Реферат: Солнечная активность, атмосфера и погода

Федеральное агентство пообразованию

Красноярский государственныйторгово-экономический институт

Кафедра Эколого-химическойэкспертизы товаров

Реферат

По дисциплине  концепции современного естествознания

 На тему:

<span Monotype Corsiva"">Солнечнаяактивность, атмосфера и погода.

<span Monotype Corsiva"">

Выполнила:                                                                             Проверил:

студентка группы ЭУ-06-1                                      докторхимических наук,                                   Т.А.Ракустова                                                          профессорА.А. Ефремов

______________________

Красноярск, 2006

<span Times New Roman",«serif»;mso-fareast-font-family:«Times New Roman»; mso-ansi-language:RU;mso-fareast-language:RU;mso-bidi-language:AR-SA">

Содержание:

Введение…………………………………………………………………………….……………..3 Солнечная атмосфера…………………………………………………………………………….5 Солнечная активность……………………………………………………………………………..

1.<span Times New Roman"">     

2.<span Times New Roman"">     

3.<span Times New Roman"">     

4.<span Times New Roman"">     

5.<span Times New Roman"">     

6.<span Times New Roman"">     

7.<span Times New Roman"">     

8.<span Times New Roman"">     

9.<span Times New Roman"">     

10.<span Times New Roman""> 

Солнечно-земные связи……………………………………………………………………………

1.<span Times New Roman"">     

2.<span Times New Roman"">     

3.<span Times New Roman"">     

4.<span Times New Roman"">     

Заключение………………………………………………………………………………………48 Литература…………………………………………………………………………………….…49<img src="/cache/referats/25030/image002.jpg" v:shapes="_x0000_i1025">

<span Monotype Corsiva"">Введение

<span Monotype Corsiva"">«…почти каждый аспект современных знаний о Солнце представляет проблему. Этоединственная звезда, о которой мы знаем достаточно много, чтобы ощутить, какмало мы знаем».Е. Паркер,американский астрофизик

Одна из самыхактуальных и в то же время вызывающая ожесточенные споры проблема современной геофизики – воздействие <a href=«www.astronet.ru/db/search.html?where=gl&words=»%D1%EE%EB%ED%E5%F7%ED%E0%FF%20%E0%EA%F2%E8%E2%ED%EE%F1%F2%FC">солнечнойактивности

на состояние нижней <a href=«www.astronet.ru/db/search.html?where=gl&words=»%C0%F2%EC%EE%F1%F4%E5%F0%E0%20%C7%E5%EC%EB%E8">атмосферыи погоду <a href=«www.astronet.ru/db/search.html?where=gl&words=»%C7%E5%EC%EB%FF">Земли.

В конце 60-хгодов изучение Солнца опиралось в основном наназемные наблюдения в видимой области спектра и в радиодиапазоне, а результаты космических исследований носилиограниченный, обрывочный характер, то теперь положение резко изменилось. Работа пилотируемых орбитальныхкосмических станций, специализированных искусственных спутников Земли иавтоматических космических аппаратов, на которые установлены приборы сисключительно высоким пространственным и временным разрешением, позволила регистрировать явления солнечнойактивности за достаточно длинные интервалы времени в областях спектра,недоступных наблюдателю с поверхности Земли. Это, прежде всего далекое ультрафиолетовое,рентгеновское и гамма-излучения Солнца. Кроме того, новые сведения о солнечной активности были получены на солнечнойсоветской стратосферной автоматической обсерватории в 1970 и 1973годах.

Вопрос ореальности и физическом механизме <a href=«www.astronet.ru/db/search.html?where=gl&words=»%D1%EE%EB%ED%E5%F7%ED%EE-%E7%E5%EC%ED%FB%E5%20%F1%E2%FF%E7%E8">солнечно-земныхсвязей

