Физика солнечных явлений

Солнце как звезда: общие сведения и характеристика. Распределение интенсивности солнечного излучения. Физические характеристики слоёв Солнца. Хромосфера и корона Солнца. Магнитные поля и солнечная активность. Вспышки на Солнце и их воздействие на Землю.

Рубрика Астрономия и космонавтика
Вид реферат
Язык русский
Дата добавления 15.01.2011
Размер файла 2,4 M

Отправить свою хорошую работу в базу знаний просто. Используйте форму, расположенную ниже

Студенты, аспиранты, молодые ученые, использующие базу знаний в своей учебе и работе, будут вам очень благодарны.

Размещено на http://www.allbest.ru/

Введение

Солнце - рядовая звезда нашей Галактики. Поэтому такие проблемы, как источники энергии С., его строение, образование спектра, являются общими для физики С. и звёзд. Для земного наблюдателя уникальность С. состоит в том, что это ближайшая к нам и единственная пока звезда, поверхность которой можно подвергнуть детальному изучению. Непосредственно с поверхности Земли С. изучают радио- и оптическими методами. Внеатмосферная астрономия позволила значительно расширить исследуемый диапазон частот электромагнитного излучения С., а также приступить к детальному исследованию его корпускулярного излучения. Всё многообразие солнечных явлении, раскрытое этими методами: зернистая (грануляционная) структура поверхности (фотосферы), сложные изменения яркости и движений в её отдельных активных центрах, процессы в самых внешних, разреженных слоях атмосферы - хромосфере и короне, в частности солнечные вспышки, образование протуберанцев, солнечного ветра,- свойственно, вероятно, не только С., но и другим звёздам. Поэтому физика солнечных явлений имеет огромное значение для развития астрофизики в целом.

Солнце как звезда

Рис. 1. Фотография диска Солнца. Заметно потемнение диска к краю, видны пятна

Солнце - газовый, точнее плазменный, шар (рис. 1). Радиус Солнца R _ = 6,96.1010 см, т.е. в 109 раз больше экваториального радиуса Земли; масса С. M_ = 1,99.1033 г, т. е. в 333 000 раз больше массы Земли. В С. сосредоточено 99,866% массы Солнечной системы. Средняя плотность солнечного вещества 1,41 г/см8, что составляет 0,256 средней плотности Земли (солнечное вещество содержит по массе свыше 70% водорода, свыше 20% гелия и около 2% других элементов). Ускорение свободного падения на уровне видимой поверхности С. g = GM_/R_ = 2,74.104 см/с2. Вращение С. имеет дифференциальный характер: экваториальная зона вращается быстрее (14,4° за сутки), чем высокоширотные зоны (~10° за сутки у полюсов). Средний период вращения С. 25,38 сут, скорость на экваторе около 2 км/с, энергия вращения (определённая по вращению поверхности) составляет 2,4.1042 эрг. Мощность излучения С.- его светимость L_ ? 3,86.1033 эрг/с (3,86.1026 Вт), эффективная температура поверхности Тэ= 5780 К. С. относится к звёздам-карликам спектрального класса G2. На диаграмме Герцшпрунга - Ресселла спектр - светимость С. находится в средней части главной последовательности, на которой лежат стационарные звёзды, практически не изменяющие своей светимости в течение многих миллиардов лет. С. имеет 9 спутников-планет, суммарная масса которых составляет всего лишь 0,13% M?, но на них приходится около 98% момента количества движения всей Солнечной системы.

Диаграмма Герцшпрунга-Ресселла

Под действием гравитации С., как и любая звезда, стремится сжаться. Этому сжатию противодействует перепад давления, возникающий из-за высокой температуры и плотности внутренних слоев С. В центре С. температура Т ? 1,6.107 К, плотность ? 160 гћсм-3. Столь высокая температура в центральных областях С. может поддерживаться длительно только ядерными реакциями синтеза гелия из водорода. Эти реакции и являются основным источником энергии С.

Из закона излучения Планка следует, что при температурах, характерных для центра С., основная энергия излучения приходится на рентгеновский диапазон. Из центральной области С. до его поверхности электромагнитное излучение из-за многократного поглощения и переизлучения доходит за время ~ 1 млн. лет, при этом его спектр существенно изменяется (путь в 200 раз больший,- от С. до Земли - свет проходит за время ? 8 мин).

В отличие от фотонов, солнечные нейтрино, возникающие в результате ядерных реакций в центре С., доходят до нас практически не поглощаясь. Поэтому методы нейтринной астрономии в принципе позволяют получать данные непосредственно о внутренних областях С.

В недрах С. атомы (в основном это атомы водорода) находятся в ионизованном состоянии. Если водород полностью ионизован, то поглощение излучения связано глобальным образом с отрывом электронов от ионов более тяжёлых элементов (с их фотоионизацией). Однако таких элементов в недрах С. мало. Движущиеся из солнечных недр фотоны частично рассеиваются и поглощаются свободными электронами. Суммарное поглощение в ионизованном газе центральной области С. всё же относительно мало. По мере удаления от центра С. температура и плотность газа падают (рис. 2), и на расстояниях, больших 0,7-0,8 R_, уже могут существовать нейтральные атомы (в более глубоких слоях - атомы гелия, ближе к поверхности С.- атомы водорода). С появлением нейтральных атомов, особенно многочисленных атомов водорода, резко возрастает поглощение, связанное с их фотоионизацией. Перенос энергии излучением сильно затрудняется. Включается другой механизм переноса энергии - развиваются крупномасштабные конвективные движения, и лучистый перенос сменяется конвективным. Протяжённость по высоте солнечной конвективной зоны >>150 тыс. км. Скорости конвективных движений в глубоких слоях малы - порядка 1 м/с, в тонком верхнем слое они достигают 2-3 км/с.

