Внутреннее строение Солнца. Строение атмосферы: фотосфера, хромосфера, корона. Зодиакальный свет и противосияние. Солнечный ветер.



Мы поможем в написании ваших работ!


Мы поможем в написании ваших работ!



Мы поможем в написании ваших работ!


ЗНАЕТЕ ЛИ ВЫ?

Внутреннее строение Солнца. Строение атмосферы: фотосфера, хромосфера, корона. Зодиакальный свет и противосияние. Солнечный ветер.



Строение Солнца

1 – ядро, 2 – зона лучистого равновесия, 3 – конвективная зона, 4 – фотосфера, 5 – хромосфера, 6 – корона, 7 – пятна, 8 – грануляция, 9 – протуберанец

Внутреннее строение Солнца. Ядро

• Центральная часть Солнца с радиусом около 150 000 км (0,2 – 0,25 радиуса Солнца), в которой происходят термоядерные реакции, называется солнечным ядром.

• Плотность вещества в ядре составляет примерно 150 000 кг/м³ (в 150 раз выше плотности воды и в ~6,6 раз выше плотности самого тяжёлого металла на Земл - иридия), а температура в центре ядра — более 14 млн. К.

• Т.к. наибольшие температуры и плотности должны быть в центральных частях Солнца, ядерные реакции и сопровождающее их энерговыделение наиболее интенсивно происходят вблизи самого центра Солнца. В ядре наряду с протон-протонной реакцией заметную роль играет углеродный цикл.

• В результате только протон-протонной реакции каждую секунду в энергию превращаются 4,26 млн. тонн вещества, однако эта величина ничтожна по сравнению с массой Солнца — 2·1027 тонн. Внутреннее строение Солнца.

Зона лучистого равновесия

• По мере удаления от центра Солнца температура и плотность становятся меньше, выделение энергии за счёт углеродного цикла быстро прекращается, и вплоть до расстояния 0,2–0,3 радиуса температура становиться меньше 5 млн. К, также существенно падает плотность. В результате ядерные реакции здесь практически не происходят. Эти слои только передают наружу излучение, возникшее на большей глубине.

• Существенно, что вместо каждого поглощенного кванта большой энергии частицы, как правило, излучают несколько квантов меньших энергий в результате последовательных каскадных переходов. Поэтому вместо γ-квантов возникают рентгеновские, вместо рентгеновских — УФ, которые, в свою очередь, уже в наружных слоях «дробятся» на кванты видимого и теплового излучения, окончательно испускаемого Солнцем.

• Та часть Солнца, в которой выделение энергии за счет ядерных реакций несущественно и происходит процесс переноса энергии только путём поглощения излучения и последующего переизлучения, называется зоной лучистого равновесия. Она занимает область примерно от 0,3 до 0,7 радиуса Солнца.

Конвективная зона

• Выше уровня лучистого равновесия в переносе энергии начинает принимать участие само вещество.

Непосредственно под наблюдаемыми внешними слоями Солнца, на протяжении около 0,3 его радиуса, образуется конвективная зона, в которой энергия переносится конвекцией.

• В конвективной зоне возникает вихревое перемешивание плазмы. По современным данным, роль конвективной зоны в физике солнечных процессов исключительно велика, так как именно в ней зарождаются разнообразные движения солнечного вещества и магнитные поля.

Строение атмосферы Солнца. Фотосфера

Самые внешние слои Солнца (атмосферу Солнца) принято разделять на фотосферу, хромосферу и корону.

Фотосферой называется та часть солнечной атмосферы, в которой образуется видимое излучение, имеющее непрерывный спектр. Т.о., в фотосфере излучается практически вся приходящая к нам солнечная энергия. Фотосфера видна при непосредственном наблюдении Солнца в белом свете в виде кажущейся его «поверхности».

