рефераты

Рефераты

рефераты   Главная
рефераты   Краткое содержание
      произведений
рефераты   Архитектура
рефераты   Астрономия
рефераты   Банковское дело
      и кредитование
рефераты   Безопасность
      жизнедеятельности
рефераты   Биографии
рефераты   Биология
рефераты   Биржевое дело
рефераты   Бухгалтерия и аудит
рефераты   Военное дело
рефераты   География
рефераты   Геодезия
рефераты   Геология
рефераты   Гражданская оборона
рефераты   Животные
рефераты   Здоровье
рефераты   Земельное право
рефераты   Иностранные языки
      лингвистика
рефераты   Искусство
рефераты   Историческая личность
рефераты   История
рефераты   История отечественного
      государства и права
рефераты   История политичиских
      учений
рефераты   История техники
рефераты   Компьютерные сети
рефераты   Компьютеры ЭВМ
рефераты   Криминалистика и
      криминология
рефераты   Культурология
рефераты   Литература
рефераты   Литература языковедение
рефераты   Маркетинг товароведение
      реклама
рефераты   Математика
рефераты   Материаловедение
рефераты   Медицина
рефераты   Медицина здоровье отдых
рефераты   Менеджмент (теория
      управления и организации)
рефераты   Металлургия
рефераты   Москвоведение
рефераты   Музыка
рефераты   Наука и техника
рефераты   Нотариат
рефераты   Общениеэтика семья брак
рефераты   Педагогика
рефераты   Право
рефераты   Программирование
      базы данных
рефераты   Программное обеспечение
рефераты   Промышленность
      сельское хозяйство
рефераты   Психология
рефераты   Радиоэлектроника
      компьютеры
      и перифирийные устройства
рефераты   Реклама
рефераты   Религия
рефераты   Сексология
рефераты   Социология
рефераты   Теория государства и права
рефераты   Технология
рефераты   Физика
рефераты   Физкультура и спорт
рефераты   Философия
рефераты   Финансовое право
рефераты   Химия - рефераты
рефераты   Хозяйственное право
рефераты   Ценный бумаги
рефераты   Экологическое право
рефераты   Экология
рефераты   Экономика
рефераты   Экономика
      предпринимательство
рефераты   Юридическая психология

 
 
 

Солнце


                                - 1 -
     Солнце, центральное  тело 
солнечной  системы,
представляет   собой
раскалённый  плазменный 
шар;  Солнце - ближайшая к Земле
звезда.  Масса
Солнца
1,990х10я530 я0кг (в 332958 раз больше массы Земли).  В Солнце сосре-
доточено  99,866% 
массы  Солнечной  системы. 
Солнечный параллакс равен
8,794"
(4,263х10я5-5 я0радиан).  Расстояние от
Земли до Солнца  меняется  от
1,4710х10я511  я0м 
(в январе) до 1,5210х10я511 я0(в июле), 
составляя в среднем
1,4960х10я511
я0м. Это расстояние принято считать одной астрономической еди-
ницей.  Средний 
угловой  диаметр Солнца
составляет 1919,26" (9,305х10я5-3
рад),  чему соответствует линейный диаметр
Солнца,  равный 1,392х10я59я0м (в
109  раз 
больше  диаметра  экватора 
Земли).  Средняя  плотность Солнца
1,41х10я53я0кг/мя53я0.  Ускорение 
свободного  падения  на 
поверхности   Солнца
составляет
273,98  м/секя52я0.  Вторая 
космическая  скорость на
поверхности
Солнца
равна 6,18х10я55 я0м/сек. Эффективная температура поверхности Солнца,
определяемая
согласно закону излучения Стефана-Больцмана, по полному из-
лучению
Солнца равна 5770 К.
     История телескопических  наблюдений Солнца начинается с наблюдений,
выполненных
Г.Галлилеем в 1611 году; были открыты солнечные пятна, опре-
делён
период вращения Солнца вокруг своей оси. В 1843 году немецкий аст-
роном
Г.Швабе обнаружил цикличность солнечной активности. Развитие мето-
дов  спектрального анализа позволило изучить
физические условия на Солн-
це. В
1814 году Й.Фраунгофер обнаружил тёмные линии поглащения в спектре
Солнца
- это положило начало изучению химического состава Солнца. С 1836
года
регулярно ведутся наблюдения затмений Солнца, что привело к обнару-
жению
короны  и  хромосферы Солнца, а также 
солнечный  протуберанцев. В
1913
году американский астроном Дж.Хейл наблюдал зеемановское  расщепле-
ние
фраунгоферовых  линий спектра солнечных
пятен и этим доказал сущест-
вование
на Солнце магнитных полей. К 1942 году шведский астроном Б.Эдлен
и
другие отождествили несколько линий спектра солнечной короны с линиями
высокоионизированных
элементов,  доказав этим высокую
температуру в сол-
нечной
короне. В 1931 году Б.Лио изобрёл солнечный коронограф, позволив-
ший
наблюдать корону и хромосферу вне затмений. 