имеет длительную историю. Так, еще в конце прошлого векарусский ученый Г. Вильдисследовалсвязь между солнечной активностью итемпературой воздуха в России. Позднее американец В. Робертсдоказал существование<a href=«www.astronet.ru/db/search.html?where=gl&words=»%D1%EE%EB%ED%E5%F7%ED%FB%E9%20%F6%E8%EA%EB">22-летнейповторяемости засух в западных областях США; У. Шуурманси А. Оортобнаружили регулярныеизменения высоты уровней постоянного давления в тропосфере, связанные синтенсивными <a href=«www.astronet.ru/db/search.html?where=gl&words=»%C2%F1%EF%FB%F8%EA%E8%20%ED%E0%20%D1%EE%EB%ED%F6%E5">солнечнымивспышками; Б.Тинслейс коллегами выявили вариации высотногопрофиля температуры в <a href=«www.astronet.ru/db/search.html?where=gl&words=»%D2%F0%EE%EF%EE%F1%F4%E5%F0%E0">тропосферево время <a href=«www.astronet.ru/db/search.html?where=gl&words=»%D4%EE%F0%E1%F3%F8%E0%2C%20%FD%F4%F4%E5%EA%F2">форбуш-пониженийинтенсивности потока галактических <a href=«www.astronet.ru/db/search.html?where=gl&words=»%CA%EE%F1%EC%E8%F7%E5%F1%EA%E8%E5%20%EB%F3%F7%E8">космическихлучей.

 Перечень экспериментальных данных,свидетельствующих о наличии статистически достоверных связей между различнымипогодными явлениями и солнечной (и магнитной) активностью, можно было быувеличить в десятки или даже сотни раз. И, тем не менее, сама идея о влиянии солнечной активности насостояние нижней атмосферы многими геофизиками решительно отвергается. Делов том, что мощность атмосферных процессовна несколько порядков превышает поток энергии, вносимой в магнитосферу Земли <a href=«www.astronet.ru/db/search.html?where=gl&words=»%D1%EE%EB%ED%E5%F7%ED%FB%E9%20%E2%E5%F2%E5%F0">солнечнымветром

; в связи с этим представляется маловероятным, чтобы солнечнаяактивность могла существенно воздействовать на состояние нижней атмосферы.

Однако исследования, выполненные запоследние годы, позволили найти ключ к преодолению этого противоречия и темсамым к решению проблемы солнечно-земных связей.

Итак, перед современной наукой стоит очень важная задача- выяснить закономерности воздействия так называемой солнечной активности наземные процессы.

<span Courier New"; mso-fareast-font-family:«MS Mincho»;mso-font-kerning:14.0pt;mso-ansi-language: RU;mso-fareast-language:RU;mso-bidi-language:AR-SA;mso-bidi-font-weight:bold">

<span Times New Roman",«serif»; mso-fareast-font-family:«MS Mincho»">§1. Солнечная атмосфера

<span MS Mincho"">

<span MS Mincho"">Солнце…Ежедневно оно появляется из-за горизонта, совершает свой обычный  путь по небу и вечером исчезает. Обычно мы незамечаем, насколько вся наша жизнь тесно связана с Солнцем. А ведь оно даетсвет и тело всем животным и растениям, без него не могла бы существовать жизньна Земле.

<div v:shape="_x0000_s1035">

Солнце

<img src="/cache/referats/25030/image003.gif" v:shapes="_x0000_s1030"><div v:shape="_x0000_s1034">

Земля

<img src="/cache/referats/25030/image004.gif" v:shapes="_x0000_s1031"><span MS Mincho""> Солнце -  центральное  тело Солнечной системы — представляет собой раскалённыйплазменный шар. Солнце — ближайшаяк Земле звезда. Свет  от него до  нас доходит  за 8,3 мин. Солнце решающим образом повлияло на образованиевсех тел Солнечной системы и создало те условия, которые привели  к возникновению  и  развитию жизни  на Земле.