Толщина фотосферы, т.е. протяжённость слоёв, откуда приходит более 90% излучения в видимом диапазоне, менее 200 км, т.е. около 3·10–4R. Как показывают расчёты, при наблюдении по касательной к таким слоям их видимая толщина уменьшается в несколько раз, вследствие чего вблизи самого края солнечного диска (лимба) наиболее быстрое падение яркости происходит на протяжении менее 10–4R. По этой причине край Солнца кажется исключительно резким. Концентрация частиц в фотосфере составляет 1016–1017 в 1 см3 (в обычных условиях в 1 см3 земной атмосферы содержится 2,7·1019 молекул). Давление в фотосфере около 0,1 атм., а температура фотосферы составляет 5 000 – 7 000 К.

В таких условиях атомы с потенциалами ионизации в несколько вольт (Na, K, Ca) ионизуются. Остальные элементы, в том числе и водород, остаются преимущественно в нейтральном состоянии.

• Фотосфера — единственная на Солнце область нейтрального водорода. Однако в результате незначительной ионизации водорода и практически полной ионизации металлов в ней все же имеются свободные электроны. Эти электроны играют исключительно важную роль: соединяясь с нейтральными атомами водорода, они образуют отрицательные ионы водорода Н-

• Отрицательные ионы водорода образуются в ничтожном количестве: из 100 млн. водородных атомов в среднем только один превращается в отрицательный ион.

• Ионы Н– обладают свойством необычайно сильно поглощать излучение, особенно в ИК и видимой областях спектра. Поэтому, несмотря на свою ничтожную концентрацию, отрицательные ионы водорода являются основной причиной, определяющей поглощение фотосферным веществом излучения в видимой области спектра. Связь второго электрона с атомом очень слабая, и поэтому даже фотоны ИК-диапазона могут разрушить отрицательный ион водорода.

• Излучение же происходит при захвате электронов нейтральными атомами. Образующиеся при захвате

фотоны и определяют свечение фотосфер Солнца и звёзд, близких к нему по температуре. Т.о., желтоватый

свет Солнца, который принято называть «белым», возникает при присоединении к атому водорода ещё одного электрона.

• Сродство к электрону нейтрального атома H составляет 0,75 эВ. При присоединении к атому Н электрона (е) с энергией, большей чем 0,75 эВ, её избыток уносится электромагнитным излучением e + H → H– + ħω, значительная часть которого попадает в видимый диапазон.

• Наблюдения фотосферы позволяют обнаружить её тонкую структуру, напоминающую тесно расположенные кучевые облака. Светлые округлые образования называются гранулами, а вся структура — грануляцией. Угловые размеры гранул в среднем составляют не более 1" дуги, что соответствует 725 км на Солнце. Каждая отдельная гранула существует в среднем 5–10 минут, после чего она распадается, а на её месте возникают

новые.

• Гранулы окружены темными промежутками, образующими как бы ячейки или соты. Спектральные линии в гранулах и в промежутках между ними смещены соответственно в синюю и красную сторону. Это означает, что в гранулах вещество поднимается, а вокруг них опускается. Скорость этих движений составляет 1–2 км/с.

• Грануляция — наблюдаемое в фотосфере проявление конвективной зоны, расположенной под фотосферой. В конвективной зоне происходит активное перемешивание вещества в результате подъема и опускания отдельных масс газа (элементов конвекции). Пройдя путь, примерно равный своим размерам, они как бы растворяются в окружающей среде, порождая новые неоднородности. В наружных, более холодных слоях,

размеры этих неоднородностей меньше

Хромосфера

• В наружных слоях фотосферы, где плотность уменьшается до значения 3×10-8 г/см3, температура достигает значений ниже 4 200 К. Это значение температуры оказывается минимальным для всей солнечной атмосферы. В более высоких слоях температура снова начинает возрастать. Сначала происходит медленное возрастание температуры до нескольких десятков тысяч кельвинов, сопровождающееся ионизацией водорода, а затем и гелия. Эта часть солнечной атмосферы называется хромосферой.

• Причиной такого сильного разогрева самых внешних слоев солнечной атмосферы является энергия акустических (звуковых) волн, которые, возникают в фотосфере в результате движения элементов конвекции.

