Солнечное космическое излучение, солнечный ветер и электромагнитное излучение

Строение Солнца

 

Основной поставщик энергии в ОКП и на Землю – Солнце. Солнце - центральное тело нашей Солнечной системы. Оно представляет собой горячий вращающийся газовый шар с радиусом Rc = км и массой . Солнце в 750 раз превосходит по массе все остальные тела Солнечной системы, вместе и в 330 тысяч раз массивнее Земли. Средняя плотность солнечного вещества близка к , что составляет около 0,256 от средней плотности Земли,) в центре Солнца плотность достигает величины 160 г/см³, т.е. более чем на два порядка превышает среднюю. На солнечном диаметре (Dc=1390600км) можно было бы разместить цепочку из 109 таких планет, как наша Земля. Солнце находится на расстоянии 149680000 км от Земли (это расстояние называют астрономической единицей, а.е.). Ускорение силы тяжести на поверхности Солнца равно 274 м/с². Наблюдение за отдельными деталями на солнечном диске говорят о движении солнечного вещества вокруг одного из его диаметров, называемого осью вращения Солнца. Вращение Солнца обладает важной особенностью: его угловая скорость убывает по мере удаления от экватора и приближения к полюсам. Период вращения для экваториальной области составляет  = 25 суток, а вблизи полюсов –  = 30 суток.

Согласно стандартной модели (например, [7]), Солнце состоит из трех зон Рис. 2.1, не включая атмосферу, отличающихся температурой, плотностью и процессом передачи энергии. Центральная зона (ядро в пределах 0,25 радиуса) - наиболее плотная и нагретая часть звезды ( =150 - 160г/см³ (что примерно в 15 раз больше плотности свинца). давление равняется примерно 25×10¹⁰ атмосферы).

Ядро примерно на 35% состоит из водорода, на 64% - из гелия, на долю других элементов (в частности, ядер углерода С, азота N и кислорода О) приходится не более 1% (по массе). Максимальная температура ядра может превышать 15 млн. градусов. При такой температуре происходит термоядерная реакция синтеза (слияния), в которой основную роль играет водородный (р-р) цикл: четыре ядра водорода образуют ядро гелия с выделением большого количества энергии. При горении водорода освобождаются гамма-лучи γ (фотоны высокой энергии) и нейтрино ν (частицы, лишенные заряда и имеющие очень незначительную массу). Выделение энергии при этом в миллионы раз больше (на единицу массы), чем в химических реакциях горения нефти и газа (выделяется примерно 26 МэВ энергии на один атом гелия).

 

 

Рис.2.1 – Внутреннее строение Солнца и структура его атмосферы.

 

Ядро Солнца окружено зоной излучения (или радиационной зоной), из
которой излучение путем медленной диффузии выходит наружу в сторону поверхности Солнца. Тепло передаётся за счёт процесса многократного поглощения и излучения атомами квантов электромагнитного излучения. Выделенное тепло проходит через всю звезду и излучается в виде светового потока. Температура постепенно убывает по радиусу. В результате уже в следующей, статической радиационной зоне, температура падает от К до 1. К, что недостаточно для ядерного синтеза. Происходит медленная диффузия теплового потока, пока он не дойдёт до границы радиационной зоны на расстоянии ~ . В целом фотонам нужны миллионы лет. чтобы пройти через радиационную зону при их постепенном распространении наружу. На границе зоны механизм передачи тепла излучением меняется на более эффективный конвективный перенос. Внешняя конвективная зона наполнена турбулентной горячей плазмой, вырывающейся на фотосферу Солнца.