Рис. 2. Радиальное распределение массы Mr (в процентах от полной массы Солнца), плотности rr, температуры Tr и энергии излучения еr (в процентах от полной энергии излучения Солнца), характерное для Солнца. По горизонтальной оси - расстояние от центра Солнца в долях солнечного радиуса

Выше, в самых поверхностных слоях С., энергия вновь переносится излучением. Излучение, приходящее от С. к внешнему наблюдателю, возникает в чрезвычайно тонком поверхностном слое - фотосфере, имеющем толщину 1/2000 R_ ? 350 км. Располагающиеся над фотосферой хромосфера и корона практически свободно пропускают непрерывное оптическое излучение фотосферы. В первом приближении можно считать, что фотосфера испускает непрерывное тепловое излучение как абсолютно чёрное тело, нагретое примерно до 6000 К (рис. 3). Верхнюю часть фотосферы и переходную область между фотосферой и хромосферой иногда называют обращающим слоем. Этот слой прозрачен для частот непрерывного спектра. Однако в некоторых частотах, определяемых строением образующих слой атомов, слой непрозрачен. Излучение на этих избранных частотах рассеивается или поглощается обращающим слоем, и в спектре появляются линии поглощения, которые иногда называются фраунгоферовыми линиями. В спектре С. отождествлено свыше 30 000 линий более чем 70 химических элементов. Наиболее обилен водород, атомов гелия примерно в 10 раз меньше, атомов всех других элементов - меньше тысячной доли числа атомов водорода. В областях с меньшими температурами (~ 4000-5000 К) образуются простейшие молекулы: СН, CN и др.

Рис. 3. Спектр излучения Солнца. Непрерывные линии - результаты измерений, штриховые - распределение энергии в спектре абсолютно чёрного тела с температурой T >>6000&mnsp;К (или с T = 104 К и 105 в длинноволновой части спектра). Для волн длиннее 30 мкм порядки величин потоков указаны отдельно (близ кривых)

Внеатмосферные и радиоастрономические методы позволили измерить солнечное излучение в широком интервале длин волн: от 0,001 Е (10-11 см) до 1 км. Практически вся энергия излучения С. заключена в непрерывном излучении фотосферы, приходящемся на интервал длин волн от 1500 Е до 0,5 см. В этом диапазоне фотосферное излучение близко к излучению абсолютно чёрного тела с T ? 6000 К. Лишь на самых краях диапазона яркостная температура фотосферного излучения падает до ? 4500 К в УФ-диапазоне (1800-3000 Е) и до 5200 К в далекой ИК-области (л ? 5 мкм). Небольшое уменьшение температуры связано с тем, что в этих длинах волн наблюдаются верхние, несколько более холодные части фотосферы. Падение температуры фотосферы с высотой объясняет также потемнение к краю диска С. (рис. 4) (на краю диска при касательном направлении луча зрения видны лишь поверхностные слои).

Рис. 4. Распределение интенсивности солнечного излучения по диску Солнца, зарегистрированное болометром для лучей различных цветов. Хорошо заметно потемнение диска к краю, особенно в ультрафиолетовых лучах

В радиодиапазоне и коротковолновой области спектра излучение существенно отличается от фотосферного. В радиодиапазоне оно остаётся непрерывным, однако его яркостная температура ТЯ начинает возрастать: в миллиметровом диапазоне ТЯ >>6000К, при л ? 1 см ТЯ ? 10000К и монотонно возрастает до 106K в диапазоне л от 3 до 100 см. Это объясняется тем, что внеш. разреженные части солнечной атмосферы - хромосфера и корона, прозрачные для видимого света, оказываются непрозрачными в радиодиапазоне, и с увеличением длины радиоволн излучение поступает к нам от всё более высоких и более горячих уровней атмосферы. Интенсивность радиоизлучения хромосферы и короны испытывает значительные изменения, как медленные, так и более быстрые (всплески). Последние связаны с нетепловыми плазменными процессами.

При температурах ~104К (хромосфера) и ~106 (корона), а также в переходном слое с промежуточными температурами появляются ионы различных элементов. Соответствующие этим ионам эмиссионные линии довольно многочисленны в коротковолновой области спектра (л < 1800 Е) . Спектр в этой области состоит из отдельных эмиссионных линий, самые яркие из которых - линия водорода La (1216 Е) и линия нейтрального (584 Е) и ионизованного (304 Е) гелия. Излучение в этих линиях выходит из области эмиссии практически не поглощаясь. Излучение в радио- и рентгеновских областях сильно зависит от степени солнечной активности, увеличиваясь или уменьшаясь в несколько раз в течение 11-летнего солнечного цикла и заметно возрастая при вспышках на Солнце.

Физические характеристики различных слоев приведены на рис. 5 (условно выделена нижняя хромосфера толщиной ? 1500 км, где газ более однороден). Нагрев верхней атмосферы С.- хромосферы и короны - может быть обусловлен механической энергией, переносимой волнами, возникающими в верхней части конвективной зоны, а также диссипацией (поглощением) энергии электрических токов, генерируемых магнитными полями, движущимися вместе с конвективными потоками.

Рис. 5. Физические характеристики слоёв Солнца: r - плотность, Т - температура, р - давление, n - число частиц в 1 см3. Толщина фотосферы и хромосферы на рисунке несколько преувеличена

Существование на С. поверхностной конвективной зоны обусловливает ещё ряд явлений. Ячейки самого верхнего яруса конвективной зоны наблюдаются на поверхности С. в виде гранул. Более глубокие крупномасштабные движения во втором ярусе зоны проявляются в виде ячеек сверхгрануляции и хромосферной сетки. Имеются основания считать, что конвекция в ещё более глубоком слое наблюдается в виде гигантских структур - ячеек с большими, чем сверхгрануляция, размерами.