В начале 40-х годов  XX
века
было открыто радиоизлучение Солнца. Существенным толчком для разви-
тия
физики Солнца во второй половине XX века послужило развитие  магнит-
ной
гидродинамики и физики плазмы. После начала космической эры изучение
ультрафиалетового
и рентгеновского  излучения  Солнца 
ведётся  методами
внеатмосферной
астрономии  с  помощью ракет, 
автоматических орбитальных
обсерваторий
на спутниках Земли,  космических
лабораторий  с  людьми  на
борту.
     Вращение Солнца вокруг оси происходит в
том же направлении,  что  и
вращение
Земли,  в  плоскости, 
наклонённой  на 7ш15' к плоскости
орбиты
                                - 2 -
Земли
(эклиптике).  Скорость вращения
определяется по видимому  движению
различных
деталей  в  атмосфере  Солнца и по
сдвигу спектральных линий в
спектре
края диска Солнца вследствие эффекта Доплера. Таким образом было
обнаружено,
что период вращения Солнца неодинаков на разных широтах. По-
ложение
различных деталей на поверхности Солнца определяется  с  помощью
гелиографических
координат,  отсчитываемых от солнечного
экватора (гели-
ографическая
широта) и от центрального меридиана видимого 
диска  Солнца
или от
некоторого меридиана, выбранного в качестве начального (так назы-
ваемого
меридиана Каррингтона).  При этом
считают,  что Солнце вращается
как
твёрдое  тело.  Один  оборот  относительно Земли точки с гелиографи-
ческой
широтой 17ш совершают за 27,275 суток (синодический период). Вре-
мя
оборота  на той же широте Солнца
относительно звёзд (сидерический пе-
риод) -
25,38 суток.  Угловая скорость вращения
я7f я0для сидерического вра-
щения
изменяется с гелиографической широтой я7w я0по закону:я7wя0=14,33ш-3шsinя52я7f
в
сутки. Линейная скорость вращения на экваторе Солнца-около 2000 м/сек.
     Солнце как звезда является типичным
жёлтым карликом и располагается
в
средней части главной последовательности звёзд на диаграмме Герцшпрун-
га-Рессела.Видимая
фотовизуальная звёздная величина Солнца равна -26,74,
абсолютная
визуальная звёздная величина Mя4v я0равна +4,83. Показатель цвета
Солнца
составляет для случая синей (В) и визуальной (М) областей спектра
Mя4Bя0-Mя4Vя0=0,65.
Спектральный класс Солнца G2V. Скорость движения относитель-
но
совокупности ближайших звёзд 19,7х10я53 я0м/сек. Солнце расположено внут-
ри
одной из спиральных ветвей нашей Галактики на расстоянии около 10 кпс
от её
центра.  Период обращения Солнца вокруг
центра Галактики около 200
миллионов
лет. Возраст Солнца - около 5х10я59я0 лет.
     Внутреннее строение Солнца определено в
предположении,  что оно яв-
ляется
сферически симметричным телом и находится в равновесии. Уравнение
переноса
энергии,  закон сохранения энергии,
уравнение состояния идеаль-
ного
газа, закон Стефана-Больцмана и условия гидростатического, лучисто-
го и
конвекционного равновесия вместе с определяемыми из наблюдений зна-
чениями
полной светимости,  полной массы и
радиуса Солнца и данным о его
химическом
составе  дают возможность построить
модель внутреннего строе-
ния
Солнца.  Полагают,  что содержание водорода в Солнце по
массе  около
70%,
гелия около 27%, содержание всех остальных элементов около 2,5%. На
основании
этих предположений вычислено, что температура в центре  Солнца
составляет
10-15х10я56я0К,  плотность около
1,5х10я55 я0кг/мя53я0, давление 3,4х10я516
н/мя52
я0(около 3х10я511 я0атмосфер).Считается, что источником энергии, пополня-
ющим
потери  на  излучение  и
поддерживающим высокую температуру Солнца,
являются
ядерные реакции,  происходящие в недрах
Солнца.  Среднее  коли-
чество
энергии, вырабатываемое внутри Солнца, составляет 1,92 эрг/г/сек.
                                - 3 -
Выделение
энергии определяется ядерными реакциями, 
при которых  водород
превращается
в  гелий.  На Солнце возможны две группы термоядерных реак-
ций:
так называемый протон - протонный (водородный) 
цикл  и  углеродный
цикл
(цикл Бете).  Наиболее вероятно,  что на Солнце преобладает протон-
протонный
цикл,  состоящий из трёх реакций,  в первой из которых из ядер
водорода
образуются  ядра  дейтерия 
(тяжёлый  изотоп водорода,  атомная
масса
2);  во второй из ядер водорода
образуются ядра  изотопа  гелия 
с
атомной
массой 3 и, наконец, в третьей из них образуются ядра устойчиво-
го
изотопа гелия с атомной массой 4.