В центре Солнца рождаются гамма-кванты. Их энергия в миллионы раз больше, чем энергия квантов видимого света, а длина волны очень мала. По пути к поверхности Солнца кванты претерпевают удивительные превращения. Отдельный квант сначала поглощается каким-нибудь атомом, но тут же снова переизлучается. Чаще всего при этом возникает не один прежний квант, а два или даже несколько. По закону сохранения энергии их общая энергия сохраняется, а потому энергия каждого из них уменьшается.
Так возникают кванты все меньших и меньших энергий. Мощные гамма-кванты как бы дробятся на менее энергичные кванты электромагнитного диапазона - сначала рентгеновские лучи (X). потом ультрафиолетовое (УФ), видимое (или оптическое. О) и. наконец, инфракрасное (ИК) излучение. В итоге наибольшее количество энергии Солнце излучает в видимом свете (оптический диапазон).

На своем пути через внутренние слои Солнца поток энергии встречает такую область, где непрозрачность газа сильно возрастает. Это конвективная зона Солнца. Здесь энергия передается уже не излучением, а конвекцией. Суть конвекции состоит в том, что потоки горячей плазмы поднимаются вверх, где отдают свое тепло окружающей среде, а охлажденный солнечный газ опускается вниз. Похоже, что солнечное вещество кипит и перемешивается. Конвективная зона начинается примерно на расстоянии 0.75 радиуса от центра и простирается практически до самой видимой поверхности Солнца (фотосферы). Здесь массовая плотность вещества и его температура падают до значений г/см³ и Т К, соответственно, а перенос основного потока энергии вновь становится лучистым. Однако по инерции сюда все же проникают горячие потоки из более глубоких конвективных слоев. B конвективной зоне отдельные “перегретые” элементы среды поднимаются, высвечиваются и охлаждаются. Их верхушки просматриваются в фотосфере в виде ярких гранул и создают общую картину грануляции. Опускающиеся более “холодные" струи начинаются в темных межгранульных промежутках, сливаются в общие потоки вниз и завершают этот циклический процесс. Хорошо известная наблюдателям картина грануляции на поверхности Солнца (рис. 2.2) является видимым проявлением конвекции.

Как уже говорилось, кванту требуется очень много времени, чтобы просочиться через плотное солнечное вещество наружу. Так что если бы "печка" внутри Солнца вдруг погасла, то мы узнали бы об этом только миллионы лет спустя.

Фотосфера - самая глубокая часть атмосферы Солнца. Она представляет собой очень узкий слой 10000 км. На нижней границе фотосферы температура превышает 6000 К, а во внешних слоях фотосферы температура достигает минимального для всего Солнца - значения около 4560 К. Именно эта область с минимальной температурой может считаться «поверхностью» Солнца. При такой температуре только один из 10000 атомов водорода ионизован. Вместе с тем во столько же раз меньше количество атомов тех элементов, которые легко ионизуются, отдавая хотя бы один электрон (в основном это металлы). Поэтому в целом вещество фотосферы даже в области температурного минимума продолжает оставаться сильно ионизованной горячей плазмой.

 

Рис.2.2 - Изображение части солнечного пятна, полученное в обсерватории Ла Ралма (Канарские острова) в оптическом диапазоне. В верхней части снимка, над тенью и вытянутыми волокнами полутени видна грануляционная структура фотосферы.

 

Неравномерность свечения фотосферы обусловлена неравномерной нагретостью конвективных ячеек, которые непосредственно соприкасаются с фотосферой. Конвективные ячейки в фотосфере наблюдаются в виде грануляции, множества достаточно быстро изменяющихся со временем областей с повышенной в центре и пониженной по краям температурой. Но при определенных условиях на поверхности фотосферы образуются относительно темные и холодные области - солнечные пятна (Рис.2.2), которые имеют заметно большее магнитное поле, чем окружающие области.