Большие локальные магнитные поля в зоне ± 30° от экватора приводят к развитию так называемых активных областей с входящими в них пятнами. Число активных областей, их положение на диске и полярности пятен в группах изменяются с периодом ? 11,2 года. В период необычайно высокого максимума 1957-58 гг. активность затрагивала практически весь солнечный диск. Кроме сильных локальных полей на С. имеется более слабое крупномасштабное магнитное поле. Это поле меняет знак с периодом около 22 лет и близ полюсов обращается в нуль в максимуме солнечной активности.

Фотосферные явления

солнце звезда магнитное поле

Солнце, видимое с Земли,- это круг со средним угловым диаметром 1920''. При спокойных атмосферных условиях солнечный телескоп позволяет "увидеть" детали размером ~ 1'', что на расстоянии в 1 а. е. соответствует ? 700 км.

Солнечная поверхность, наблюдаемая в телескоп в видимом диапазоне длин волн, представляется совокупностью ярких площадок, окружённых относительно тёмными тонкими промежутками. Это - солнечные гранулы (рис. 6), их размеры различны и составляют в среднем ? 700 км, "время жизни" (появление и угасание гранулы) ? 8 мин. Гранулы разделяются тёмными промежутками шириной около 300 км. Флуктуации яркости, вызываемые грануляцией, невелики. Превышение яркости над средним фоном ?10%.

Рис. 6. Грануляция солнечной фотосферы

Часто в областях, располагающихся в зоне ± 30° от экватора, кроме спокойной грануляционной картины наблюдаются солнечные пятна и факелы. Телескоп позволяет различать тёмный овал (тень пятна), окружённый более светлой полутенью (pиc. 7). Характерный размер развитого пятна составляет ? 35000 км. Диаметр тени примерно вдвое меньше. Близ тени появляются отдельные яркие участки, которые в виде узких струй (диаметр D ? 700 км) растекаются к периферии пятна. Они образуют характерную волокнистую структуру полутени. Время жизни отдельных волокон ? 30-60 мин. В самой тени пятна также наблюдаются слабоконтрастные флуктуации яркости - очень маленькие светлые точки (D ? 350 км), живущие 15-30 мин. Их отождествляют с "остаточной" грануляцией в условиях сильного магнитного поля тени пятна. Поток лучистой энергии в тени пятна ослаблен примерно в 3 раза, что является следствием понижения температуры от 6000 до 4500 К. Это понижение температуры отражается и на спектре пятен: усилены спектральные линии более низкого возбуждения, молекулярные полосы. Видно также, что линии несколько сдвинуты в коротковолновую область. Это позволяет установить (на основе Доплера эффекта), что на уровне фотосферы (в области образования изучаемых линий) газ вытекает из пятна (эффект Эвершеда). Движение наружу - от тени к периферии - характер, но лишь для тёмных, холодных волокон - более горячий газ медленно движется в противоположном направлении. В полутени направление движения близко к горизонтальному. На больших высотах - в хромосфере и короне - газ, наоборот, втекает в область пятна.

Рис.7. Солнечное пятно

Пятна обычно окружены целой сетью ярких цепочек - фотосферным факелом. Ширина цепочек равна диаметру образующих её ярких элементов (групп гранул) и составляет около 5000 км, длина достигает 50 000 км. Размер факельных гранул лишь ненамного превышает размер обычных гранул. Факел - долгоживущее образование, он часто не исчезает в течение целого года, а группа пятен на его фоне "живёт" около месяца (самое большое пятно - до нескольких месяцев). Суммарная площадь цепочек - волокон факела - примерно в 4 раза больше площади пятна. Факелы, правда менее яркие, встречаются и независимо от пятен. Величина суммарной площади факелов в годы минимума солнечной активности мала, но в годы максимума волокна факелов могут занимать до 10% всей поверхности С. Волокна факелов отчётливо видны лишь около края диска С. (но не на самом краю), где превышение их яркости над фоном достигает 10-20%. Поскольку около края диска просматриваются поверхностные слои, то такое превышение яркости свидетельствует, что температура верхних слоев факела примерно на 300 К выше, чем невозмущённой фотосферы.

Распределение температуры и плотности с высотой в фотосфере и нижней хромосфере приведено на рис. 8. Поскольку в факеле при оптической толще 0,1-1 температура несколько выше, чем на тех же уровнях в фотосфере, градиент температуры - скорость её уменьшения с высотой - в факеле меньше, чем в фотосфере.

Рис. 8. Распределение температуры Т, концентрации нейтрального водорода n и свободных электронов ne в фотосфере и нижней хромосфере (h - высота в км)

