Реферат: Солнечные пятна, динамика и механизм их образования, способы их учета в экологии и астрофизике

--PAGE_BREAK--2. Общие сведения о солнце. 2.1 Вид Солнца в телескоп.
 Наблюдения Солнца требуют большой осторожности. Нельзя смотреть на Солнце, не защитив глаза очень плотным (тёмным) светофильтром! Но даже со светофильтром не рекомендуется смотреть на Солнце в школьный телескоп. Лучше установить на окулярном конце телескопа экран с листом белой бумаги и рассматривать изображение Солнца на экране. Это позволит увидеть на Солнце тёмные пятна (Солнечные пятна) и светлые участки (факелы), которые заметнее вокруг пятен вблизи края Солнечного диска. На современных обсерваториях для наблюдения Солнца применяют телескопы специальных конструкций – солнечные телескопы. Таким телескопам оснащена, например, Крымская Астрофизическая Обсерватория. Посредством именно таких телескопов и было сделано большиство наблюдений.[1]



2.2 Вращение Солнца
 Если сравнить несколько последовательных фотографий Солнца, то можно заметить, как меняется положение всех пятен на диске. Это происходит из-за вращения Солнца. Солнце вращается не как твёрдое тело. Пятна, находящиеся в близи экватора Солнца, опережают пятна, расположенные в средних широтах. Следовательно, скорости вращения разных слоёв Солнца различны. Экваториальные области делают один оборот вокруг оси Солнца за 25 земных суток, а области вблизи полюсов Солнца – примерно за 30 суток. Линейная скорость вращения на экваторе Солнца составляет 2 км./с. Наблюдения показывают, что все пятна перемещаются от Восточного края к Западному. Следовательно, Солнце вращается вокруг своей оси в направлении движения планет вокруг него.[1]

2.3 Характеристики Солнца
·        Масса MS~2*1023 кг,

·        RS~629 тыс км,

·        V= 1,41.1027 м3, что почти в 1300 тыс. раз превосходит объем Земли,

·        средняя плотность 1,41*103 кг/м,

·        светимость LS=3,86*1023 кВт,

·        эффективная температура поверхности (фотосфера) 5780 К,

·        период вращения (синодический) изменяется от 27 сут на экваторе до 32 сут у полюсов,

·        ускорение свободного падения 274 м/с2. [1]

2.4 Строение Солнца
Химический состав был определен из анализа солнечного спектра. Оказалось, что на Солнце больше всего водорода, а затем гелия. Другие химических элементов (кислород, кальций, железо, магний, натрий и др.) составляют очень малую долю по сравнению с водородом. Никаких химических элементов, помимо тех, которые имеются на Земле не обнаружено. Вследствие ядерной реакции превнащения водорода в гелий выделяется теплота.[1]
Под тяжестью внешних слоев плотность Солнца увеличивается к центру вместе с ростом давления и температуры. (см. рис.1)Температура ядра достигает 15 млн. кельвинов. Ядро имеет радиус не более четверти общего радиуса Солнца, однако в его объеме сосредоточена половина солнечной массы и выделяется практически вся энергия, которая поддерживает свечение Солнца.

<img width=«484» height=«371» src=«ref-1_156129542-29854.coolpic» v:shapes="_x0000_i1025">

Рис.1

Строение солнца.



Через зону лучистой передачи (лучистый перенос) и конвективную  зону (конвекция) идет передача энергии. (Теплопроводность не играет большой роли в энергетических процессах на Солнце и звездах)

Атмосфера Солнца начинается на 200-300 тыс. км.  глубже видимого края солнечного диска называют фотосферой. Поскольку их толщина составляет не более одной трехтысячной доли солнечного радиуса, фотосферу иногда условно называют поверхностью Солнца.

Хромосферавесьма неоднородна и состоит в основном из продолговатых вытянутых язычков (спикул), придающих ей вид горящей травы. Температура этих хромосферных струй в два-три раза выше, чем в фотосфере, а плотность в сотни тысяч раз меньше. Общая протяженность хромосферы 10-15 тыс. километров.

Крона — самая внешняя часть атмосферы Солнца. В отличие от фотосферы и хромосферы онаобладает огромной протяженностью: она простирается на миллионы километров, что соответствует нескольким солнечным радиусам, а ее слабое продолжение уходит еще дальше. Главным образом корона состоит из частичек электричества – электронов, выделяющихся из нижележащих слоев. Все они быстро движутся в разных направлениях, но преимущественно в сторону от Солнца. Скорость их так же велика, как у газа при температуре до миллиона градусов.