<span MS Mincho"">Его масса в

<span MS Mincho"">333 000<span MS Mincho""><span MS Mincho"">раз больше массы Земли и в 750  раз больше массы всех другихпланет, вместе взятых. За <span MS Mincho"">5<span MS Mincho"">миллиардов лет существования Солнца уже около половины водорода в егоцентральной части  превратилось в гелий.В результате этого процесса выделяется то количество энергии, которое Солнцеизлучает в мировое  пространство. Мощность   излучения  Солнца  очень  велика:  около <span MS Mincho"">3,8 * 410 520 0<span MS Mincho"">  <span MS Mincho"">степени МВт. На Землюпопадает ничтожная часть Солнечной энергии, составляющая около половины миллиардной доли. Она поддерживаетв газообразном состоянии земную атмосферу, постоянно нагревает сушу и водоёмы,даёт энергию ветрам и водопадам, обеспечивает жизнедеятельность животных ирастений. Часть солнечной энергии запасена в недрах Земли в виде каменногоугля, нефти  и  других полезных ископаемых. Видимый с Земли диаметр Солнца незначительноменяется из-за эллиптичности орбиты и составляет, в среднем,  <span MS Mincho"">1  392 000<span MS Mincho"">  <span MS Mincho"">км.(что  в <span MS Mincho"">109<span MS Mincho"">раз превышает диаметр Земли). Расстояние до Солнца  в  <span MS Mincho"">107<span MS Mincho"">  раз превышает  его  диаметр. Солнце представляетсобой  сферически симметричное тело,находящееся в равновесии. Всюду на одинаковых расстояниях от центра этогошара физические условия одинаковы, но они заметно меняются по мере приближенияк центру. Плотность и давление быстро нарастают вглубь, где газ сильнее  сжат давлением вышележащих слоёв.Следовательно, температура также растёт по мере приближения к центру. Взависимости от изменения физических условий Солнце  можно разделить на несколько концентрическихслоёв, постепенно переходящих друг в друга.

<span MS Mincho"">В центре  Солнца  температура составляет 

<span MS Mincho"">15<span MS Mincho"">миллионов градусов, а давление превышает сотни миллиардов атмосфер. Газ сжатздесь до  плотности около  <span MS Mincho"">150  000<span MS Mincho"">  <span MS Mincho"">кг/ м. Почти  вся энергия Солнца генерируется в центральнойобласти с радиусом примерно <span MS Mincho"">1/3<span MS Mincho""><span MS Mincho"">солнечного. Через слои, окружающие центральную  часть, эта энергия передаётся наружу. Напротяжении последней трети радиуса находится конвективная зона. Причина  возникновения перемешивания  (конвекции) в  наружных  слоях Солнца  та же, что и в кипящем чайнике:  количество энергии, поступающее отнагревателя, гораздо больше того, которое отводится теплопроводностью. Поэтомувещество вынужденно приходит в движение и начинает само переносить тепло. Ядрои конвективная зона фактически не наблюдаемы. Об их существовании известно либоиз  теоретических  расчётов, либо  на основании косвенных данных. Над конвективной зоной располагаютсянепосредственно наблюдаемые слои Солнца, называемые его   Атмосферой.Они  лучше изучены, т.к. об их свойствах можно судить из наблюдений.

<span MS Mincho"">Солнечная атмосфера так же состоит из нескольких различныхслоёв