Хромосфера - это неоднородный по структуре слой солнечной атмосферы, расположенный непосредственно над фотосферой. Хромосфера названа так за свою красновато-фиолетовую окраску. Она видна во время полных солнечных затмений как клочковатое яркое кольцо вокруг чёрного диска Луны, только что затмившего Coлнце. Хромосфера весьма 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 протяжённость хромосферы 10-15 тыс. километров. Нижняя хромосфера имеет температуру 4500 - 4800 К, а на границе с короной, в переходном слое, температура достигает значений 10⁶ К. При такой температуре в хромосфере Солнца формируется интенсивное излучение в линиях атома водорода. Одной из наиболее интересных деталей, которые можно наблюдать в хромосфере на изображениях в линии Н-альфа, являются протуберанцы, представляющие собой области плотной холодной плазмы, проникающие высоко в корону и но этой причине видимые над солнечным лимбом. Излучение хромосферы Солнца в линии Н-альфа лежит в видимой области спектра и имеет яркий красный цвет. Хромосфера переходит в горячую, сильно разреженную плазму – корону (Рис. 2.3), которая непрерывно расширяется в космическое пространство, образуя солнечный ветер - поток заряженных частиц (плазму), увлекающий с собою силовые линии солнечных магнитных полей и обтекающий земную магнитосферу. Область занятая солнечным ветром называется гелиосферой.

          Рис. 2.3 – Снимок солнечной короны, сделанный с Земли [1].

 

Строение Солнца

 

Основной поставщик энергии в ОКП и на Землю – Солнце. Солнце - центральное тело нашей Солнечной системы. Оно представляет собой горячий вращающийся газовый шар с радиусом Rc = км и массой . Солнце в 750 раз превосходит по массе все остальные тела Солнечной системы, вместе и в 330 тысяч раз массивнее Земли. Средняя плотность солнечного вещества близка к , что составляет около 0,256 от средней плотности Земли,) в центре Солнца плотность достигает величины 160 г/см³, т.е. более чем на два порядка превышает среднюю. На солнечном диаметре (Dc=1390600км) можно было бы разместить цепочку из 109 таких планет, как наша Земля. Солнце находится на расстоянии 149680000 км от Земли (это расстояние называют астрономической единицей, а.е.). Ускорение силы тяжести на поверхности Солнца равно 274 м/с². Наблюдение за отдельными деталями на солнечном диске говорят о движении солнечного вещества вокруг одного из его диаметров, называемого осью вращения Солнца. Вращение Солнца обладает важной особенностью: его угловая скорость убывает по мере удаления от экватора и приближения к полюсам. Период вращения для экваториальной области составляет  = 25 суток, а вблизи полюсов –  = 30 суток.

Согласно стандартной модели (например, [7]), Солнце состоит из трех зон Рис. 2.1, не включая атмосферу, отличающихся температурой, плотностью и процессом передачи энергии. Центральная зона (ядро в пределах 0,25 радиуса) - наиболее плотная и нагретая часть звезды ( =150 - 160г/см³ (что примерно в 15 раз больше плотности свинца). давление равняется примерно 25×10¹⁰ атмосферы).

Ядро примерно на 35% состоит из водорода, на 64% - из гелия, на долю других элементов (в частности, ядер углерода С, азота N и кислорода О) приходится не более 1% (по массе). Максимальная температура ядра может превышать 15 млн. градусов. При такой температуре происходит термоядерная реакция синтеза (слияния), в которой основную роль играет водородный (р-р) цикл: четыре ядра водорода образуют ядро гелия с выделением большого количества энергии. При горении водорода освобождаются гамма-лучи γ (фотоны высокой энергии) и нейтрино ν (частицы, лишенные заряда и имеющие очень незначительную массу). Выделение энергии при этом в миллионы раз больше (на единицу массы), чем в химических реакциях горения нефти и газа (выделяется примерно 26 МэВ энергии на один атом гелия).

 

 

Рис.2.1 – Внутреннее строение Солнца и структура его атмосферы.