• В самых верхних слоях конвективной зоны, непосредственно под фотосферой, конвективные движения резко тормозятся и конвекция внезапно прекращается. Т.о., фотосфера снизу постоянно как бы «бомбардируется» конвективными элементами. От этих ударов в ней возникают возмущения, наблюдаемые в виде гранул, а сама она приходит в колебательное движение с периодом, соответствующим частоте собственных колебаний фотосферы (около 5 минут). Эти колебания и возмущения, возникающие в фотосфере, порождают в ней волны, по своей природе близкие к звуковым волнам в воздухе. При распространении вверх, т.е. в слои с меньшей плотностью, эти волны увеличивают свою амплитуду до нескольких километров и превращаются в

ударные волны.

• Протяжённость хромосферы составляет несколько тысяч км. Хромосфера имеет эмиссионный спектр, состоящий из ярких линий. Этот спектр очень похож на спектр Солнца, в котором все линии поглощения заменены на линии излучения, а непрерывный спектр почти отсутствует. Однако в спектре хромосферы линии ионизованных элементов сильнее, чем в спектре фотосферы. В частности, в спектре хромосферы очень сильны линии гелия, в то время как в фраунгоферовом спектре они практически не видны. Эти особенности спектра подтверждают рост температуры в хромосфере.

• При изучении изображений хромосферы прежде всего обращает на себя внимание её неоднородная структура, значительно резче выраженная, чем грануляция в фотосфере.

• Наиболее мелкие структурные образования в хромосфере называются спикулами. Они имеют продолговатую форму, причем вытянуты преимущественно в радиальном направлении. Длина их составляет несколько тысяч км, а толщина — около 1 000 км. Со скоростями в несколько десятков км/с спикулы поднимаются из хромосферы в корону и растворяются в ней.

• Через спикулы происходит обмен вещества хромосферы с вышележащей короной.

• На Солнце одновременно существуют сотни тысяч спикул.

• Спикулы в свою очередь образуют более крупную структуру, называемую хромосферной сеткой, порожденную волновыми движениями, вызванными значительно большими и более глубокими элементами

подфотосферной конвективной зоны, чем гранулы.

• Хромосферная сетка лучше всего видна на изображениях в сильных линиях в далёкой УФ области спектра,

например, в резонансной линии 304 Å ионизированного гелия.

• Хромосферная сетка состоит из отдельных ячеек размером от 30 до 60 тыс. км.

Корона

• В верхних слоях хромосферы, где плотность газа составляет всего 10–15 г/см3, происходит еще одно необычайно резкое увеличение температуры, примерно до миллиона кельвинов. Здесь начинается самая внешняя и наиболее разреженная часть атмосферы Солнца, называемая солнечной короной.

• Яркость солнечной короны в миллион раз меньше, чем фотосферы, и не превышает яркости Луны в полнолуние. Поэтому наблюдать солнечную корону можно во время полной фазы солнечных затмений, а вне затмений — с помощью специальных телескопов (коронографов), в которых устраивается искусственное затмение Солнца.

• Корона не имеет резких очертаний и обладает неправильной формой, сильно меняющейся со временем. Об этом можно судить, сопоставляя её изображения, полученные во время различных затмений. Наиболее яркую часть короны, удалённую от лимба не более, чем на 0,2-0,3 радиуса Солнца, принято называть внутренней короной, а остальную, весьма протяженную часть, — внешней короной. Важной особенностью короны является её лучистая структура. Лучи бывают различной длины вплоть до десятка и более солнечных радиусов. У основания лучи обычно утолщаются, некоторые из них изгибаются в сторону соседних.

• Спектр короны обладает рядом важных особенностей. Основой его является слабый непрерывный фон с распределением энергии, повторяющим распределение энергии в непрерывном спектре Солнца. На фоне этого

непрерывного спектра во внутренней короне наблюдаются яркие эмиссионные линии, интенсивность которых уменьшается по мере удаления от Солнца. Большинство из этих линий не удается получить в лабораторных спектрах. Во внешней короне наблюдаются фраунгоферовы линии солнечного спектра, отличающиеся от фотосферных относительно большей остаточной интенсивностью.

• Излучение короны поляризовано, причем на расстоянии около 0,5 Rот края Солнца поляризация увеличивается примерно до 50%, а на больших расстояниях — снова уменьшается.__

• Излучение короны является рассеянным светом фотосферы, а поляризованность этого излучения позволяет установить природу частиц, на которых происходит рассеяние – это свободные электроны.