<span MS Mincho"">. Самый глубокий  и тонкийиз них - фотосфера, непосредственно наблюдаемая в видимомнепрерывном спектре. Толщина фотосферы приблизительно около <span MS Mincho"">300<span MS Mincho"">км. Чем глубже слои фотосферы, тем они горячее. Во внешних более холодных слояхфотосферы на фоне непрерывного спектра образуются Фраунгоферовы линии  поглощения. Во время наибольшего спокойствияземной атмосферы можно наблюдать характерную зернистую структуру  фотосферы. Чередование маленьких светлыхпятнышек — гранул — размером около <span MS Mincho"">1000<span MS Mincho"">км, окруженных тёмными промежутками, создаёт впечатление ячеистой структуры-  грануляции. Возникновение грануляции связано с происходящей подфотосферой конвекцией. Отдельные гранулы на  несколько  сотен градусов горячее  окружающего их газа, и в течение несколькихминут их распределение по диску Солнца меняется. Спектральные измерениясвидетельствуют о  движении газа вгранулах, похожих на конвективные: в гранулах газ поднимается, а между ними-  опускается. Это  движение газов порождают в  солнечнойатмосфере акустические волны, подобные звуковым волнам в воздухе.Распространяясь в верхние слои атмосферы, волны, возникшие в конвективной зонеи в фотосфере, передают им часть механической энергии конвективных движений ипроизводят нагревание газов  последующихслоёв  атмосферы- хромосферы и  короны. В результате верхние слои атмосферы с температуройоколо <span MS Mincho"">4500<span MS Mincho"">К оказываютсясамыми  «холодными» на Солнце. Каквглубь, так и вверх от них температура газов быстро растёт. Расположенный надфотосферой слой  называют  хромосферой,во время полных  солнечных  затмений в  те минуты, когда Луна полностьюзакрывает фотосферу, виден  как   розовое   кольцо, окружающее   тёмный диск. На краю хромосферы наблюдаютсявыступающие язычки пламени — хромосферные  спикулы, представляющиесобой вытянутые столбики из  уплотнённогогаза. Тогда же можно наблюдать и спектр хромосферы, так называемый  спектрвспышки. Он состоит из ярких эмиссионных линий водорода, гелия,ионизированного кальция и других элементов, которые внезапно вспыхивают вовремя полной фазы  затемнения.Выделяя  излучение  Солнца в этих линиях, можно получить  его изображение.Хромосфера отличается от фотосферы значительно более неправильнойнеоднородной  структурой. Заметно дватипа неоднородностей — яркие и тёмные. По своим размерам они превышаютфотосферные гранулы. В целом распределение  неоднородностейобразует так называемую хромосферную сетку, особенно хорошозаметную в линии ионизированного кальция. Как и грануляция, она являетсяследствием движения  газов в подфотосферной конвективной зоне, только происходящих в более крупных масштабах.Температура в хромосфере быстро  растёт,достигая в верхних её слоях десятков тысяч градусов. Самая верхняя и самаяразряжённая часть солнечной атмосферы — корона, прослеживающаяся от  солнечного лимба до расстояний в десяткисолнечных радиусов и имеющая температуру около миллиона градусов. Корону можновидеть только во время полного солнечного затмения либо с помощью коронографа.

<span Times New Roman",«serif»; mso-fareast-font-family:«MS Mincho»">Вся солнечная атмосфера постоянноколеблется

<span Times New Roman",«serif»;mso-fareast-font-family:«MS Mincho»">. В нейраспространяются как  вертикальные, так игоризонтальные волны с длинами в несколько тысяч километров. Колебания носят резонансныйхарактер и  происходят  с периодом около  5  мин.В возникновении явлений происходящих на Солнце большую роль играют магнитныеполя. Вещество на Солнце всюду представляет собой намагниченную плазму. Иногдав отдельных областях напряженность магнитного поля быстро и сильно возрастает.Этот процесс  сопровождаетсявозникновением целого комплекса явлений солнечной активности в различных слояхсолнечной атмосферы. К ним относятся  факелы  и   пятнав фотосфере,  флоккулы в хромосфере,  протуберанцы в короне. Наиболее замечательным явлением, охватывающим  все слои солнечной атмосферы изарождающимся в хромосфере, являются солнечные  вспышки.
 <span Times New Roman",«serif»;mso-fareast-font-family: «MS Mincho»">§2. Солнечная активность

<span Times New Roman",«serif»; mso-fareast-font-family:«MS Mincho»">

«Спокойная» или«невозмущенная» атмосфера Солнца представляет собой как бы фон, на которомпроисходит много любопытных, порой драматических событий.

