 100и 200 широты от магнитныхполюсов. В период максимумов солнечной активности в Северном полушарии овалсмещается к югу, и сияния можно наблюдать в более низких широтах.

Частота и интенсивность полярных сияний достаточночётко следуют солнечному циклу: в максимуме солнечной активности редкий деньобходится без сияний, а в минимуме они могут отсутствовать месяцами. Наличиеили отсутствие полярных сияний, таким образом, служит неплохим показателемактивности Солнца. И это позволяет проследить солнечные циклы в прошлом, за пределамитого исторического периода, когда проводились систематические наблюдениясолнечных пятен.

Циклысолнечной активности

Число пятен на диске Солнца не является постоянным,оно меняется как день ото дня, так и в течение более длительных промежутковвремени. Немецкий астроном-любитель Генрих Швабе, который 17 лет вёлсистематические наблюдения солнечных пятен, заметил: их количество убывает отмаксимума к минимуму, а затем увеличивается до максимального значения за периодоколо 10 лет. При этом в максимуме на солнечном диске можно видеть 100 и болеепятен, тогда как в минимуме – всего несколько, а иногда в течение целых недельне наблюдается ни одного. Сообщение о своём открытии Швабе опубликовал в 1843году.

Швейцарский астроном Рудольф Вольф уточнил, чтосредний период изменения числа пятен составляет не 10, а 11 лет. Он жепредложил для количественной оценки активности Солнца использовать условнуювеличину, называемую с тех пор числом Вольфа. Оно определяется как суммаобщего количества пятен на Солнце (f) и удесятерённого числа групп пятен (g), причём изолированное одиночное пятно тожесчитается группой: W = f+10g.

/>Цикл солнечнойактивности называют 11- летним во всех учебниках и популярных книгах поастрономии. Однако Солнце любит поступать по-своему. Так, за последние 50 летпромежуток между максимумами составлял в среднем 10, 4 года. Вообще же за времярегулярных наблюдений Солнца указанный период менялся от 7 до 17 лет. И этоёщё не всё. Проанализировав наблюдения пятен с начала телескопических исследований, английский астроном Уолтер Маундер в 1893 году пришёл к выводу,что с 1645 по 1715 года на Солнце вообще не было пятен! Это заключение подтвердилосьв последующих работах; мало того, выяснилось, что подобные “отпуска” Солнце брало и в более далёком 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 имеетодну полярность (например, северную), а замыкающее – противоположную (южную),и это правило выполняется для всех групп пятен в одном полушарии Солнца. Вдругом полушарии 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 прежней магнитной полярности ведущих пятен вдействительности охватывает не 11, а 22 года (конечно, в среднем).

Списоклитературы:

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 юногоастронома, М.: Педагогика,1980 г.

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

4. Клушанцев П.В. «Одиноки ли мы вовселенной?» 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