Хромосфера и корона

Излучение верхних слоев солнечной атмосферы слабее фотосферного не менее чем в 10 тыс. раз. Поэтому даже ничтожная доля света фотосферы, рассеянная в земной атмосфере или в оптических частях телескопа и спектрографа, создаёт столь высокий фон, что прямыми методами не удаётся регистрировать слабое излучение хромосферы и короны. Для этих целей в принципе применяются 2 метода (прямые наблюдения возможны во время солнечных затмений). В первом методе обычно производят искусственное экранирование диска С.. Этот метод позволяет наблюдать хромосферу и корону за краем диска С., вообще говоря, только в плоскости полученного изображения, что ограничивает возможности изучения развития явлений большой длительности. Второй метод - изучение внешней атмосферы в проекции на диск С.- основан на непрозрачности хромосферы и короны в свете некоторых линий, поскольку излучение на частотах центра ряда спектр. линий (водородной Нa, линий Н и К ионов CaII и др.) образуется выше фотосферы - в хромосфере. Оптическая толща хромосферы для этих частот >>1, так что свет фотосферы в этих частотах до наблюдателя не доходит. Исследование названных линий позволяет изучать особенности структуры атмосферы на высотах 1000-3000 км [линия К (CaII) образуется в несколько более высоких слоях, чем Нa]. Внеатмосферные наблюдения позволили получить изображения С. в длинах волн лаймановской линии водорода Za (1216 Е) и линиях гелия (584 и 304 Е), а также в коротковолновых корональных линиях. Применение этого метода требует выделения узкого спектрального интервала сложным интерференционно-поляризационным фильтром или спектрографом. Независимые данные о внешней атмосфере С., правда с меньшим пространственным разрешением по поверхности, получаются из радионаблюдений на длинах волн л ? 1 см.

Хромосфера вне диска С. (за лимбом) представляется излучающим (эмиссионным) слоем протяжённостью ? 10 000 км. Нижняя хромосфера (от края С. до высот ? 1500 км) излучает слабый непрерывный спектр, на фоне которого видны многочисленные, в основном слабые, эмиссионные линии. В проекции на диск С. они наблюдаются как линии поглощения на ярком фоне фотосферного излучения. Характеристики эмиссионного спектра позволяют определить физические условия в нижней хромосфере. Данные наблюдений линий нейтрального железа (FeI), титана (TiI) и т. д. говорят о низкой температуре этого слоя (Т ? 5000 К); по интенсивности линий можно найти n - число атомов в 1 см3. Например, на высоте ~1000 км число атомов водорода nH ~ 1013 см-3.

Интенсивность многочисленных слабых эмиссионных линий резко уменьшается с высотой в соответствии со спадом плотности по экспоненциальному закону. Выше 1500 км наблюдаются лишь сильные линии водорода Нa (6563 Е), Нр (4861 Е) и др., гелия D3 (5876 Е) и 10 830 Е, линии Н и К(СаII). По интенсивности линий удаётся выявить на высотах >1500 км участки повышенной яркости, соответствующие уплотнениям газа, и на некоторой высоте, характерной для каждой линии, наблюдается свечение изолированных газовых столбов - хромосферных спикул. Диаметры спикул ~ 1000 км, скорости подъёма или опускания ? 20 км/с, время жизни - несколько мин. Больших высот достигает довольно малое число спикул, на высоте h ? 3000 км они занимают около 2% площади солнечной поверхности. Механизм образования спикул связан со сложной структурой магнитных полей фотосферы.

Вдоль лимба яркость хромосферы меняется: в активных областях возрастает число спикул и усиливается излучение. В среднем излучение хромосферы в активных областях возрастает в 3-5 раз, что соответствует увеличению плотности газа примерно в 2 раза (интенсивность излучения пропорциональна n2).

Хромосфера выше 1500 км представляет собой в основном набор сравнительно плотных (nH ? 1010-1011 см-3 при Т ? 6000-15000 К) газовых волокон и струй с гораздо более разреженным (типа коронального) газом между ними. Выше 4-5 тыс. км остаются только спикулы. При наблюдении в линиях Нa или К (CaII) хромосфера имеет вид мелких узелков, по размерам немного превосходящих гранулы. Эти узелки, в свою очередь, объединяются в крупные ячейки диаметром (2-3)•104 км, они покрывают весь диск, образуя хромосферную сетку. В ячейке газ растекается от центра к периферии со скоростью 0,3-0,4 км/с. Магнитное поле на границе ячеек усилено и составляет 10-15 Э, среднее время жизни такого образования - около суток. Спикулы, видимые на диске, также концентрируются к границам ячеек сетки.

Образование хромосферной сетки связывают с конвективными движениями большого масштаба - сверхгрануляцией. Горизонтальное растекание ионизованного газа от центра ячейки к периферии сгребает слабое магнитное поле (с почти вертикальными силовыми линиями). Усиление поля вызывает интенсификацию свечения хромосферы близ границ сетки, аналогично тому как это происходит в слабых активных областях. Участки активной хромосферы в проекции на диск (в линии Нa) представляют собой яркие области - флоккулы, пересечённые системой тёмных волоконец - фибрилл. Системы этих волоконец (шириной 1000- 2000 км и длиной 10 000 км) обычно соединяют области противоположных полярностей магнитного поля. Над старыми пятнами обычное радиальное расположение волокон несколько нарушается - образуется вихреобразная структура типа циклона. Тёмные волокна представляют собой уплотнения газа, вытянутые вдоль силовых линий магнитного поля. Эти плотные волокна лежат низко. Поэтому в образующихся выше линиях К (CaII), La, 304 Е (HeII) флоккулы представляют собой диффузные яркие образования. Интенсивность излучения хромосферы (хромосферная эмиссия) в целом невелика. Для звёзд солнечного типа установлено, что хромосферная эмиссия в линиях Н, К и др. падает с уменьшением скорости вращения звёзд и их возрастом. Согласно этому критерию, С.- довольно старая звезда с низкой активностью.