<span MS Mincho"">Солнечная активность

<span MS Mincho""> <span MS Mincho"">-совокупность явлений, периодическивозникающих в  солнечной  атмосфере. Проявления  солнечной активности тесно связаны смагнитными свойствами солнечной плазмы. Возникновение активной области  начинается с постепенного увеличениямагнитного потока в некоторой области фотосферы. В соответствующих местаххромосферы после этого наблюдается увеличение яркости в линиях водорода и кальция. Такие  области называют флоккулами. Примернов тех же участках на Солнце  в фотосфере(т.е. несколько глубже) при этом также наблюдается увеличение яркости в белом(видимом) свете - факелы. Увеличение энергии, выделяющейся в  области факела и флоккула, являетсяследствием увеличившихся до нескольких десятков экстред  напряженности  магнитного поля. Затем в солнечной активности наблюдаются солнечные пятна,возникающие через <span MS Mincho"">1-2<span MS Mincho""> <span MS Mincho"">дняпосле появления флоккула в  виде  маленьких чёрных точек -  пор. Многие  из  нихвскоре исчезают, и лишь отдельные поры за <span MS Mincho"">2-3<span MS Mincho""><span MS Mincho"">дня превращаются в крупные тёмные образования. Типичное  солнечное пятно имеет  размеры в несколько десятков тысяч километров и состоит из тёмной центральнойчасти - тени и  волокнистойполутени. Важнейшая особенность пятен — наличие в них сильныхмагнитных полей, достигающих в области тени наибольшей напряжённости внесколько  тысяч  экстред. В целом пятно  представляет собой выходящую в фотосферу трубку силовых линий магнитного поля,целиком заполняющих одну  или  несколько ячеек хромосферной сетки. Верхняя часть трубки расширяется, исиловые линии в ней расходятся, как колосья в снопе. Поэтому вокруг тени  магнитные силовые линии принимают направление, близкое к горизонтальному. Полное,суммарное давление в пятне включает в себя давление магнитного  поля и уравновешивается давлением окружающейфотосферы, поэтому газовое давление в пятне оказывается меньшим, чем  в фотосфере. Магнитное поле как бы расширяет пятно изнутри. Кроме того,магнитное поле подавляет конвективные движения газа, переносящие  энергию из глубины  вверх. Вследствие этого в области пятнатемпература оказывается меньше примерно на <span MS Mincho"">1000<span MS Mincho"">К.Пятно как бы охлаждённая и  скованнаямагнитным полем яма в солнечной фотосфере. Большей частью пятна возникаютцелыми группами, в  которых, однако,выделяются  два  больших пятна. Одно, наибольшее, -  на  западе, а другое, чуть  поменьше, — навостоке. Вокруг и между ними  часто бывает  множество  мелких пятен. Такая группа пятен называется биополярной, потому что у обоих больших пятенвсегда противоположная полярность магнитного поля. Они как бы  связаны с одной и той же трубкой силовыхлиний магнитного поля, которая в виде гигантской петли вынырнула из-подфотосферы, оставив концы где-то в ненаблюдаемых, глубоких слоях. То пятно,которое соответствует выходу магнитного поля из фотосферы, имеет северную  полярность, а то, в  области которого силовые  линии входят обратно под фотосферу,  — южную.

<span MS Mincho"">Самоемощное проявление фотосферы — это вспышки. Они  происходят в сравнительно небольших областях хромосферы и короны, расположенных надгруппами солнечных пятен. По своей сути вспышка — это взрыв, вызванный внезапным сжатием солнечной  плазмы. Сжатие  происходит под давлением магнитного  поля и приводит к образованию  длинного плазменного жгута или ленты.Длина  такого  образования составляет десятки, и даже сотни тысяч километров. Продолжается вспышкаобычно около часа. Хотя детально физические процессы, приводящие  к возникновению вспышек, ещё не изучены,ясно, что они имеют электромагнитную природу.

<span MS Mincho"">Наиболее грандиозными образованиями в солнечной атмосфере являютсяпротуберанцы — сравнительно плотные облака газов, возникающие  в солнечной короне или выбрасываемые в неё из хромосферы. Типичныйпротуберанец имеет вид гигантской светящейся арки, опирающейся на хромосферу иобразованной струями  и потоками болееплотного и холодного, чем окружающая корона, вещества. Иногда это веществоудерживается прогнувшимся под его тяжестью  силовыми линиямимагнитного поля, а иногда медленно стекает вдоль магнитных силовых линий.Имеется множество различных типов протуберанцев. Некоторые  из них связаны со взрывоподобными выбросамивещества  из хромосферы в корону.

<span MS Mincho"">Общая активность Солнца, характеризуемая количеством и силой проявления центров солнечнойактивности, периодически изменяется.