• Появление этих свободных электронов может быть вызвано только ионизацией вещества. Однако в целом ионизованный газ (плазма) должен быть нейтрален. Следовательно, концентрация ионов в короне также должна соответствовать концентрации электронов.

• Эмиссионные линии солнечной короны принадлежат обычным химическим элементам, но находящимся в очень высоких стадиях ионизации. Наиболее интенсивная — зеленая корональная линия с длиной волны 5303 Å — испускается ионом Fe XIV, т.е. атомом железа, лишенным 13 электронов. Другая интенсивная — красная корональная линия (6 374 Å) — принадлежит атомам девятикратно ионизованного железа Fe X. Остальные эмиссионные линии отождествлены с ионами Fe XI, Fe XIII, Ni XIII, Ni XV, Ni XVI, Са XII, Са XV, Ar X и др.

• Т.о., солнечная корона представляет собой разреженную плазму с температурой около миллиона кельвинов.

Зодиакальный свет и противосияние

• Свечение, аналогичное «ложной короне», можно наблюдать и на больших расстояниях от Солнца в

виде зодиакального света.

• Зодиакальный свет наблюдается в тёмные безлунные ночи весной и осенью в южных широтах вскоре

после захода или незадолго перед восходом Солнца. В это время эклиптика высоко поднимается над горизонтом, и становится заметной проходящая вдоль неё светлая полоса. По мере приближения к Солнцу, находящемуся под горизонтом, свечение усиливается, а полоса расширяется, образуя треугольник. Яркость его постепенно падает с увеличением расстояния от Солнца.

• В области неба, противоположной Солнцу, яркость зодиакального света слегка возрастает, образуя эллиптическое туманное пятно диаметром около 10º, которое называется противосиянием. Противосияние

обусловлено отражением солнечного света от космической пыли.

Солнечный ветер

• Солнечная корона имеет динамическое продолжение далеко за орбиту Земли до расстояний порядка 100 а.е.

• Из солнечной короны происходит постоянное истекание плазмы со скоростью, постепенно увеличивающейся по мере удаления от Солнца. Это расширение солнечной короны в межпланетное пространство называется солнечным ветром.

• Из-за солнечного ветра Солнце теряет ежесекундно около 1 млн. Тонн вещества. Солнечный ветер состоит в основном из электронов, протонов и ядер гелия (альфа-частиц); ядра других элементов и нейтральных частиц содержатся в очень незначительном количестве.

• Часто путают солнечный ветер (поток частиц – протонов, электронов и т.п.) с эффектом давления солнечного света (поток фотонов). Давление солнечного света в настоящее время в несколько тысяч раз превышает давление солнечного ветра. Хвосты комет, всегда направленные в противоположную сторону от Солнца, также образуются за счёт давления света, а не за счёт солнечного ветра.

38. Активные образования в солнечной атмосфере: пятна, факелы, флоккулы, хромосферные вспышки, протуберанцы. Цикличность солнечной активности.

Активные образования в солнечной атмосфере

• Временами в солнечной атмосфере возникают быстро меняющиеся активные образования, резко отличающиеся от окружающих невозмущенных областей, свойства и структура которых совсем или почти совсем не меняются со временем. В фотосфере, хромосфере и короне проявления солнечной активности весьма различны. Однако все они связаны общей причиной. Такой причиной является магнитное поле, всегда

присутствующее в активных областях.

• Происхождение и причина изменений магнитных полей на Солнце до конца не выяснены. Магнитные поля могут быть сконцентрированы в каком-либо слое Солнца (например, у о снования конвективной зоны), а периодические усиления магнитных полей могут быть обусловлены дополнительными возбуждениями токов в солнечной плазме.

• Наиболее распространёнными проявлениями солнечной активности являются пятна, факелы, флоккулы, протуберанцы.

Солнечные пятна

• Наиболее известным проявлением солнечной активности являются солнечные пятна, возникающие, как правило, целыми группами.