Между хромосферой и короной лежит узкий переходный слой, в котором температура быстро растёт от ~ 104 до ~ 106 К. Солнечная корона в момент полной фазы затмения представляется серебристым сиянием, простирающимся до нескольких радиусов С. (рис. 9). Свечение короны - это рассеянное на свободных электронах излучение фотосферы. По его интенсивности можно заключить, что в основании короны число электронов (и протонов) в 1 см3 ? 3•108 и что это число заметно уменьшается с высотой. Таким образом, солнечную корону образует чрезвычайно разреженный газ, и даже слабые магнитные поля, проникающие в корону, оказывают существенное влияние на её динамические характеристики и строение. Фотографии показывают, что корона не является однородным образованием. Выделяются корональные щёточки близ полюсов, дуги и корональные лучи на более низких широтах. Корональные магнитные поля, являющиеся продолжением нижележащих полей, изменяются медленно. В соответствии с этим структура короны довольно устойчива, существенные изменения происходят за годы. Необычными оказались температурные условия в короне. Несколько эмиссионных линий короны - зелёная (5303 Е), красная (6374 Е) и др. - были отождествлены с линиями высокоионизованных атомов Fe, Ni и Са, лишённых от 9 до 14 электронов. Поскольку отрыв электронов происходит в результате столкновения тяжёлого (малоподвижного) иона с налетающими электронами, необходимо, чтобы кинетическая энергия последних была очень высокой (соответствовала электронной температуре ~ l,5•106K). Высокая температура короны подтверждается целым рядом независимых определений. Так, большая протяжённость короны, медленное убывание её плотности с высотой возможны, согласно барометрической формуле, лишь при T ? 1,5•106K. В радиодиапазоне для волн с л ? 1 м корона непрозрачна и излучает как чёрное тело с Т ~ 106K. В коротковолновой области (л < 400 Е) наблюдается набор основных (резонансных) линий ионов, характерный для спектров разреженных газов с Т ~ 106K. Ширина спектральных линий высокоионизованных атомов (FeX - FeXIV), связанная с тепловым разбросом их скоростей, также соответствует Т ?106K.

Рис. 9. Корона Солнца, сфотографированная при полном солнечном затмении

Плазма в областях активной короны - корональных конденсациях - примерно в 3 раза плотнее, чем в окружающих областях. Средняя температура в конденсации обычно также ? 1,5•106K. Однако в областях, примыкающих к солнечным пятнам, плазма короны нагрета до ~ 107K. Количество горячего вещества в короне возрастает после бурных нестационарных процессов, особенно после вспышек. Для этого вещества характерны линии ионов CaXV, MgXII и др., образующихся при температурах (3-10)• 106K.

На снимках короны с высоким пространственным разрешением, получаемых, например, в свете зелёной корональной линии во время затмений, корональные конденсации наблюдаются в виде совокупности петель (арок). На рентгеновских фотографиях короны эти петли отчётливо видны не только на лимбе, но и на диске С. Радио- и рентгеновские наблюдения свидетельствуют о том, что вещество спокойной короны, вне активных областей, по-видимому, также сосредоточено в отдельных, менее контрастных петлях. Эти петли являются "пучками" магнитных силовых линий. Магнитное поле не препятствует переносу энергии вдоль силовых линий, но существенно затрудняет процессы переноса - теплопроводность, диффузию заряженных частиц - поперёк поля. Поэтому отдельные петли оказываются изолированными друг от друга. Если в вершине петли выделяется энергия (например, газ нагревается из-за затухания волн), то теплота распространяется по силовым линиям вниз, нагревая плотный газ в основаниях петли. Происходит своеобразное "испарение" плотного газа в корональную часть арки. В установившемся стационарном состоянии плотность плазмы в петле оказывается тем большей, чем больше выделяемая в её вершине энергия.

В некоторых местах спокойной короны петли отсутствуют. Эти области из-за пониженной яркости в рентгеновских лучах называются корональными дырами. Для них характерна открытая магнитная конфигурация с замыканием силовых линии далеко в межпланетном пространстве. Вещество дыр уже не удерживается магнитными силами и беспрепятственно истекает в межпланетное пространство. Плотность в этих областях короны уменьшается, и, ввиду больших энергетических потерь на формирование газодинамического потока, температура оказывается несколько ниже, чем в обычных корональных петлях. Это объясняет пониженную яркость дыр в рентгеновском диапазоне по сравнению со спокойной короной.

В короне расположены сравнительно холодные плотные облака (n = 1010-1011 см-3. Т ~ 104K.) - протуберанцы, простирающиеся в длину до 1/3 R_. Эти облака имеют подчас причудливую форму (диффузные образования, дуги, воронки и т. д.), движения в них очень сложны. Наиболее распространены "спокойные" протуберанцы, появление которых обычно связано с развитием группы пятен, но существуют они значительно дольше пятен (до 1 года). Непосредственно в зоне пятен наблюдаются после вспышек так называемые протуберанцы солнечных пятен - потоки газа, втекающего из короны в зону пятен со скоростями в несколько десятков км/с. Другой вид протуберанцев связан с выбросами вещества вверх (обычно после вспышек) со скоростями ~ 100-1000 км/с (быстрые эруптивные протуберанцы, рис. 10).

Рис. 10. Протуберанец

Физические условия в протуберанцах близки к хромосферным, поэтому характер спектров и методы наблюдения протуберанцев и хромосферы совпадают. Образование протуберанцев, траектории движения и "поддержка" тяжёлых газовых облаков в короне обусловлены действием магнитных сил.