<span MS Mincho""> Существует множество удобныхразличных способов оценивать уровень солнечной активности. Обычно пользуютсянаиболее простым и введённым раньше всех способом - числами Вольфа.Числа Вольфа пропорциональны сумме полного числа пятен, наблюдаемых в данныймомент  на  Солнце, и удесятерённого числа групп, которые  они  образуют. Период  времени, когда  количество центров активности наибольшееназывают максимумом солнечной активности, а когда их совсем нет илипочти совсем нет — минимумом. Максимумы и минимумы чередуются в среднемс периодом <span MS Mincho"">11<span MS Mincho"">  лет. Это составляет  так называемый <span MS Mincho"">11<span MS Mincho"">-и летний цикл солнечной активности.

Солнечнаяактивность имеет циклический характер,который зримо проявляется в пятнообразовательной деятельности, в частотесолнечных вспышек и связанных с ними эффектов. В цикле меняется количество ираспределение протуберанцев, форма солнечной короны, количество факелов и т. д.Период этих циклических вариаций составляет примерно 11 лет, хотя в нашем столетии средний период был ближе к 10 годам. Показатели солнечной активности,как правило, возрастают к максимуму быстрее, чем спадают от него к минимуму.

Существуютсвидетельства о цикле с периодом около 80лет (восьмидесятилетний цикл). Есть также некоторые доказательства одолгопериодических вариациях активности с периодом 200, 400и 600лет.

При повторенияхсолнечного цикла наблюдаются нерегулярности. Меняется и длительность циклов, иформа зависимости чисел Вольфа от времени, и значения ее максимума и минимума.Отмечаются, по-видимому, нерегулярности с гораздо большими масштабами времени иамплитуд. Например, в течение 70лет, с 1645 по 1715 гг. наблюдалось очень мало солнечныхпятен, в этот период имело место резкое ослабление солнечной активности, чтобыло названо «минимумом Маундера».

 Длительные исследования циклическойпятнообразовательной деятельности Солнца на экваторе ускорилось на 3-4% и разность скоростей вращения широтах 0и 20градусов увеличилась в 2раза. Из современных спектральных наблюдений следует, что аналогичные ускорениявращения на экваторе имеют место в эпоху спокойного Солнца. Высказанопредположение, что в годы максимумов солнечной активности магнитное поле как быпритормаживает вращение Солнца на экваторе.

Природа активныхобразований на Солнце и причина их периодичности начинают выясняться только впоследнее время. Картина еще не вполне ясна в деталях, некоторые положения невсегда надежны, и часть представлений может измениться в будущем. Тем не менее различные проявления солнечной активностиуже можно рассматривать как единый процесс, связанный с жизнью Солнца.

***

<span MS Mincho"">За последние десятилетия накоплено большое количество данных,свидетельствующих о том, что такие колебания оказывают определенное влияние на ряд геофизических процессов, а такжена явления, происходящие в биосфере нашей планеты – то есть в животном ирастительном мире Земли, в том числе и в организме человека.

<span MS Mincho"">Так, например, многие исследователи приходят к выводу озависимости между уровнем солнечной активности и различными аномалиями впроцессах погоды и климата. В частности, было отмечено, что в периоды максимумасолнечной активности происходит усиленный обмен воздушными массами междутропическими и полярными районами нашей планеты. Теплый воздух проникает далекона север, холодный – на юг. Погода становится неустойчивой, а атмосферныеявления приобретают иногда бурный характер.

<span MS Mincho"">Длительное сопоставление специальных карт солнечной активности,которые регулярно составляются горной астрономической станцией под Кисловодском,с метеорологическими данными показало, что вскоре после прохождения активныхобластей через центр солнечного диска в земной атмосфере нередко возникаютсильные возмущения, ведущие к образованию циклонов и антициклонов и резкимизменением погоды. Есть также основания предполагать, что активные явления наСолнце в какой-то мере влияют и на такие геофизические процессы, как извержениявулканов, землетрясения, колебания уровней морей и океанов, и даже на скоростьсуточного вращения нашей планеты.

<span MS Mincho"">Однако физический механизм, связывающий колебания солнечнойактивности и процессы, протекающие в атмосфере Земли и ее недрах, пока остаетсянеясным. В этом направлении ведутся исследования. 

