Солнце - самый большой объект Солнечной системы, содержащий 99.8% массы всей Солнечной системы (большая часть остальной массы приходится на Юпитер). Олицетворение Солнца встречается во многих мифологиях: у греков это Гелиос, у римлян - Сол. На сегодняшний день 75% массы Солнца составляет водород и 25% - гелий (по числу атомов - 92.1% водорода и 7.8% гелия), остальные элементы составляют только 0.1%. Это соотношение медленно изменяется благодаря тому, что в ядре происходит превращение водорода в гелий. Температура поверхности Солнца, называемой фотосферой, составляет примерно 5800 К. Солнечные пятна - "холодные" области с температурой 3800 К. Они выглядят темными только потому, что их окружают области с гораздо более высокой температурой. Возраст Солнца - приблизительно 4.5 миллиарда лет. Процессы, происходящие в нем начиная с рождения, исчерпали приблизительно половину водорода, содержавшегося в ядре. Оно продолжит излучать "мирно" еще около 5 миллиардов лет. Но в конечном счете водородное топливо будет исчерпано. Это приведет к радикальным переменам, в результате которых, как это ни банально по звездным стандартам, произойдет полное разрушение Земли (и, возможно, образование планетарной туманности).
• Солнце – раскаленный газовый шар. В основном оно состоит из водорода с примесью 10% (по числу атомов) гелия.
• На солнце вещество сильно ионизовано.
• Под действием сил гравитационного притяжения, направленных к центру Солнца, в его недрах создаётся огромное давление.
• В центре Солнца плотность газа составляет около 1,5*10 кг/м
• Солнечная корона – самая внешняя часть солнечной атмосферы. Она прослеживается фактически от Солнечного диска (лимба) до расстояний в десятки R ( радиусов Солнца) и постепенно рассеивается в межпланетном пространстве.
• Яркость короны очень мала – около 10 яркости фотосферы, и резко (в 1000 раз на расстоянии около 2R) спадает при удалении лимба.
• Поэтому излучение короны, обычно теряющиеся в рассеянном свете неба близ Солнца.
• Характерные свойства С. к. неразрывно связаны с её температурой и плотностью.
В излучении короны можно выделить 3 компонента:
1) L-к о р о н а – запрещенные линии высокоионизованных атомов Fe XIV, Ni XII – Ni XVI, Ca XII - Ca XV; Самыми яркими линиями являются : зеленая линия, красная линия.
2) K-к о р о н а: непрерывное излучение, возникающие при рассеянии света фотосферы на свободных электронах короны. Это излучение заметно поляризовано: степень поляризации достигает 40-50%.
3) F-к о р о н а: непрерывное излучение с фраунгоферовыми линиями поглощения, появление k-ого связано с дифракцией солнечного излучения на пылевых частицах, находящихся между Солнцем и орбитой Земли.
• Корона представляет собой разрежённую плазму с температурой около 2*1000000 К. Оценка плотности прямо вытекает из яркости k-короны.
• Т.к. у короны яркость в 1 млн. раз меньше, чем у фотосферы, это означает, что в короне, в столбике сечением 1 кв.см. вдоль луча зрения, находится 10/10=10 свободных электронов.
• Физ. различие активных и спокойных областей в С. короне состоит в том, что электронная плотность на вех высотах корональной конденсации примерно в 3 раза выше, чем на тех же высотах невозмущённой короны.
• Особенно отчетливо корональные конденсации на фотографиях Солнца в рентгеновских лучах.
• Солнечная корона 7 марта 1970г.
• Фотография получена с фильтром, сглаживающим боьшие различия яркости внутренней и внешней короны.
• Отчетливо видны корональные лучи различных типов, прослеживающиеся до 20R.
Здесь отчетливо видны корональные конденсации на фотографиях Солнца в рентгеновских лучах.
Видимую поверхность Солнца называют фотосферой. Самые заметные структурные образования на ней – пятна. Они обычно состоят из темного центрального ядра (тень), окруженного менее тёмной областью (полутень). Видимое перемещение солнечных пятен подиску зависит от наклона оси вращения Солнца относительно оси вращения Земли.
Солнечные пятна – это области с особенно сильным магнитным полем.