Магнитные поля и солнечная активность

Все явления солнечной активности связаны с выходом на поверхность С. магнитных полей. Уже первые измерения эффекта Зеемана, проведённые в начале 20 в., показали, что поля в пятнах характеризуются напряжённостью порядка нескольких тыс. эрстед, причём такие доля реализуются в областях с диаметром ? 20 000 км. Современные приборы для измерения полей на С. позволяют не только измерять величину поля с точностью до 1 Э, но и судить об углах наклона вектора напряжённости магнитного поля. Выяснено, например, что факелы представляют собой области с полями 5-300 Э. В тени пятен поля достигают 1000-4500 Э. В центре пятна поле направлено вверх, вдоль радиуса С., но к периферии его наклон увеличивается, и в полутени поле уже практически параллельно солнечной поверхности (рис. 11). Поле сосредоточено в отдельных жгутах.

Рис. 11. Магнитное поле солнечного пятна (по А. Б. Северному). Величина и направление вектора напряжённости поля показаны отрезками прямых линий. На периферии пятна силовые линии пола наклонены сильнее, чем в его центре

Среднее по солнечной поверхности поле имеет порядок 1 Э, оно состоит, по-видимому, из отдельных ячеек с Н ~ 10 Э на их границах. Такое поле наблюдается близ полюсов С., тогда как на низких широтах оно часто возмущено сильными полями активных областей. Эти сильные локальные поля возмущают не только фотосферу, но проникают и во внешние слои. В хромосфере над тенью пятен их величина может достигать ~1000Э, над полутенью и факелами ~100 Э. Косвенные данные говорят, что поля в короне над активной областью ~10-0,1 Э. Таким образом, активная область (или центр активности) отождествляется с местом повышенной напряжённости магнитного поля. Нижнее основание активной области - факелы и пятна - располагается в фотосфере. Верхняя часть проявляется как хромосферный факел (флоккул), и в короне - как корональная конденсация.

Чаще всего активные области характеризуются двумя полюсами противоположной полярности - так называемыми биполярными центрами, хотя встречаются как мультиполярные, так и униполярные области. Полюса противоположной полярности соединяются системой арок протяжённостью до 30 000 км и высотой до 5000 км. Вершины арок медленно поднимаются, а около полюсов газ стекает вниз, по направлению к фотосфере.

Своеобразно развитие активной области во времени. С усилением магнитного поля в фотосфере возникает факел, постепенно увеличивающий свою площадь и яркость. Примерно через сутки в нём возникает несколько тёмных точек - пор, развивающихся затем в солнечные пятна. Десятые - одиннадцатые сутки жизни области характеризуются наиболее бурными процессами в хромосфере и короне. При этом размер больших групп пятен достигает 20 гелиографических градусов по долготе и 10° по широте или 2400 км X 12 000 км. Через 1-3 месяца пятна постепенно пропадают, над областью повисает гигантский протуберанец. Через полгода или год данная область исчезает.

Для среднего пятна с полем 3000 Э магнитная энергия по меньшей мере в 10 раз превосходит кинетическую энергию конвективных движений. Но в конвективной ячейке обязательно присутствует горизонтальное перемещение, перпендикулярное направлению поля. Поле препятствует горизонтальному перемещению, в результате чего конвекция в пятнах оказывается значительно ослабленной. Затруднение конвекции приводит к меньшему поступлению энергии в область пятен, поскольку энергия в глубоких слоях переносится конвективными движениями. Вероятно, с этим и связаны более низкая температура и "чернота" пятен.

Наблюдаемые в тени пятен гранулы (с размерами ? 300 км и средним временем жизни ? 15-30 мин) указывают на наличие сильно видоизменённой конвекции. Она состоит здесь в том, что отдельные элементы горячего газа прорываются в пятнах вдоль поля до фотосферных высот. Там они расширяются, сжимая окружающий газ вместе с полем. Плотный газ опускается, движения газа напоминают перемещения вверх и вниз в тесно расположенных трубах с незначительно изменяющимся поперечным сечением (т. е. с незначительной деформацией силовых линии). Во многих др. случаях - при движении газа в протуберанцах, в корональных арках траектории движения газа также совпадают с ходом силовых линий.

Степень влияния поля на строение внеш. атмосферы зависит как от величины выходящего на поверхность магнитного потока (1017-1022 Мкс), так и от того, насколько сильно он изменяется с высотой и во времени.

На разрезе солнечной атмосферы (рис. 12) указаны потоки энергии в фотосфере, хромосфере, переходном слое хромосфера - корона и во внутренней короне в спокойных и активных областях. Подчеркнём, что во внешней атмосфере основное отличие активных областей от спокойных состоит в том, что в районах, занятых локальными магнитными полями, нагрев в вершинах петель больше и из-за процесса "испарения" плотность в петлях в несколько раз выше. В магнитных полях появляется возможность развития нестационарных явлений: вспышек, выброса петель в межпланетное пространство (транзиент) и др.

Рис. 12. Схематическое изображение спокойной области (с. о.) и активной области (а. о.) атмосферы Солнца. Приведены значения потоков энергии, выходящих из фотосферы (во всём диапазоне длин волн), хромосферы и короны (в коротковолновой области спектра)

Вспышки на Солнце и их воздействие на Землю

В процессе развития активной области иногда возникают ситуации, при которых возможна быстрая перестройка ("перезамыкание") магнитных полей. Эта перестройка вызывает вспышки, сопровождаемые сложными движениями ионизованного газа, его свечением, ускорением частиц и т. д. Вспышки на Солнце, как правило, наблюдаются вблизи пятен; обычно бывает несколько слабых вспышек за день. Сильные вспышки - весьма редкое явление. Вспышка на С. представляет собой внезапное выделение энергии в верхней хромосфере или нижней короне, генерирующее кратковременное электромагнитное излучение в широком диапазоне длин волн - от жёсткого рентгеновского излучения (и даже g-излучения) до километровых радиоволн. Для больших вспышек в рентгеновском диапазоне (энергия фотонов e > 0,5 кэВ) потоки около Земли достигают 0,1 эрг/(см2•с), что в десятки тыс. раз превосходит соответствующее значение потоков от Солнца вне вспышек в этом диапазоне. Мягкое рентгеновское излучение вспышки есть тепловое излучение плазмы, нагретой до ~107K. На изображении С. в мягких рентгеновских лучах в области вспышки выделяется яркое ядро, окружённое диффузным свечением. Ядро - система петель и узлов - располагается между пятнами, в вершинах арок, соединяющих пятна противоположной полярности.