<span MS Mincho"">

2.1. Солнце спокойное и активное

Как уже говорилось, вещество Солнца вечнонахо­дится в движении — то упорядоченном, то хаотическом. Его атмосфера, стольнеоднородная во многих отноше­ниях, то и дело испытывает в разных местах весьмаразличные изменения температуры, плотности, давления,   напряженности   магнитного  поля.   На   первый взгляд (особенно, если рассматривать маленькие области солнечнойатмосферы, поперечником в несколько ) сотен километров) эти изменения выглядятнеупорядоченными и в них совершенно невозможно разобраться. Казалось бы, всеэго не имеет никакого отношения к солнечной активности. Действительно, явления,о которых идет речь, очень разнообразны, хотя бы потому, что они  происходят в  разных  областях атмосферы (Солнца, обладающих различными физическими условиями. Тем не менее,они тесно связаны друг с другом, видимо потому, что вызывает их какая-то общаяпри­чина.

Но  где лежит граница между солнечной активностыо и тем, что исследователи Солнца привыкли называют спокойнымСолнцем? И является ли эта граница стабильной?

,

Обычно солнечной активностью называют целый комплекс различных явлений, происходящих в атмосфе­ре Солнца,которые охватывают сравнительно большие области, поперечником не менеенескольких тысяч кило­метров, и отличаются весьма значительными измене­ниями современем физических характеристик соответ­ствующих слоев солнечной атмосферы.

Пока ученые интересовались средними характери­стиками того или иного слоя солнечной атмосферы и старалисьизбегать тех областей, в которых эти харак­теристики резко выделялись, именноэти области и рас­сматривались как проявления солнечной  активности. Но пришловремя, когда исследователи Солнца заинте­ресовались детальным строением нетолько активных образований, но и «спокойных» областей Солнца. То­гда некоторыеученые стали склоняться к мнению, что никакой резкой границы между активными испокойны­ми областями  нашего дневногосветила  вообще нет. Все Солнце бурлит,изменяется. И стоит ли вводить какое-то условное разделение, если делотолько в мас­штабе происходящих явлений?

Спокойное Солнце  отличается не только масштабами явлений, по также их хаотичностью, а сол­нечная   активность — упорядоченностью.   В  принципе можно согласиться с тем, что граница между «спокой­ным» и«активным» Солнцем весьма условна. Дальней­шие  исследования   помогут   уточнить  эту   границу. Сейчас же у наспока нет оснований отступать от класического определения солнечной активности.Единствен­но, в чем мы сделаем отступление, это в том, что не будемигнорировать микроструктуру активных образо­ваний на  Солнце, поскольку понимание ее природызначительно  способствует  раскрытию сущности  этих явлений.

<span MS Mincho"">

<span MS Mincho"">

<span MS Mincho"">

<span Times New Roman",«serif»;mso-fareast-font-family: «MS Mincho»;mso-ansi-language:RU;mso-fareast-language:RU;mso-bidi-language: AR-SA">

2.2. Солнечные пятна

Совсем недавно, какую-нибудь сотню с небольшим лет назад, когда говорили о солнечной активности, то подразумевали солнечные пятна. Если даже не уходитьв глубь веков, можно вспомните, что еще в Древней Руси сквозь дым лесных пожаров люди видели «темныепятна, аки гвозди». Они боялись этихпятен, счита­ли их дурнымпредзнаменованием. Затем в начале XVIIвека Галилей впервые направил телескоп на Солнцеи с тех пор начались более или менее регулярные наблюдения солнечныхпятен. А с середины XIXстоле­тия эти наблюдения ведутся ежедневно, если позволяет погода.

Больше ста лет посвятили исследователи Солнца изучению солнечных пятен. Но мынисколько не погре­шимпротив истины, если возьмемся утверждать, что и теперь среди явлений солнечной активности труд­но найти более сложное и во многихотношениях не­понятноеобразование, чем солнечное пятно. Пере­чень достаточно уверенных заключений о его приро­де невелик. Мы и начнем с этих, таксказать, азбучных истин.

Солнечные пятна представляют собойотносительно холодныеместа фотосферы Солнца.Температура их па 1500—2000°   ниже   температуры  окружающей   среды. Поэтому по контрасту они кажутся нам темными. Пятнаимеют тарелкообразную форму с «дном» на глуби­не 700—1000км.