• Солнечное пятно появляется в виде крошечной поры, едва отличающейся от тёмных промежутков между гранулами. Через день пора развивается в круглое тёмное пятно с резкой границей, диаметр которого постепенно увеличивается вплоть до размеров в несколько десятков тысяч км. Это явление сопровождается плавным увеличением напряжённости магнитного поля, которое в центре крупных пятен достигает нескольких тысяч эрстед. Величину магнитного поля определяют по зеемановскому расщеплению спектральных линий.

• Иногда возникает несколько мелких пятен в пределах небольшой области, вытянутой параллельно экватору, — группа пятен. Отдельные пятна преимущественно появляются на западном и восточном краях области, где сильнее других развиваются дна пятна — ведущее (западное) и хвостовое (восточное). Магнитные поля обоих главных пятен и примыкающих к ним мелких всегда обладают противоположной полярностью, и поэтому такую группу пятен называют биполярной

• Через 3-4 дня после появления больших пятен вокруг них возникает менее тёмная полутень, имеющая характерную радиальную структуру. Полутень окружает центральную часть пятна, называемую тенью.

• С течением времени площадь, занимаемая группой пятен, постепенно возрастает, достигая наибольшей

величины примерно на десятый день. После этого пятна начинают постепенно уменьшаться и исчезать, сначала наиболее мелкие из них, затем хвостовое (предварительно распавшись на несколько пятен), наконец, ведущее.

• В целом весь этот процесс длится около двух месяцев, однако многие группы солнечных пятен не успевают

пройти всех описанных стадий и исчезают раньше.

• Центральная часть пятна только кажется чёрной из-за большой яркости фотосферы. На самом деле, в центре

пятна яркость меньше только на порядок, а яркость полутени составляет примерно 3/4 от яркости фотосферы. На основании закона Стефана — Больцмана это означает, что температура в пятне на 2–2,5 тыс. К меньше, чем в фотосфере.

• Понижение температуры в пятне объясняется влиянием магнитного поля на конвекцию. Сильное магнитное поле тормозит движения вещества, происходящие поперек силовых линий. Поэтому в конвективной зоне под пятном ослабляется циркуляция газов, которая переносит из глубины наружу существенную часть энергии. В результате температура пятна оказывается меньше, чем в невозмущенной фотосфере.

• Большая концентрация магнитного поля в тени ведущего и хвостового пятна наводит на мысль, что основная часть магнитного потока активной области на Солнце заключена в гигантской трубке силовых линий, выходящих из тени пятна северной полярности и входящей обратно в пятно южной полярности.

• Однако из-за большой проводимости солнечной плазмы и явления самоиндукции магнитные поля напряжённостью в несколько тысяч эрстед не могут ни возникнуть, ни исчезнуть за несколько дней, соответствующих времени появления и распада группы пятен.

• Т.о., можно предположить, что магнитные трубки находятся где-то в конвективной зоне, а возникновение групп солнечных пятен связано с всплыванием таких трубок.

Факелы

• В невозмущенных областях фотосферы имеется лишь общее магнитное поле Солнца, напряженность которого составляет около 1 Э. В активных областях напряженность магнитного поля увеличивается в сотни и даже тысячи раз.

• Небольшое усиление магнитного поля до десятков и сотен Э сопровождается появлением в фотосфере более яркой области, называемой факелом. В общей сложности факелы могут занимать значительную долю всей видимой поверхности Солнца. Они отличаются характерной тонкой структурой и состоят из многочисленных прожилок, ярких точек и узелков — факельных гранул.

• Лучше всего факелы видны на краю солнечного диска (здесь их контраст с фотосферой составляет около 10%), в то время как в центре они почти совсем не видны. Это означает, что на некотором уровне в фотосфере факел горячее соседней невозмущенной области на 200–300 К и в целом слегка выступает над уровнем

невозмущённой фотосферы.

• Возникновение факела связано с важным свойством магнитного поля — препятствовать движению ионизованного вещества, происходящему поперек силовых линий. Если магнитное поле обладает достаточно большой энергией, то оно «допускает» движение вещества только вдоль силовых линий.