В мощных вспышках наблюдается жёсткое рентгеновское излучение в диапазоне энергий от десятков до сотен кэВ. Это излучение регистрируется как серия отдельных импульсов во время жёсткой фазы вспышки, предшествующей максимуму излучения. Оно генерируется большим числом электронов, ускоренных при вспышках. В самых мощных, так называемых протонных, вспышках ускоряются и тяжёлые частицы, в частности протоны, до энергий в сотни МэВ.

Начало вспышки может быть очень резким, но иногда "взрыву" предшествует несколько минут медленного развития или даже слабая предвспышка. Далее идёт собственно взрывная (жёсткая, импульсная) фаза, во время которой за 1-3 минуты ускоряются частицы, формируется горячее облако. В ряде вспышек (их называют тепловыми) жёсткая фаза отсутствует. После достижения максимальной яркости (например, в мягком рентгеновском излучении через 1-15 минут после начала) процесс горения большой вспышки продолжается ещё нескольких часов. На фазе спада характерным является формирование и движение вверх всей системы волокон, многочисленные выбросы плазменных сгустков. Так, при наблюдении вспышки за краем диска заметны массы газа, разлетающиеся из яркого выступа - системы петель - со скоростями, превышающими 100 км/с.

Выделение большой энергии на значительных высотах вызывает в солнечной атмосфере целый ряд вторичных процессов: свечение в различных энергетических диапазонах и газодинамические эффекты. Яркость хромосферы, в частности в линии Нa, увеличивается в наблюдаемых на диске волокнах вспышки в несколько десятков раз. Свечение охватывает площадь вплоть до 10-3 площади видимой полусферы Солнца. Появление этого свечения связано с проникновением от вершины магнитной арки к её основанию потоков частиц и теплоты. Во время жёсткой фазы перед направленным вниз возмущением образуется ударная волна. Нагрев плотных слоев атмосферы приводит к "испарению" большого количества газа, и это способствует длительному существованию плотного горячего плазменного облака. К концу жёсткой фазы постепенно формируется направленная наружу ударная волна. Распространяясь со скоростями 1000- 2000 км/с, она вызывает появление радиовсплеска II типа.

При большой вспышке выделяется громадная энергия, ~1031-1032 эрг (мощность ~1029 эрг/с). Она черпается из энергии магнитного поля активной области. Согласно представлениям, которые успешно развиваются с 1960-х гг., при взаимодействии магнитных потоков возникают токовые слои. Развитие плазменной турбулентности в токовом слое может приводить к ускорению частиц, причём существуют триггерные (стартовые) механизмы, приводящие к внезапному развитию процесса.

Рентгеновское излучение и солнечные космические лучи, приходящие от вспышки (рис. 13), вызывают дополнительную ионизацию земной ионосферы, что сказывается на условиях распространения радиоволн. Поток выброшенных при вспышке частиц примерно через сутки достигает орбиты Земли и вызывает на Земле магнитную бурю и полярные сияния.

Рис. 13. Виды воздействия солнечной вспышки на Землю (по Д. X. Мензелу)

Помимо корпускулярных потоков, порождённых вспышками, существует непрерывное корпускулярное излучение С. Оно связано с истечением разреженной плазмы из внешних областей солнечной короны в межпланетное пространство - солнечным ветром. Потери вещества за счёт солнечного ветра невелики, ? 3.10-14 M_ в год, но он представляет собой основной компонент межпланетной среды.

Солнечный ветер выносит в межпланетное пространство крупномасштабное магнитное поле С.. Вращение С. закручивает линии межпланетного магнитного поля (ММП) в спираль Архимеда, что отчётливо наблюдается в плоскости эклиптики. Поскольку основной особенностью крупномасштабного магнитного поля С. является две околополюсные области противоположной полярности и прилегающие к ним поля, при спокойном С. северная полусфера межпланетного пространства оказывается заполненной полем одного знака, южная - другого (рис. 14). Близ максимума активности из-за смены знака крупномасштабного поля С. происходит переполюсовка этого регулярного магнитного поля межпланетного пространства. Магнитные потоки обоих полушарий разделены токовым слоем. При вращении С. Земля находится несколько дней то выше, то ниже изогнутой "гофрированной" поверхности токового слоя, т. е. попадает в ММП, направленное то к С., то от него. Это явление называется секторной структурой межпланетного магнитного поля.

Близ максимума активности наиболее эффективно воздействуют на атмосферу и магнитосферу Земли потоки частиц, ускоренных при вспышках. На фазе спада активности, к концу 11-летнего цикла активности, при уменьшении числа вспышек и развитии межпланетного токового слоя становятся более существенными стационарные потоки усиленного солнечного ветра. Вращаясь вместе с С., они вызывают повторяющиеся каждые 27 суток геомагнитные возмущения. Эта рекуррентная (повторяющаяся) активность особенно высока для концов циклов с чётным номером, когда направление магнитного поля солнечного "диполя" антипараллельно земному.