 

Ядро Солнца окружено зоной излучения (или радиационной зоной), из
которой излучение путем медленной диффузии выходит наружу в сторону поверхности Солнца. Тепло передаётся за счёт процесса многократного поглощения и излучения атомами квантов электромагнитного излучения. Выделенное тепло проходит через всю звезду и излучается в виде светового потока. Температура постепенно убывает по радиусу. В результате уже в следующей, статической радиационной зоне, температура падает от К до 1. К, что недостаточно для ядерного синтеза. Происходит медленная диффузия теплового потока, пока он не дойдёт до границы радиационной зоны на расстоянии ~ . В целом фотонам нужны миллионы лет. чтобы пройти через радиационную зону при их постепенном распространении наружу. На границе зоны механизм передачи тепла излучением меняется на более эффективный конвективный перенос. Внешняя конвективная зона наполнена турбулентной горячей плазмой, вырывающейся на фотосферу Солнца.

В центре Солнца рождаются гамма-кванты. Их энергия в миллионы раз больше, чем энергия квантов видимого света, а длина волны очень мала. По пути к поверхности Солнца кванты претерпевают удивительные превращения. Отдельный квант сначала поглощается каким-нибудь атомом, но тут же снова переизлучается. Чаще всего при этом возникает не один прежний квант, а два или даже несколько. По закону сохранения энергии их общая энергия сохраняется, а потому энергия каждого из них уменьшается.
Так возникают кванты все меньших и меньших энергий. Мощные гамма-кванты как бы дробятся на менее энергичные кванты электромагнитного диапазона - сначала рентгеновские лучи (X). потом ультрафиолетовое (УФ), видимое (или оптическое. О) и. наконец, инфракрасное (ИК) излучение. В итоге наибольшее количество энергии Солнце излучает в видимом свете (оптический диапазон).

На своем пути через внутренние слои Солнца поток энергии встречает такую область, где непрозрачность газа сильно возрастает. Это конвективная зона Солнца. Здесь энергия передается уже не излучением, а конвекцией. Суть конвекции состоит в том, что потоки горячей плазмы поднимаются вверх, где отдают свое тепло окружающей среде, а охлажденный солнечный газ опускается вниз. Похоже, что солнечное вещество кипит и перемешивается. Конвективная зона начинается примерно на расстоянии 0.75 радиуса от центра и простирается практически до самой видимой поверхности Солнца (фотосферы). Здесь массовая плотность вещества и его температура падают до значений г/см³ и Т К, соответственно, а перенос основного потока энергии вновь становится лучистым. Однако по инерции сюда все же проникают горячие потоки из более глубоких конвективных слоев. B конвективной зоне отдельные “перегретые” элементы среды поднимаются, высвечиваются и охлаждаются. Их верхушки просматриваются в фотосфере в виде ярких гранул и создают общую картину грануляции. Опускающиеся более “холодные" струи начинаются в темных межгранульных промежутках, сливаются в общие потоки вниз и завершают этот циклический процесс. Хорошо известная наблюдателям картина грануляции на поверхности Солнца (рис. 2.2) является видимым проявлением конвекции.

Как уже говорилось, кванту требуется очень много времени, чтобы просочиться через плотное солнечное вещество наружу. Так что если бы "печка" внутри Солнца вдруг погасла, то мы узнали бы об этом только миллионы лет спустя.

Фотосфера - самая глубокая часть атмосферы Солнца. Она представляет собой очень узкий слой 10000 км. На нижней границе фотосферы температура превышает 6000 К, а во внешних слоях фотосферы температура достигает минимального для всего Солнца - значения около 4560 К. Именно эта область с минимальной температурой может считаться «поверхностью» Солнца. При такой температуре только один из 10000 атомов водорода ионизован. Вместе с тем во столько же раз меньше количество атомов тех элементов, которые легко ионизуются, отдавая хотя бы один электрон (в основном это металлы). Поэтому в целом вещество фотосферы даже в области температурного минимума продолжает оставаться сильно ионизованной горячей плазмой.

 

Рис.2.2 - Изображение части солнечного пятна, полученное в обсерватории Ла Ралма (Канарские острова) в оптическом диапазоне. В верхней части снимка, над тенью и вытянутыми волокнами полутени видна грануляционная структура фотосферы.