     Перенос энергии  из  внутренних  слоёв Солнца в основном происходит
путём
поглощения  электромагнитного  излучения, 
приходящего  снизу,   и
последующего
переизлучения.  В результате понижения
температуры при уда-
лении
от Солнца постепенно увеличивается длина 
волны  излучения,  пере-
носящего
большую часть энергии в верхние слои. Перенос энергии движением
горячего
вещества из внутренних слоёв, а охлаждённого внутрь (конвекция)
играет
существенную роль в сравнительно более высоких слоях,  образующих
конвективную
зону Солнца, которая начинается на глубине порядка 0,2 сол-
нечных
радиуса и имеет толщину около 10я58 я0м. Скорость конвективных движе-
ний
растёт с удалением от центра Солнца и во внешней части  конвективной
зоны
достигает (2-2,5)х10я53 я0м/сек. В ещё более высоких слоях (в атмосфере
Солнца)
перенос энергии опять осуществляется излучением. В верхних слоях
атмосферы
Солнца  (в хромосфере и короне) часть
энергии доставляется ме-
ханическими
и магнитогидродинамическими волнами, 
которые генерируются в
конвективной
зоне, но поглощаются только в этих слоях. Плотность в верх-
ней
атмосфере очень мала,  и необходимый
отвод энергии за счёт излучения
и
теплопроводности возможен только, если кинетическая энергия этих слоёв
достаточно
велика.  Наконец,  в верхней части солнечной  короны 
большую
часть
энергии уносят потоки вещества, движущиеся от Солнца, так называе-
мый
солнечный ветер.  Температура в каждом
слое устанавливается на таком
уровне,
что автоматически осуществляется баланс энергии: количество при-
носимой
энергии за счёт поглощения всех 
видов  излучения,  теплопровод-
ностью
или  движением  вещества  равно  сумме всех энергетических потерь
слоя.
     Полное излучение  Солнца определяется по освещённости,  создаваемой
им на
поверхности Земли,  - около 100
тыс.  лк, когда Солнце находится в
зените.
Вне атмосферы на среднем расстоянии Земли от Солнца освещённость
равна
127 тыс.  лк. Сила света Солнца
составляет 2,84х10я527 я0свечей. Коли-
чество
энергии, приходящее в одну минуту на площадку в 1 смя52я0, поставлен-
ную
перпендикулярно солнечным лучам за пределами 
атмосферы  на  среднем
расстоянии
Земли от Солнца, называют солнечной постоянной. Мощность общ-
                                - 4 -
его
излучения Солнца - 3,83х10я526 я0ватт, из которых на Землю попадает око-
ло
2х10я517  я0ватт,  средняя яркость поверхности Солнца (при
наблюдении вне
атмосферы
Земли) составляет 1,98х10я59 я0нт, 
яркость центра диска Солнца  -
2,48х10я59
я0нт.  Яркость диска Солнца уменьшается
от центра к краю,  причём
это
уменьшение зависит от длины волны,  так
что яркость  на  краю 
диска
Солнца
для света с длиной волна 3600А составляет 0,2 яркости его центра,
а для
5000А - около 0,3 яркости центра диска Солнца. На самом краю диска
Солнца
яркость  падает в 100 раз на протяжении
менее одной секунды дуги,
поэтому
граница диска Солнца выглядит очень резкой.
     Спектральный состав света, излучаемого
Солнцем, то есть распределе-
ние
энергии в центре Солнца (после учёта влияния поглощения в земной ат-
мосфере
и  влияния  фраунгоферовых линий),  в
общих чертах соответствует
распределению
энергии в излучении абсолютно чёрного тела с 
температурой
около
6000 К.  Однако в отдельных участках
спектра имеются заметные отк-
лонения.
Максимум энергии в спектре  Солнца  соответствует  длине  волны
4600
А.  Спектр Солнца - это непрерывный
спектр, ни который наложено бо-
лее 20
тысяч линий поглощения (фраунгоферовых линий). 
Более 60%  из них
отождествлено
со  спектральными  линиями 
известных химических элементов
путём
сравнения длин волн и относительной интенсивности линии поглощения
в
солнечном  спектре с лабораторными
спектрами.  Изучение фраунгоферовых
линий
даёт сведения не только о химическом составе атмосферы Солнца,  но
и
о  физических  условиях в тех слоях,  в
которых образуются те или иные
поглощения.
Преобладающим элементом на Солнце 
является  водород.  Коли-
чество
атомов  гелия в 4-5 раз меньше,  чем водорода.  Число атомов всех
других
элементов вместе взятых, по крайней мере, в 1000 раз меньше числа
атомов
водорода.  Среди  них наиболее обильны кислород,  углерод, 
азот,
магний,
железо и другие.  В спектре Солнца можно
отождествить также  ли-
нии,
принадлежащие  некоторым молекулам и
свободным радикалам:  OH,  NH,
CH, CO
и другим.