• Слабое магнитное поле в области факела не может остановить сравнительно мощных конвективных движений. Однако оно может придать им более правильный характер. Обычно каждый элемент конвекции, помимо общего подъема или опускания по вертикали, совершает небольшие беспорядочные движения в горизонтальной плоскости. Эти движения, приводящие к возникновению трения между отдельными элементами конвекции, тормозятся магнитным полем, имеющимся в области факела, что облегчает конвекцию и позволяет горячим газам подняться на большую высоту и перенести больший поток энергии. Т.о., появление факела связано с усилением конвекции, вызванным слабым магнитным полем.

• Факелы — относительно устойчивые образования. Они без особых изменений могут существовать в течение нескольких недель и даже месяцев.

Флоккулы

• Хромосфера над пятнами и факелами увеличивает свою яркость, причем контраст между возмущённой и невозмущённой хромосферой растет с высотой. Эти более яркие области хромосферы называются флоккулами. Увеличение яркости флоккула по сравнению с окружающей невозмущенной хромосферой не дает оснований для определения его температуры, так как в разряженной и весьма прозрачной для непрерывного спектра хромосфере связь между температурой и излучением не подчиняется законам Планка и Стефана–Больцмана.

• Повышение яркости флоккула в центральных частях можно объяснить увеличением плотности вещества в хромосфере в 3–5 раза при почти неизменном значении температуры, или при слабом ее увеличении. Солнечные вспышки

• В хромосфере и короне, чаще всего в небольшой области между развивающимися пятнами, особенно вблизи границы раздела полярности сильных магнитных полей, наблюдаются самые мощные и быстро развивающиеся проявления солнечной активности, называемые солнечными вспышками.

• В начале вспышки яркость одного из светлых узелков флоккула внезапно подрастает. Часто менее, чем за минуту сильное излучение распространяется вдоль длинного жгута или заливает целую область протяженностью в десятки тысяч км.

• В видимой области спектра усиление свечения происходит главным образом в спектральных линиях водорода, ионизованного кальция и других металлов. Уровень непрерывного спектра также возрастает, иногда настолько сильно, что вспышка становится заметной в белом свете на фоне фотосферы. Одновременно с видимым излучением сильно возрастает интенсивность УФ и рентгеновского излучения, а также мощность солнечного радиоизлучения.

• Во время вспышек наблюдаются самые коротковолновые (т.е. наиболее «жёсткие») рентгеновские спектральные линии и даже в некоторых случаях γ-излучение. Всплеск всех этих видов излучения происходит за несколько минут. После достижения максимума уровень излучения постепенно ослабевает в течение нескольких десятков минут.

• Все перечисленные явления объясняются выделением большого количества энергии неустойчивой плазмы, находящейся в области очень неоднородного магнитного поля. В результате взаимодействия магнитного поля и плазмы значительная часть энергии магнитного поля переходит в тепло, нагревая газ до температуры в десятки миллионов кельвинов, а также идет на ускорение облаков плазмы.

• Одновременно с ускорением макроскопических облаков плазмы относительные движения плазмы и магнитных полей приводят к ускорению отдельных частиц до высоких энергий: электронов до десятков кэВ и протонов до десятков МэВ.

• Поток таких солнечных частиц оказывает существенное воздействие на верхние слои атмосферы Земли и её магнитное поле.

Протуберанцы

• Активными образованиями, наблюдаемыми в короне, являются протуберанцы. По сравнению с окружающей их плазмой это более плотные и «холодные» облака, светящиеся примерно в тех же спектральных линиях, что и хромосфера.

• Протуберанцы бывают весьма различных форм и размеров. Чаще всего это длинные, очень плоские образования, расположенные почти перпендикулярно к поверхности Солнца. Поэтому в проекции на солнечный диск протуберанцы выглядят в виде изогнутых волокон.

• Протуберанцы — наиболее грандиозные образования в солнечной атмосфере, их длина достигает сотен тысяч км, хотя ширина не превышает 6 000–10 000 км. Нижние их части сливаются с хромосферой, а верхние простираются на десятки тысяч км. Однако встречаются протуберанцы и значительно больших размеров.