Фактически мы живем окруженные солнечной короной, хотя и защищенные от ее проникающей радиации надежным барьером в виде земного магнитного поля. Через корону солнечная активность влияет на многие процессы, происходящие на Земле.

    продолжение
--PAGE_BREAK--3. Солнечные пятна. 3.1 Наблюдения.
На данный момент нет даже единой гипотезы, которая смогла бы пролить свет на темный лик солнечных пятен. Здесь можно лишь описать загадку, как она представляется сегодня. Начнем с того, что уже точно известно за счет наблюдений.

Пятна практически не образуются на полюсах и на экваторе Солнца. Две узкие полосы в пределах от 25 — 30 и до 8 — 12 градусов северной и южной широты — вот места наиболее интенсивного образования пятен. Причем, пики их образования повторяются с периодичностью от 7 до 17 лет. Этот цикл, составляющий в среднем 12 лет, четко прослеживается в широтности образования пятен. Когда исчезают последние пятна на нижних широтах (8 — 12 градусов), начинают образовываться пятна на верхних широтах (25 — 30 градусов). Новые пятна станут образовываться уже ниже этого уровня, то есть они будут как бы сползать к нижним широтам. К концу цикла область образования пятен вновь окажется в пределах от 8 до 12 градусов северной и южной широты. Начало цикла пятнообразования и минимум солнечной активности совпадают.

Пятна, как правило, образуются группами или хотя бы парами. Пара пятен на одной широте находится в любопытной взаимосвязи. Прежде чем в фотосфере (видимом слое Солнца) образуется пятно, на месте его возникновения регистрируется очень мощное магнитное поле. Последнее может быть только замкнутым, оно то и связывает пару пятен. Обычно, силовые линии магнитного поля направлены из северного полюса объекта (будь то планета или Солнце) к южному, но здесь все не так просто. Направления силовых линий магнитных полей обратны для пар пятен северного и южного полушарий. Более того, магнитная полярность пятен, меняется на противоположную после каждого 12-летнего цикла, что позволяет говорить не о 11-летнем, а о 22-х летнем солнечном цикле пятнообразования. Магнитные поля пятен интенсивней магнитного поля Солнца в целом и к тому же они перпендикулярны ему. Все сказанное хорошо видно на рис. 2.[1]

 

 

Солнце, как известно, вращается вокруг своей оси с периодичностью примерно 27 суток, из-за чего пара пятен наблюдается с некоторым периодом исчезая на западном краю Солнца и появляясь вновь на восточном менее чем через 2 недели. Первое в этом движении пятно является головным. Установлено, что в паре пятен оно возникает первым и исчезает последним.

Солнечное пятно может существовать от нескольких часов до нескольких месяцев. Размер пятен также широко варьируется от «пор» — зародышей пятен, до гигантских площадей в которые можно уложить по 100 земных глобусов. Появляясь из пор, группа пятен проходит стадию роста, в ходе которой они увеличиваются и расходятся, расползаются в разные стороны. Затем следует более продолжительная по времени стадия рассасывания пятен. Последним исчезает головное, по ходу вращения Солнца, пятно. После исчезновения пятна, мощное магнитное поле на его месте сохраняется еще в течении некоторого времени.

Для характеристики активности Солнца используют числа Вольфа, учитывающие количество одиночных пятен и групп пятен на Солнце.[5]

Само пятно по форме является воронкой на видимой поверхности Солнца (эффект возникает из-за прозрачности атмосферы в этом месте). Их глубину определяют в 1000 — 1500 км. Температура солнечного вещества в районе центра пятна наиболее низкая в сравнении с общей температурой поверхности — 5800 К., на 1000 — 1500 К. Поэтому центр пятна наблюдается как более темное образование, чем его края. В пятне различают тень — его центр, и полутень, которая больше в радиусе в 2 раза и более (она светлее, см. рис.3). Края пятна окружены светлыми волокнистыми образованиями — фотосферными факелами. Температура в них выше (на 2000 К.) чем в окружающем веществе, поэтому они выделяются по яркости свечения. Факелы продолжаются вверх через фотосферу в хромосферу, где образуют «факельные площадки», которые расширяются с ростом высоты. В фотосфере поперечник факельной площадки может составлять 700 км, а уже на границе хромосферы и короны — 15000 км. Факельные площадки появляются, растут и рассасываются согласно с ритмом солнечных пятен, но они могут существовать и без них. Сами по себе факелы живут дольше пятен — до 3-х, 4-х месяцев. Предполагается, что причиной их образования служат менее мощные, чем у пятна магнитные поля.
    продолжение
--PAGE_BREAK--3.2 Механизм образования.
Солнце представляет собой огромный бурлящий котел плазмы, причем внутри оно горячее, а снаружи – холоднее. Из-за этого перепада температур возникают конвекционные потоки: остывшие массы идут вглубь, а на их место поднимаются более горячие. Этому процессу мешает сильное магнитное поле Солнца. Оказывается, что магнитные вихри могут локально приостановить конвекцию, не дать остывшим массам опуститься.В результате эта область на солнечной поверхности будет холоднее окружающих – и поэтому будет выглядеть темнее. Это и есть темное пятно.[5]