     Магнитные поля на Солнце измеряются
главным образом по зеемановско-
му
расщеплению линий поглощения в спектре 
Солнца.  Различают  несколько
типов
магнитных полей на Солнце.  Общее
магнитное поле Солнца невелико и
достигает
напряжённости в 1 э той или иной полярности и меняется со вре-
менем.
Это  поле тесно связано с межпланетным
магнитным полем и его сек-
торной
структурой.  Магнитные поля,  связанные с солнечной  активностью,
могут
достигать  в  солнечных  пятнах
напряжённости в несколько тысяч э.
Структура
магнитных полей в активных областях очень запутана, чередуются
магнитные
полюсы различной полярности. 
Встречаются также локальные маг-
нитные
области с напряжённостью поля в сотни э вне солнечных пятен. Маг-
нитные
поля проникают и в хромосферу, и в солнечную корону. Большую роль
                                - 5 -
на
Солнце играют магнитогазодинамические и плазменные процессы. При тем-
пературе
5000 - 10000 К газ достаточно ионизирован, проводимость его ве-
лика и
благодаря огромным масштабам солнечных явлений значение  электро-
механических
и магнитомеханических взаимодействий весьма велико.
     Атмосферу Солнца образуют внешние,
доступные наблюдениям слои. Поч-
ти всё
излучение Солнца исходит из нижней части его атмосферы,  называе-
мой
фотосферой.  На основании уравнений
лучистого переноса энергии,  лу-
чистого
и локального термодинамического равновесия и наблюдаемого потока
излучения
можно теоретически построить модель распределения  температуры
и
плотности с глубиной в фотосфере. 
Толщина фотосферы около трёхсот ки-
лометров,
её средняя плотность  3х10я5-4
я0кг/мя53я0.  Температура  в 
фотосфере
падает
по  мере перехода к более внешним
слоям,  среднее её значение по-
рядка
6000 К,  на границе фотосферы около 4200
К.  Давление меняется  от
2х10я54
я0до 10я52 я0н/мя52я0.  Существование
конвекции в подфотосферной зоне Солнца
проявляется
в неравномерной яркости фотосферы, 
видимой её зернистости -
так
называемой грануляционной структуре. 
Гранулы представляют собой яр-
кие
пятнышки более или менее круглой формы. Размер гранул 150 - 1000 км,
время
жизни 5 - 10 минут,  отдельные гранулы
удаётся наблюдать в течении
20
минут.  Иногда гранулы образуют
скопления размером до 30 тысяч  кило-
метров.
Гранулы  ярче  межгранульных 
промежутков  на 20-30%,  что соот-
ветствует
разнице в температуре в среднем на 300 К. 
В отличие от других
образований,
на  поверхности Солнца грануляция
одинакова на всех  гелио-
графических
широтах и не зависит от солнечной активности. 
Скорости хао-
тических
движений (турбулентные скорости) в фотосфере составляют по раз-
личным
определениям 1-3 км/сек.  В  фотосфере 
обнаружены  квазипериоди-
ческие
колебательные  движения в радиальном
направлении.  Они происходят
на
площадках размерами 2-3 тысячи километров с периодом около пяти минут
и
амплитудой скорости порядка 500 м/сек. После нескольких периодов коле-
бания в
данном месте затухают,  затем могут
возникнуть снова. Наблюдения
показали
также существование ячеек,  в которых
движение происходит в го-
ризонтальном
направлении от центра ячейки к её границам. 
Скорости таких
движений
около  500 м/сек.  Размеры ячеек - супергранул составляют 30-40
тысяч
километров.  По положению супергранулы
совпадают с  ячейками  хро-
мосферной
сетки. На границах супергранул магнитное поле усилено. Предпо-
лагают,
что супергранулы отражают на глубине нескольких тысяч километров
под
поверхностью  конвективных  ячеек 
такого же размера.  Первоначально
предполагалось,
что фотосфера даёт только непрерывное излучение, а линии
поглощения
образуются в расположенном над ней обращающем слое. Позже бы-
ло
установлено,  что в фотосфере образуются
и спектральные линии, и неп-
рерывный
спектр.   Однако  для 
упрощения  математических  выкладок 
при
                                - 6 -
рассчёте
спектральных линий понятие обращающего слоя иногда применяется.
     Часто в 
фотосфере наблюдаются солнечные пятна и факелы.  Солнечный
пятна -
это тёмные образования, состоящие, как правило, из более тёмного
ядра
(тени) и окружающей его полутени. 
Диаметры пятен достигают двухсот
тысяч
километров.  Иногда пятно бывает
окружено светлой каёмкой.  Совсем
маленькие
пятна называют порами.  Время жизни
пятен от  нескольких часов
до
нескольких месяцев. В спектре пятен ещё больше линий и полос поглоще-
ния,
чем в спектре фотосферы,  он напоминает
спектр звезды спектрального
класса
КО. Смещения линий в спектре пятен из-за эффекта Доплера указыва-
ет
на  движение  вещества в пятнах - вытекание на более низких уровнях и
втекание
на более высоких,  скорости движения
достигают 3 тысячи  м/сек.