• Через протуберанцы постоянно происходит обмен вещества хромосферы и короны. Об этом свидетельствуют часто наблюдаемые движения как самих протуберанцев, так и отдельных их частей, происходящие со скоростями в десятки и сотни км/с.

• Возникновение, развитие и движение протуберанцев тесно связано с эволюцией групп солнечных пятен. На первых стадиях развития активной области пятен образуются короткоживущие и быстро меняющиеся

протуберанцы вблизи пятен. На более поздних стадиях возникают устойчивые спокойные протуберанцы, существующие без заметных изменений в течение нескольких недель, и даже месяцев, после чего внезапно может наступить стадия активизации протуберанца, проявляющаяся в возникновении сильных движений, выбросов вещества в корону и появлении быстро движущихся эруптивных протуберанцев.

• Эруптивные, или изверженные – по виду напоминают громадные фонтаны, достигающие высот до 1,7 млн. км над поверхностью Солнца. Движения сгустков вещества в них происходят быстро; извергаются со скоростями в сотни км/с и довольно быстро изменяют свои очертания. При увеличении высоты протуберанец слабеет и рассеивается. В некоторых протуберанцах наблюдались резкие изменения скорости движения отдельных сгустков. Эруптивные протуберанцы непродолжительны.

Солнечная активность

• Все рассмотренные активные образования в солнечной атмосфере тесно связаны между собой.

• Возникновение факелов и флоккулов всегда предшествует появлению пятен.

• Вспышки возникают во время наиболее быстрого роста группы пятен или в результате происходящих в них сильных изменений.

• В это же время возникают протуберанцы, которые часто продолжают долгое время существовать после распада активной области.

• Совокупность всех проявлений солнечной активности, связанных с данным участком атмосферы и развивающихся в течение определенного времени, называется центром солнечной активности.

• Количество пятен и других связанных с ними проявлений солнечной активности периодически меняется. Эпоха, когда количество центров активности наибольшее, называется максимумом солнечной активности, а когда их совсем или почти совсем нет, — минимумом.

• В качестве меры степени солнечной активности пользуются т.н. числами Вольфа, пропорциональными сумме общего числа пятен f и удесятеренного числа их групп g: W = k (f + 10g).

• Коэффициент пропорциональности k зависит от мощности применяемого инструмента. Обычно числа Вольфа усредняют (например, по месяцам или годам) и строят график зависимости солнечной активности от

времени.

• Кривая солнечной активности демонстрирует, что максимумы и минимумы чередуются в среднем через каждые 11 лет, хотя промежутки времени между отдельными последовательными максимумами могут

колебаться в пределах от 7 до 17 лет.

• В эпоху минимума в течение некоторого времени пятен на Солнце, как правило, совсем нет. Затем они начинают появляться далеко от экватора, примерно на широтах ±35°. В дальнейшем зона пятнообразования постепенно спускается к экватору. Однако в областях, удаленных от экватора меньше чем на 8°, пятна бывают очень редко.

• Важной особенностью цикла солнечной активности является закон изменения магнитной полярности пятен. В течение каждого 11-летнего цикла все ведущие пятна биполярных групп имеют некоторую полярность в северном полушарии и противоположную в южном. То же самое справедливо для хвостовых пятен, у которых полярность всегда противоположна полярности ведущего пятна. В следующем цикле полярность ведущих и хвостовых пятен меняется на противоположную. Одновременно с этим меняется полярность и общего магнитного поля Солнца, полюсы которого находятся вблизи полюсов вращения.

• Одиннадцатилетней цикличностью обладают и многие другие характеристики: доля площади Солнца, занятая факелами и флоккулами, частота вспышек, количество протуберанцев, а также форма короны и

мощность солнечного ветра.

• Цикличность солнечной активности – одна из важнейших проблем современной физики Солнца, до конца ещё не решённая.



Последнее изменение этой страницы: 2016-06-29; Нарушение авторского права страницы; Мы поможем в написании вашей работы!

infopedia.su Все материалы представленные на сайте исключительно с целью ознакомления читателями и не преследуют коммерческих целей или нарушение авторских прав. Обратная связь - 3.236.253.192 (0.015 с.)