 

Неравномерность свечения фотосферы обусловлена неравномерной нагретостью конвективных ячеек, которые непосредственно соприкасаются с фотосферой. Конвективные ячейки в фотосфере наблюдаются в виде грануляции, множества достаточно быстро изменяющихся со временем областей с повышенной в центре и пониженной по краям температурой. Но при определенных условиях на поверхности фотосферы образуются относительно темные и холодные области - солнечные пятна (Рис.2.2), которые имеют заметно большее магнитное поле, чем окружающие области.

Хромосфера - это неоднородный по структуре слой солнечной атмосферы, расположенный непосредственно над фотосферой. Хромосфера названа так за свою красновато-фиолетовую окраску. Она видна во время полных солнечных затмений как клочковатое яркое кольцо вокруг чёрного диска Луны, только что затмившего Coлнце. Хромосфера весьма 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 протяжённость хромосферы 10-15 тыс. километров. Нижняя хромосфера имеет температуру 4500 - 4800 К, а на границе с короной, в переходном слое, температура достигает значений 10⁶ К. При такой температуре в хромосфере Солнца формируется интенсивное излучение в линиях атома водорода. Одной из наиболее интересных деталей, которые можно наблюдать в хромосфере на изображениях в линии Н-альфа, являются протуберанцы, представляющие собой области плотной холодной плазмы, проникающие высоко в корону и но этой причине видимые над солнечным лимбом. Излучение хромосферы Солнца в линии Н-альфа лежит в видимой области спектра и имеет яркий красный цвет. Хромосфера переходит в горячую, сильно разреженную плазму – корону (Рис. 2.3), которая непрерывно расширяется в космическое пространство, образуя солнечный ветер - поток заряженных частиц (плазму), увлекающий с собою силовые линии солнечных магнитных полей и обтекающий земную магнитосферу. Область занятая солнечным ветром называется гелиосферой.

          Рис. 2.3 – Снимок солнечной короны, сделанный с Земли [1].

 

Солнечное космическое излучение, солнечный ветер и электромагнитное излучение

 

Солнечный ветер представляет собой гелиево-водородную плазму, которая состоит в основном из электронов, протонов и ядер гелия (альфа-частиц); ядра других элементов и неионизированных (электрически нейтральных) частиц содержатся в очень небольшом количестве. Из-за солнечного ветра Солнце теряет ежесекундно около одного миллиона
тонн вещества. Интенсивность солнечного ветра зависит от изменений солнечной активности и его источников. В зависимости от скорости потоки солнечного ветра у орбиты Земли условно делятся на два класса: медленные (~ 300-400 км/с) и быстрые (~600-700 км/с). Медленный солнечный ветер порождается «спокойной» частью солнечной короны при её газодинамическом расширении. Потоки рекуррентного быстрого солнечного ветра испускаются Солнцем в течение нескольких месяцев и имеют период повторяемости при наблюдениях с Земли в 27 суток (период вращения Солнца). Эти потоки связывают с корональными дырами.

Солнечные вспышки - это чрезвычайно мощные взрывы в солнечной атмосфере. Они происходят вблизи солнечных пятен. Физически вспышка является откликом солнечной атмосферы на внезапный быстрый процесс выделения энергии, по всей вероятности, магнитного происхождения. Отклик затрагивает, в основном, хромосферу и корону. Выделение энергии приводит, прежде всего, к локализованному временному нагреву (тепловая вспышка), а также к ускорению частиц (электронов, протонов и более тяжелых ионов). Полная энергия, выделяющаяся во время наиболее сильных вспышек,
равна ~ 10²⁵ Дж.