Из
сравнений интенсивности линий и непрерывного спектра пятен и фотосфе-
ры
следует,  что пятна холоднее фотосферы
на 1-2 тысячи градусов (4500 К
и
ниже).  Вследствие этого на фоне
фотосферы пятна кажутся тёмными,  яр-
кость
ядра составляет 0,2-0,5 яркости фотосферы, 
яркость полутени около
80%
фотосферной.  Все  солнечные пятна обладают сильным магнитным
полем,
достигающим
для крупных пятен напряжённости  5  тысяч 
эстердов.  Обычно
пятна
образуют группы, которые по своему магнитному полю могут быть уни-
полярными,
биполярными и мультиполярными,  то есть
содержащими много пя-
тен
различной полярности, часто объединённых общей полутенью. Группы пя-
тен
всегда окружены факелами и флоккулами, 
протуберанцами,  вблизи  них
иногда
происходят солнечные вспышки,  и в
солнечной короне над ними наб-
людаются
образования в виде лучей шлемов,  опахал
- всё это вместе обра-
зует
активную область на Солнце. Среднегодовое число наблюдаемых пятен и
активных
областей,  а также средняя площадь,  занимаемая ими, меняется с
периодом
около 11 лет.  Это - средняя величина,
продолжительность же от-
дельных
циклов солнечной активности колеблется от 7,5 до  16  лет.  Наи-
большее
число пятен,  одновременно видимых на
поверхности Солнца,  меня-
ется
для различных циклов более чем в два раза. 
В основном пятна встре-
чаются
в  так 
называемых королевских зонах, 
простирающихся от 5 до 30ш
гелиографической
широты по обе сторона  солнечного  экватора. 
В  начале
цикла
солнечной  активности  широта 
места расположения пятен выше,  а
в
конце
цикла - ниже,  а на более высоких
широтах появляются пятна  нового
цикла.
Чаще наблюдаются биполярные группы пятен, состоящие из двух круп-
ных
пятен - головного и последующего, 
имеющих противоположную магнитную
полярность,
и несколько более мелких.  Головные
пятна имеют одну и ту же
полярность
в течение всего цикла солнечной 
активности,  эти  полярности
противоположны
в северной и южной полусферах Солнца. 
По-видимому, пятна
представляют
собой углубления в фотосфере,  а
плотность вещества  в  них
меньше
плотности вещества в фотосфере на том же уровне.
                                - 7 -
     В активных областях Солнца наблюдаются
факелы -  яркие  фотосферные
образования,
видимые  в  белом  свете  преимущественно вблизи края диска
Солнца.
Обычно факелы появляются раньше 
пятен  и  существуют 
некоторое
время
после их исчезновения.  Площадь
факельных полщадок в несколько раз
превышает
площадь соответствующей группы пятен. 
Количество  факелов  на
диске
Солнца  зависит  от фазы цикла солнечной активности.  Максимальный
контраст
(18%) факелы имеют вблизи края диска Солнца, 
но  не  на  самом
краю.
В  центре  диска  Солнца факелы
практически не видны,  контраст их
очень
мал.  Факелы имеют сложную волокнистую
структуру,  контраст их за-
висит
от длины волны,  на которой проводятся
наблюдения. Температура фа-
келов
на несколько сот градусов превышает температуру  фотосферы,  общее
излучение
с одного квадратного сантиметра превышает фотосферное на 3-5%.
По-видимому,
факелы несколько возвышаются над фотосферой. 
Средняя  про-
должительность
их  существования  -  15
суток,  но может достигать почти
трёх
месяцев.
     Выше фотосферы  расположен  слой атмосферы
Солнца,  называемый хро-
мосферой.
Без специальных телескопов хромосфера видна 
только  во  время
полных
солнечных  затмений как розовое
кольцо,  окружающее тёмный диск в
те
минуты,  когда Луна полностью закрывает
фотосферу. Тогда можно наблю-
дать и
спектр хромосферы. На краю диска Солнца хромосфера представляется
наблюдателю
как неровная полоска,  из которой
выступают отдельные зубчи-
ки
-  хромосферные спикулы.  Диаметр спикул 200-2000 километров,  высота
порядка
10000 километров,  скорость подъёма  плазмы 
в  спикулах  до 
30
км/сек.
Одновременно на Солнце существует до 250 тысяч спикул.  При наб-
людении
в монохроматическом свете на диске Солнца видна яркая хромосфер-
ная
сетка,  состоящая из отдельных узелков -
мелких диаметром до 1000 км
и
крупных диаметром от 2000 до 8000 км. 
Крупные узелки представляют со-
бой
скопления мелких.  Размеры ячеек сетки
30-40 тысяч километров. Пола-
гают,
что спикулы образуются на границах ячеек хромосферной сетки. Плот-
ность
в  хромосфере  падает  с  увеличением расстояния от центра Солнца.