 В начале нынешнегостолетия было обнаружено, что солнечныепятна обладают сильным магнитным полем. Согласно теории Л. Бирмана, такое полев состоянии уменьшить или даже подавить конвективный перенос энергиив подфотосферных слоях. Таким образом, в них создается дефицит выходящей лучистой энергии. На этом основании считают, что именно магнитное поле является виновником низкой температуры солнечныхпятен, поскольку оно не позволяет переносить энергию из более низких слоев в более высокие.Напряженность магнитного поля пятен всегда больше 1500Гс, а в большинстве случаев составляет 2000—3000 Гс. Иногда онадостигает даже 5000 Гс. Размеры солнечных пятен весьма разнообразны. Они колеблются от тысячи до десятков тысячкилометров.

<img src="/cache/referats/25030/image006.jpg" v:shapes="_x0000_i1026">

Рис. I. Снимок солнечного пятна, полученный  подученный 30 июня 1970 г  на советской стратосферной, обсерватории (вверху).  Солнечный диск 26 июля 1981 г. в белом свете и увеличенная фотография группы солнечных пятен, расположенная слева внизу на диске (Горная  астрономическая станция ГАО ан ссср)

Солнечныепятна (рис.1) имеют довольно сложное строение.Самая темная внутреняя их частьназывается теньюили ядром. Она вбольшинстве случаев окруже­на более светлой волокнистой структурой,которая называется полутенью. Наличие полутенислужит признакомустойчивости пятна,как бы большей его «живучести». Нередко встречаются и солнечные пятна без полутени. Обычно они существуют  немногим более одних суток и в течениечасов остаются неизменными. Разме­ры их колеблются от 1000до 3500км...Такие пятна на­зывают норами. Рассмотрим основныеособенности пра­вильных пятен, т. е.пятен без заметных отклонений от круглойформы.

Тень пятна всреднем занимает 0,17его общей площа­ди и составляй всего 5—15%яркости фотосферы в видимом свете. Раньшемногие исследователи Солнца считали,что «чем больше размер пятна, тем темнее его тень.

Сейчас это утверждение представляется весьма сомнительным. В течение долгоговремени было общепринято,что, в отличие от полутени, вся площадь тени пятна является однородно темной. Однако наблюдения из стратосферы показали, что онаобладает большой неоднородностьюи активностью.

В тени пятен, как правило, наблюдаются очень ма­ленькие яркие точки диаметром 100—150 км. Они существуют иногда до трех часов и значительногорячее стального вещества ядра. Втени среднего по разме­ру пятна одновременно появляется примерно 20ярких точек. Они свидетельствуют онеоднородности  магнитного поля ядра пятна. Дальними «родственниками» ярких точек, по-видимому, можно считать вспышки втени. Это быстро изменяющиеся яркиенеоднородно­сти, которые лучше всегозаметны в фиолетовых линияхионизованного кальция Н и К и отчасти в красной линии водорода На. Вспышки в тени длятся примерно 50с,повторяются каждые 100—200с, передвигаясь по Направлению к полутенисо скоростью около 40км/с. Диаметр их составляет примерно 200км, а напряженность магнитного поля — <span MS Mincho»">2000

<span MS Mincho""> Гс. Следует отметить, что пока неизвестно,связаны ли эти вспышки с яркими точкамитени.  Скорее всего,  они порождены волновыми процессами, образующимися в более низких слоях ярапятна. В тени многих солнечных пятен, хотя и не всех, отмечались колебанияскорости по лучу зрения с периодом около 165с и амплитудой 0,2. Кроме того, там наблюдались  колебания  магнитного поля.

 Еще более сложна структура полутенипятен. Как показалоизучение снимков с высоким разрешением, в частности, полученных из стратосферы,она состоит не просто из светлых итемных волокон, как считалось совсем недавно. Примерно 43%площади полутени занимают   яркие  зерна   вытянутой   формы  длинно 1500км  и  шириной  100—350км, которые медленнодвижутся по направлению к тени пятна со скоростью до 0,5км/с. Скопление их на границе тень — полутеньсоздает  так   называемое   внутреннее   светлое  кольцо Секки.В темных областях полутени, наоборот, происходит быстрое вытекание в