Солнечное космическое излучение (СКИ) - это интенсивные потоки частиц высокой (от 10⁶ до эВ; 1 эВ=1.6 ) энергии, генерируемые Солнцем во время сильных вспышек. В состав СКИ входят в основном протоны, обнаружены также ядра с зарядом z≥2 и электроны с энергией ≥40 кэВ. Во время очень больших вспышек излучаются нейтроны, рожденные в атмосфере Солнца в ядерных реакциях. Сильные вспышки сравнительно редки и длятся не более суток, но в это время именно солнечные космические лучи определяют радиационную обстановку в межпланетном пространстве. Примерно половина энергии солнечной вспышки содержится в высокоскоростных потоках солнечного ветра и «корональных выбросах массы» (облаках замагниченной плазмы, движущихся со скоростью до 1000 км / с), другая половина – в жёстком электромагнитном излучении (жесткий ультрафиолет, рентгеновские и γ-лучи) и в потоках высокоэнергичных частиц (протонов с энергиями от 1 МэВ до 10 ГэВ и электронов с энергиями от 2 кэВ до 1 МэВ) солнечных космических лучей (СКЛ). Солнечные вспышки существенно изменяют свойства и структуру гелиосферы.

Электромагнитное излучение Солнца достигает Земли за 8.5 минут, СКЛ – менее, чем за 1 час, и корональный выброс массы достигает орбиты Земли за 20÷40 ч. Практически вся электромагнитная энергия, излучаемая Солнцем, заключена в непрерывном излучении фотосферы в диапазоне длин волн от 1500 до 0.5 см. Эта энергия, от рентгена до метрового диапазона, меняется во времени слабо – в пределах 2,5% и зависит от числа солнечных пятен. Так как интенсивность излучения Солнца в основной части спектра практически не зависит от солнечной активности, его обычно характеризуют величиной «солнечной постоянной» - потоком солнечной энергии, падающим в единицу времени под прямым углом на единичную площадку, расположенную на определенном расстоянии от Солнца. Применительно к земным условиям (т. е. к удалению от Солнца в 1 а. е.) солнечная постоянная за границей земной атмосферы Ес = 0,136 Вт/см2.

 

Рис.2.4. Каналы передачи энергии от Солнца на Землю.

 

 

Рис. 2.5. Спектр излучения Солнца.

 

Основную часть общей энергии – приблизительно 99,9% составляет видимый диапазон излучения, и эта часть полностью определяет энергообмен в нижней и средней атмосфере. Плотность потоков солнечного излучения в рентгеновском и дальнем ультрафиолетовом диапазонах варьируется очень сильно в зависимости от вариации солнечной активности. Эти вариации потока не могут изменить на заметные доли процента общий поток энергии, но оказывают решающее влияние на поглощение солнечного излучения и энергообмен в атмосфере на высотах 80-1000 км.

Излучение Солнца в радиодиапазоне заметно ослабляется ионосферой при длинах волн от 15 до 40 м и полностью поглощается в остальной части спектра атмосферой Земли и до ее поверхности не доходит.

В межпланетном и околоземном пространстве корпускулярное излучение наблюдается в виде солнечного ветра, солнечного и галактического космического излучений и излучения радиационного пояса Земли.

 

2.3. Структура и величина межпланетного магнитного поля

 

Солнечный ветер определяет структуру и величину межпланетного магнитного поля, силовые линии которого вытянуты вдоль линий тока солнечного ветра и имеют форму спирали Архимеда, закручиваемой вращением Солнца (Рис. 2.6). Это магнитное поле влияет на распределение интенсивности галактических космических лучей в Солнечной системе, препятствуя их проникновению в ее внутренние области.

Рис.2.6. Схема образования спиральной структуры силовых линий межпланетного магнитного поля ММП при вращении Солнца.

 

Солнечный ветер благодаря давлению отклоняет хвосты комет, «выметает» из Солнечной системы газ и мельчайшие частицы космической пыли, определяет характер геомагнитных возмущений и связанных с ними других геофизических явлений, является одним из источников пополнения заряженными частицами радиационного пояса Земли.