Число
атомов в одном куб. сантиметре изменяется от 10я515 я0вблизи фотосферы
до
10я59 я0в верхней части хромосферы. Исследование спектров хромосферы при-
вело к
выводу,  что в слое,  где происходит переход от фотосферы к  хро-
мосфере,
температура переходит через минимум и по мере увеличения высоты
над
основанием хромосферы становится равной 8-10 тысяч Кельвинов,  а  на
высоте
в  несколько  тысяч  километров  достигает 15-20 тысяч Кельвинов.
Установлено,
что в хромосфере имеет место хаотическое 
движение  газовых
масс
со  скоростями до 15х10я53 я0м/сек.  В хромосфере факелы в активных об-
ластях
видны как светлые образования, 
называемые обычно 
флоккулами.  В
красной
линии спектра водорода хорошо видны тёмные образования, называе-
                                - 8 -
мые
волокнами. На краю диска Солнца волокна выступают за диск и наблюда-
ются на
фоне неба как яркие протуберанцы. 
Наиболее часто волокна и про-
туберанцы
встречаются в четырёх расположенных 
симметрично  относительно
солнечного
экватора зонах: полярных зонах севернее +40ш и южнее -40ш ге-
лиографической
широты и низкоширотных зонах около ы30ш 
в  начале  цикла
солнечной
активности и ы17ш в конце цикла. Волокна и протуберанцы низко-
широтных
зон показывают хорошо выраженный 11-летний 
цикл,  их  максимум
совпадает
с максимумом пятен. У высокоширотных протуберанцев зависимость
от фаз
цикла солнечной активности выражена 
меньше,  максимум  наступает
через
два  года  после максимума пятен. 
Волокна,  являющиеся спокойными
протуберанцами,
могут достигать длины солнечного радиуса и 
существовать
в
течении  нескольких оборотов
Солнца.  Средняя высота протуберанцев
над
поверхностью
Солнца составляет 30-50 тысяч километров, 
средняя длина  -
200
тысяч километров, ширина - 5 тысяч километров. Согласно исследовани-
ям
А.Б.Северного,  все протуберанцы по
характеру движения можно  разбить
на 3
группы: электромагнитные, в которых движения происходят по упорядо-
ченным
искривлённым траекториям - силовым линиям магнитного поля; хаоти-
ческие,
в  которых  преобладают 
неупорядоченные 
турбулентные  движения
(скорости
порядка 10 км/сек);  эруптивные,  в которых вещество  первона-
чального
спокойного протуберанца с хаотическими движениями внезапно выб-
расывается
с возрастающей скоростью (достигающей 700 
км/сек)  прочь  от
Солнца.
Температура  в  протуберанцах 
(волокнах)  5-10 тысяч Кельвинов,
плотность
близка к средней плотности хромосферы. Волокна, представляющие
собой активные,
быстро меняющиеся протуберанцы, обычно сильно изменяются
за
несколько часов или даже минут.  Форма и
характер движений в протубе-
ранцах
тесно связаны с магнитным полем в хромосфере и солнечной короне.
     Солнечная корона - самая внешняя и
наиболее разрежённая часть  сол-
нечной
атмосферы, простирающаяся на несколько (более 10) солнечных ради-
усов.
До 1931 года корону можно было наблюдать только  во  время  полных
солнечных
затмений  в виде серебристо-жемчужного
сияния вокруг закрытого
Луной
диска Солнца. В короне хорошо выделяются детали её структуры: шле-
мы,
опахала,  корональные лучи и полярные
щёточки. После изобретения ко-
ронографа
солнечную корону стали наблюдать и вне 
затмений. Общая  форма
короны
меняется с фазой цикла солнечной активности: 
в годы минимума ко-
рона
сильно вытянута вдоль экватора,  в годы
максимума она почти сферич-
на.
В  белом  свете поверхностная яркость солнечной короны в миллион раз
меньше
яркости центра диска Солнца.  Свечение
её образуется в основном в
результате
рассеяния   фотосферного  излучения 
свободными  электронами.
Практически
все атомы в короне ионизированы. 
Концентрация ионов и  сво-
бодных
электронов у основания короны составляет 10я59 я0частиц в 1 смя53я0. Наг-
                                - 9 -
рев
короны осуществляется аналогично нагреву хромосферы.  Наибольшее вы-
деление
энергии  происходит в нижней части
короны,  но благодаря высокой
теплопроводности
корона почти изотермична - температура понижается нару-
жу
очень медленно. Отток энергии в короне происходит несколькими путями.
В
нижней части короны основную роль играет перенос энергии вниз благода-
ря
теплопроводности.  К  потере энергии приводит уход из короны
наиболее
быстрых
частиц.  Во внешних частях короны
большую часть  энергии  уносит
солнечный
ветер  -  поток коронального газа, 
скорость которого растёт с
удалением
от Солнца от нескольких км/сек у его поверхности до 450 км/сек
на
расстоянии  Земли.  Температура в короне превышает 10я56
я0К.  В активных
слоях
короны температура выше - до 10я57 я0К. 