Заключение

Изучение солнечных вспышек необходимо для создания научно обоснованного, надежного прогноза радиационной обстановки в ближнем космосе. В этом практическая задача теории вспышек. Важно, однако, и другое. Вспышки на Солнце необходимо изучать для понимания различных вспышечных явлений в космической плазме. В отличие от вспышек на других звездах, а также многих других аналогичных (или кажущихся аналогичными) нестационарных явлений во Вселенной, солнечные вспышки доступны самому всестороннему исследованию практически во всем электромагнитном диапазоне - от километровых радиоволн до жестких гамма-лучей. Физика солнечных вспышек - своеобразный разрез через многие области современной физики: от кинетической теории плазмы до физики частиц высоких энергий.

Современные космические наблюдения позволяют видеть появление и развитие солнечной вспышки в УФ- и рентгеновских лучах с высоким пространственным, временным и спектральным разрешением. Огромный поток наблюдательных данных о вспышках и вызываемых ими явлениях в атмосфере Солнца, межпланетном пространстве, магнитосфере и атмосфере Земли дает возможность тщательно проверять все результаты теоретического и лабораторного моделирования вспышек.

Литература

1. Мартынов Д. Я., Курс общей астрофизики, 3 изд., М., 1978;

2. Мензел Д. Г., Наше Солнце, пер. с англ., М., 1963; Солнечная и солнечно-земная физика. Иллюстрированный словарь терминов, пер. с англ., М., 1980;

3. Шкловский И. С., Физика солнечной короны, 2 изд., М., 1962;

4. Северный А. Б., Магнитные поля Солнца и звезд, "УФН", 1966, т. 88, в. 1, с. 3-50;

5. Гибсон Э., Спокойное Солнце, пер. с англ., М., 1977;

6. Каплан С. А., Пикельнер С. Б., Цытович В. Н., Физика плазмы солнечной атмосферы, М., 1977.

7. Общий курс астрономии. Кононович Э.В., Мороз В.И. 2-е изд., испр. - М.: Едиториал УРСС, 2004. - 544 с

8. Общая астрофизика. А.В.Засов, К.А. Постнов. 2006г - 496 с.

9. Интернет ресурсы:

· http://fizfak.mguil.ru/3-kurs/astrofizika

· www.astronet.ru

· www.sao.ru

· http://ziv.telescopes.ru

Размещено на Allbest.ru


Подобные документы

  • Солнце как звезда Солнечной системы: история возникновения и внутреннее строение, химический состав. Ядро, фотосфера, хромосфера и солнечная корона. Стадии жизни звезды по типу Солнца, её дальнейшие превращения в различные небесные объекты при остывании.

    презентация [623,9 K], добавлен 12.04.2017

  • Общие сведения о Солнце: характеристики, вращение, вид в телескоп, химический состав, внутренне строение, положение в Галактике. Эволюция Солнца и Солнечной системы. Фотосфера. Хромосфера. Корона. Циклы солнечной активности. Солнце и жизнь на Земле.

    реферат [57,9 K], добавлен 23.02.2009

  • Строение Солнечной системы. Солнце. Солнечный спектр. Положение Солнца в нашей Галактике. Внутреннее строение Солнца. Термоядерные реакции на Солнце. Фотосфера Солнца. Хромосфера Солнца. Солнечная корона. Солнечные пятна.

    реферат [53,6 K], добавлен 10.09.2007

  • Жизненный цикл Солнца, солнечный спектр, текущий возраст. Внутреннее строение Солнца: солнечное ядро; зона лучистого переноса. Конвективная зона Солнца. Атмосфера, фотосфера Солнца. Хромосфера и ее плотность. Корона как последняя внешняя оболочка Солнца.

    реферат [26,5 K], добавлен 11.03.2011

  • Солнце как звезда, небесное светило, снабжающее Землю энергией и являющееся центром Солнечной системы, ее центральное тело, типичная звезда. Происхождение и основные периоды развития Солнца. Обоснование и главные причины явления солнечного затмения.

    презентация [6,0 M], добавлен 03.05.2012

  • Общая характеристика и особенности структуры Солнца, его значение в солнечной системе. Атмосфера Солнца, причины появления и характер пятен на его поверхности. Условия возникновения солнечных затмений. Циклы солнечной активности и их влияние на Землю.

    презентация [676,9 K], добавлен 29.06.2010

  • Солнце - источник жизни на земле. Солнечная атмосфера, состав Солнца. Современная наука о Солнце, источники его энергии. Происхождение Солнечных и Лунных затмений. Солнечно-земные связи. Солнечная активность и магнитные бури. Радиационные пояса Земли.

    курсовая работа [474,5 K], добавлен 04.06.2009

  • Расположение и место во Вселенной планеты Солнца, ее происхождение и основные этапы развития. Природа солнечного света и его влияние на другие планеты и звезды Солнечной системы. Природа солнечных пятен. Особенности протекания и причины затмений Солнца.

    реферат [18,7 K], добавлен 16.01.2010

  • Природа Солнца и его значение для нашей жизни – неисчерпаемая тема. О его воздействии на Землю люди догадывались еще в глубокой древности, в результате чего рождались легенды и мифы, в которых Солнце играло главную роль.

    реферат [15,4 K], добавлен 28.03.2004

  • Общие сведения о Солнце - единственной звезде Солнечной системы. Жизненный цикл и внутренне строение: ядро, зона лучистого переноса и конвективная зона. Происхождение и виды солнечных магнитных полей. Проблема солнечных нейтрино и нагрева короны.

    реферат [196,0 K], добавлен 06.01.2015

Работы в архивах красиво оформлены согласно требованиям ВУЗов и содержат рисунки, диаграммы, формулы и т.д.
PPT, PPTX и PDF-файлы представлены только в архивах.
Рекомендуем скачать работу.