Отдельные солнечные пятна представляют собой короткоживущие образования, которые через несколько дней полностью исчезают. Группы пятен и центры активности обычно устойчивы; их эволюцию можно проследить день за днем на протяжении 7-10 суток, когда они хорошо видны на диске Солнца. Солнечные пятна кажутся темными потому что они холоднее окружающей поверхности. Число и распределение солнечных пятен меняется примерно с одиннадцатилетнем периодом; его называют 11-летним циклом солнечной активности.
Наряду с факелами наблюдаются гранулы; они представляют собой небольшие светлые неустойчивые образования вальной формы, покрывающие всю фотосферу наподобие сетки (это явление называют грануляцией). Даже в небольшой телескоп можно заметить ещё одну характерную особенность – потемнение солнечного диска к краю. Пятна появляются обычно группами, в которых происходят непрерывные изменения: появление новых пятен, изменение формы старых а чаще всего их дробление на части и постепенное исчезновение. Пятна окружены яркими образованиями (факелами) в виде волокон разнообразной формы. Ослабление непрерывного излучения в пятнах по сравнению с солнечной фотосферой объясняется тем, что их температура примерно на 1500 К ниже темп-ры фотосферы. Развитое пятно состоитиз темного овала – тени пятна, окруженного более светлой волокнистой полутенью. Диаметр тени равен примерно 17500 км, полутени примерно 37000км.Мельчайшие солнечные пятна – п о р ы – имеют диаметры до 1000 км, самые большие из наблюдавшихся с.п. превосходили по своим размерам 100 000 км. Мелкие аятна существуют менее 2 суток, развитые 10 – 20 суток, самые большие могут наблюдаться до 100 дней. В пятне как и в фотосфере, основная доля энергии переносится излучением. Для перехода от оптических к геометрическим глубинам, необходимо знать степень непрозрачности газа, его коэффициент поглощения. В прежних исследованиях вещество с.п. считалось очень прозрачным, поэтому пятна рассматривались как очень глубокие образования (глубиной до 30000 км.) Современные исследования, однако, показали, что глубина с.п. дельта h до 300 км.
Уменьшение потока энергии в пятнах(«чернота» пятен) обусловлена, по-видимому, остановкой магн. полем. Конвективных движений вещества фотосферы; остаточная грануляция в пятнах связана вероятно с проявлением конвенции. Над пятнами наблюдаются сложные движения газа. В короне над областью пятен возникают источники сантиметрового радиоизлучения, а также рентгеновских лучей.
Факелы
Вблизи края солнечного диска наблюдаются светлые образования, состоящие из многочисленных прожилок, ярких точек и узелков. Это факелы, постоянные спутники пятен. На поверхности Солнца факелы появляются значительно раньше пятен и сохраняются еще на протяжении нескольких десятков дней после того как сами пятна уже исчезли.
Протуберанцы
В корне наблюдаются ещё более грандиозные по размерам активные образования – п р о т у б е р а н ц ы. Они представляют собой движение облака более плотных газов по сравнению с веществом короны.
Типичный П. имеет вид гигантской светящейся арки, опирающейся на хромосферу и образованной струями более плотного, чем окружающая корона вещества. По толщине – 5-10 тыс. км. П. может достигать высот в десятки тысяч км. В проекции на диск Солнца П. кажутся тёмными искривлёнными лентами длинной до 200 000 км; их называют волокнами. П.отличаются исключительным разнообразием форм и типов, часто меняющих друг друга за время существования П. Наиболее устойчивыми являются т. н. спокойные П., сравнительно мало изменяющие свой внешний вид в течение довольно долгого времени. Такие П. могут возникнуть как в дали так и в близи группы солнечных пятен. Наиболее часто встречаются др. тип П.- т. н. активные П., представляющие собой массу переплетающихся волокон и потоков. В спектрах П. наблюдаются прежде всего линии излучения водорода, гелия, ионизованного кальция и др. металлов. Однако длительное существование П. показывает, что его вещество удерживают какие-то силы. По современным представлениям- это магнитные силы. Образование спокойных П. скорее всего связано с тем, что вещество, находящееся в седловине деформированных линий (арок) магн. Поля нагревается меньше, чем корона на той же высоте.