Над активными областями могут
образовываться
так  называемые  корональные конденсации,  в которых кон-
центрация
частиц возрастает в десятки раз. Часть излучения внутри короны
- это
линии излучения многократно ионизированных атомов железа, кальция,
магния,
углерода,  кислорода,  серы и других химических  элементов. 
Они
наблюдаются
и  в 
видимой части спектра и в ультрафиалетовой области.  В
солнечной
короне генерируется радиоизлучение Солнца в метровом диапазоне
и
рентгеновское  излучение,  усиливающееся  во  много раз в активных
об-
ластях.
Как показали рассчёты,  солнечная корона
не находится  в  равно-
весии с
межпланетной средой. Из короны в межпланетное пространство расп-
ространяются
потоки частиц,  образующие солнечный
ветер. Между хромосфе-
рой
и  короной  имеется  сравнительно
тонкий переходной слой,  в котором
происходит
резкий рост температуры до значений, 
характерных для короны.
Условия
в  нём 
определяются потоком энергии из короны в результате теп-
лопроводности.
Переходный слой является источником большей части ультра-
фиалетового
излучения Солнца.  Хромосфера,
переходной слой и корона дают
всё
наблюдаемое радиоизлучение Солнца. 
В  активных  областях 
структура
хромосферы,
короны и переходного слоя меняется.  Это
изменение,  однако,
ещё
недостаточно изучено.
     В активных областях хромосферы
наблюдаются внезапные и сравнительно
кратковременные
увеличения яркости, видимые сразу во многих спектральных
линиях.
Эти яркие образования существуют от нескольких минут до несколь-
ких
часов.  Они называются солнечными
вспышками (прежнее название - хро-
мосферные
вспышки).  Вспышки лучше всего видны в
свете водородной линии,
но
наиболее яркие видны иногда и в 
белом  свете.  В 
спектре  солнечной
вспышки
насчитывается  несколько  сотен эмиссионных линий различных эле-
ментов,
нейтральных и ионизированных. 
Температура тех  слоёв  солнечной
атмосферы,
которые  дают  свечение в хромосферных 
линиях (1-2)х10я54 я0К, в
более
высоких слоях - до 10я57 я0К.  Плотность
частиц во  вспышке  достигает
10я513я0-10я514
я0в одном кубическом сантиметре. Площадь солнечных вспышек может
                                - 10 -
достигать
10я515 я0мя52я0.  Обычно солнечные
вспышки  происходят  вблизи 
быстро
развивающихся
групп солнечных пятен с магнитным полем сложной конфигура-
ции.
Они сопровождаются активизацией волокон и флоккулов,  а также  выб-
росами
вещества.  При  вспышке выделяется большое количество энергии (до
10я521я0-10я525
я0джоулей). Предполагается, что энергия солнечной вспышки перво-
начально
запасается в магнитном поле, а затем быстро высвобождается, что
приводит
к локальному нагреву и ускорению протонов и электронов, вызыва-
ющих
дальнейший разогрев газа, его свечение в различных участках спектра
электромагнитного
излучения, образование ударной волны. Солнечные вспыш-
ки дают
значительное увеличение ультрафиалетового излучения Солнца, соп-
ровождаются
всплесками рентгеновского излучения (иногда весьма мощными),
всплесками
радиоизлучения,  выбросом карпускул
высоких энергий вплоть до
10я510
я0эв. Иногда наблюдаются всплески рентгеновского излучения и без уси-
ления
свечения в хромосфере. Некоторые вспышки (они называются протонны-
ми)
сопровождаются особенно сильными потоками энергичных частиц - косми-
ческими
лучами   солнечного  происхождения.  Протонные  вспышки  создают
опасность
для находящихся  в  полёте 
космонавтов,  так  как 
энергичные
частицы,
сталкиваясь  с атомами оболочки корабля
порождают рентгеновское
и
гамма-излучение, причём иногда в опасных дозах.
     Уровень солнечной  активности 
(число активных областей и солнечных
пятен,
количество и мощность солнечных вспышек и т.д.) изменяется с  пе-
риодом
около 11 лет. Существуют также слабые колебания величины максиму-
мов
11-летнего цикла с периодом около 90 лет. 
На Земле  11-летний  цикл
прослеживается
на  целом ряде явлений органической и
неорганической при-
роды
(возмущения магнитного поля, полярные сияния, возмущения ионосферы,
изменение
скорости роста деревьев с периодом около 11 лет, установленным
по
чередованиям толщины годовых колец,  и
т.д.). На земные процессы ока-
зывают
также воздействие отдельные активные области на Солнце и происхо-
дящие в
них кратковременные,  но иногда очень
мощные вспышки.  Время су-
ществования
отдельной магнитной области на Солнце может достигать одного
года.