Конвективные процессы продолжают идти на глубине, однако более горячий газ не может прорваться на поверхность сквозь более холодные области, и вынужден их огибать.[6]

Солнечное магнитное поле имеет очень сложную структуру и непрерывно меняется. Совместные действия циркуляции солнечной плазмы в конвективной зоне и дифференциального вращения Солнца постоянно возбуждает процесс усиления слабых магнитных полей и возникновения новых. Видимо это обстоятельство и является причиной возникновения на Солнце пятен. Пятна то появляются, то исчезают. Их количество и размеры меняются. Но, примерно, каждые 11 лет число пятен становится наибольшим. Тогда говорят, что Солнце активно. С таким же периодом (~ 11 лет) происходит и переполюсовка магнитного поля Солнца. Естественно предположить, что эти явления связанны между собой.[1]

Развитие активной области начинается с усиления магнитного поля в фотосфере, что приводит к появлению более ярких участков — факелов (температура фотосферы Солнца в среднем 6000К, в области факелов примерно на 300К выше). Дальнейшее усиление магнитного поля приводит к появлению пятен. [1]

В начале 11-летнего цикла пятна в небольшом количестве начинают появляться на сравнительно высоких широтах (35 — 40 градусов), а за тем постепенно зона пятнообразования спускается к экватору, до широты плюс 10 — минус 10 градусов, но на самом экваторе пятен, как правило, не бывает.[1]

Галилео Галилей одним из первых заметил, что пятна наблюдаются не всюду на Солнце, а, главным образом, на средних широтах, в пределах так называемых «королевских зон».

Сначала обычно появляются одиночные пятна, но затем из них возникает целая группа, в которой выделят два больших пятна — одно — на западном, другое — на восточном краю группы. В начале нашего века выяснилось, что полярности восточных и западных пятен всегда противоположны. Они образуют как бы два полюса одного магнита, а потому такую группу называют биполярной. Типичное солнечное пятно имеет размеры несколько десятков тысяч километров.[1]

Галилей, зарисовывая пятна, отмечал вокруг некоторых из них серую каемку.

Действительно, пятно состоит из центральной, более темной части — тени и более светлой области — полутени.[1]

Солнечные пятна  иногда бывают видны на его диске даже невооруженным глазом. Кажущаяся чернота этих образований вызвана тем, что их температура примерно на 1500 градусов ниже температуры окружающей их фотосферы (и соответственно непрерывное излучение от них гораздо меньше). Одиночное развитое пятно состоит из темногоовала — так называемой тени пятна, окруженного более светлой волокнистой полутенью. Неразвитые мелкие пятна без полутени называют порами. Зачастую пятна и поры образуют сложные группы. [1]

 Типичная группа пятен изначально возникает в виде одной или нескольких пор в области невозмущенной фотосферы. Большинство таких групп обычно исчезают через 1-2 суток. Но некоторые последовательно растут и развиваются, образовывая достаточно сложные структуры. Солнечные пятна могут быть больше в диаметре, чем Земля. Они часто объединяются в группы. Они формируются  за несколько дней и обычно исчезают за неделю. Некоторые большие пятна, хотя, могут сохраняться в течение месяца. Большие группы солнечных пятен более активны, чем маленькие группы или отдельные пятна.[1]

 

Наиболее вероятной гипотезой периодического повторения солнечной активности считают возмущения от планет гигантов, которое смещает центр тяжести Солнечной системы. Но это далеко не единственная гипотеза. Наряду с 12-летним циклом солнечной активности выделяют еще вековой цикл его нарастания и убывания. По разным данным он может варьироваться. Есть данные в пользу 60-летнего и 86-летнего цикла.[2]

    продолжение
--PAGE_BREAK--