Солнечные вспышки
Одним из наиболее мощных и быстрых во время проявления солнечной активности являются солнечные вспышки. В годы максимума активности может быть около 10 вспышек в сутки, в минимуме на протяжении многих месяцев их может не быть ни одной. Чаще всего вспышки возникают в нейтральных областях между пятнами, имеющими противоположную полярность. Во время вспышки возникает мощное излучение ультрафиолетовом, рентгеновском и радиадиапозонов. При этом появляются так же весьма энергичные электроны, протоны и более тяжёлые ядра, движущиеся со скоростями 0.01 с. – 0.1 с. Это - солнечные космические лучиВ ряде случаев при вспышках образуются возвратные выбросы – сержи и мелкие брызги – спреи. Сержи подобны гигантским струям, выбрасываемым из области вспышки со скоростями 200 – 300 км/с. Двигаясь по наклонным траекториям вещество достигает высоты 20-100 тыс.км, и возвращается обратно по тому же пути.
Солнечные космические лучи.
Солнце представляет собой гигантский естественный ускоритель заряженных частиц. Наряду с различными видами электромагнитного излучения значительная доля энергии солнечных вспышек перелается ускоренным частицам – с. к. л. Механизмы их ускорения и выхода за пределы солнечной атмосферы остаются в значительном степени неясными. Основную долю С. к. л. составляют протоны, в С.к.л. Обнаружены также ядра, электроны и установлено наличие трития и изотопа гелия. На солнце ускорение частиц может, по-видимому, происходить в двух областях – в хромосфере, - где плазма имеет высокую плотность, и в солнечной короне, где плотность плазмы низка. Верхний предел энергии С. К. л. Равен 2810 в десятой эв, низкий около 10 в шестой эв.
Солнечная постоянная
Солнечная постоянная – полное количество энергиирадиации Солнца, проходящее за 1 мин через площадку в 1 кв.см, перпендикулярную к направлению его лучей и находящуюся на ср. расстоянии Земли от Солнца за пределами земной атмосферы. С. п. – сложная задача, требующая проведения большого количества наблюдений с приборами двух различных типов:
• п и р г е л и о м е т р а м и
• С п е к т р о б о л о м е т р а м и
Знание С. П. С высокой точностью очень важно для астрономии и геофизики, поскольку её значение позволяет определить светимость Солнца.
Солнечный ветер
В Солнечной системе постоянно дует водородный ветер. Излучаемый Солнцем, он проходит мимо Земли со скоростью около 400км/сек. (примерно 1440 км/ч) и уносится дальше в межпланетное пространство. Он пополняет верхнюю область радиационных поясов Земли, способствует образованию полярных сияний в атмосфере Земли и магнитных бурь. С.в. Представляет собой постоянное радиальное истечение плазмы солнечной короны в межпланетное пространство. Образование С.в. связано с потоком энергии, поступающим в корону из более глубоких слоёв Солнца. По существу С.в. – это непрерывно расширяющаяся солнечная корона. Частицы С.в., преодолевая солнечное притяжение, движется от Солнца с постепенно нарастающей скоростью (рис.1).
Солнечный Цикл
Солнечный цикл – периодический процесс появления и развития на Солнце активных областей. Этот процесс затрагивает весь диск Солнца и может быть прослежен по изменению любых образований, составляющих активную область. Однако, наиболее наглядным проявлением С. ц. является изменение с периодом коло 11,2года числа солнечных пятен. В середине 19 века швейцарский астроном Р. Вольф предложил характеризовать состояние солнечной активности относительными числами пятен. Также сумарной площадью пятен, потоком радио излучения в сантиметровом диапазоне волн. Солнце является магнитно-переменной звездой с периодом 22 года (рис. 2). Чередование высот максимумов через 11- летний цикл также подтверждает 22-летнюю периодичность.
Интересный факт о Солнце
Впрочем, когда и нет затмения, астрономы, наблюдающие за Солнцем, могут заметить кое-что интересное. Так, скажем, ещё в прошлом веке они определили, что светило вращается вокруг своей оси, совершая один оборот примерно за 25 земных суток на солнечном экваторе, и за 35 суток- около полюсов. Да-да, дело обстоит именно так: разные участки Солнца могут вращаться с разными скоростями…
© 2006.
Хабибуллин Т. М.
Написать письмо