Вызываемые этой областью возмущения в магнитосфере и  верхней  ат-
мосфере
Земли повторяются через 27 суток (с наблюдаемым с Земли периодом
вращения
Солнца). Наиболее мощные проявления солнечной активности - сол-
нечный
(хромосферные) вспышки происходят нерегулярно (чаще вблизи перио-
дов
максимальной активности),  длительность
их  составляет  5-40  минут,
редко
несколько часов. Энергия хромосферной вспышки может достигать 10я525
джоулей,
из выделяющейся при вспышке энергии лишь 
1-10%  приходится  на
электромагнитное
излучение в оптическом диапазоне. По сравнению с полным
излучением
Солнца в оптическом диапазоне энергия вспышки не  велика,  но
коротковолновое
излучение  вспышки и генерируемые при
вспышек электроны,
                                - 11 -
а
иногда солнечные космические лучи могут дать заметный вклад в  рентге-
новское
и карпускулярное излучение Солнца. В периоды повышения солнечной
активности
его рентгеновское излучение увеличивается в 
диапазоне  30-10
нм в
два раза, в диапазоне 10-1 нм в 3-5 раз, в диапазоне 1-0,2 нм более
чем в
сто раз.  По мере уменьшения длины волны
излучения вклад  активных
областей
в полное излучение Солнца увеличивается, 
и в последнем из ука-
занных
диапазонов практически всё излучение 
обусловлено  активными  об-
ластями.
Жёсткое  рентгеновское  излучение 
с длиной волны меньше 0,2 нм
появляется
в спектре Солнца всего лишь на короткое время после вспышек.
     В ультрафиалетовом  диапазоне 
(длина  волны  180-350 нм) излучение
Солнца
за 11-летний цикл меняется всего на 1-10%, а в диапазоне 290-2400
нм
остаётся практически постоянным и составляет 3,6х10я526я0 ватт.
     Постоянство энергии, получаемой Землёй от
Солнца, обеспечивает ста-
ционарность
теплового баланса Земли. Солнечная активность существенно не
сказывается
не энергетике Земли как планеты, но отдельные компоненты из-
лучения
хромосферных  вспышек  могут 
оказывать  значительное влияние
на
многие
физические, биофизические и биохимические процессы на Земле.
     Активные области являются мощным
источником корпускулярного излуче-
ния.
Частицы с энергиями около 1 кэв (в основном протоны), распространя-
ющиеся
вдоль силовых линий межпланетного магнитного поля из активных об-
ластей
усиливают солнечный ветер. Эти усиления (порывы) солнечного ветра
повторяются
через 27 дней и называются рекуррентными. 
Аналогичные пото-
ки, но
ещё большей энергии и плотности, 
возникают при вспышках. Они вы-
зывают
так называемые спорадические возмущения солнечного ветра и дости-
гают
Земли за интервалы времени от 8 часов до двух суток.  Протоны высо-
кой
энергии (от 100 Мэв до 1 Гэв) от очень сильных "протонных" вспышек и
электроны
с энергией 10-500 кэв, входящие в состав солнечных космических
лучей,
приходят  к  Земле  через десятки минут
после вспышек;  несколько
позже
приходят те из них,  которые попали в
"ловушки" межпланетного маг-
нитного
поля и двигались вместе с солнечным ветром. 
Коротковолновое из-
лучение
и солнечные космические лучи (в высоких широтах) ионизируют зем-
ную
атмосферу,  что приводит к колебаниям её
прозрачности в ультрафиоле-
товом и
инфракрасном диапазонах,  а также к
изменениям условий распрост-
ранения
коротких  радиоволн (в ряде случаев
наблюдаются нарушения корот-
коволновой
радиосвязи).
     Усиление солнечного  ветра, 
вызванное вспышкой,  приводит к
сжатию
магнитосферы
Земли с солнечной стороны,  усилению
токов  на  её  внешней
границе,
частичному проникновению частиц солнечного ветра в глубь магни-
тосферы,  пополнению частицами высоких энергий
радиационных поясов Земли
и
т.д.  Эти процессы сопровождаются
колебаниями напряжённости геомагнит-
                                - 12 -
ного
поля (магнитной бурей), полярными сияниями и другими геофизическими
явлениями,  отражающими 
общее  возмущение  магнитного поля Земли.  Воз-
действие
активных процессов на Солнце (солнечных бурь) на  геофизические
явления  осуществляется  как  коротковолновой  радиацией, 
так  и  через
посредство
магнитного поля Земли. По-видимому эти факторы являются глав-
ными  и для физико-химических и биологических
процессов.  Проследить всю
цепь
связей,  приводящих к 11-летней
периодичности многих  процессов  на
Земле  пока не удаётся,  но накопленный обширный фактический материал не
оставляет
сомнений в существовании таких связей. 
Так,  была установлена
корреляция  между 11-летним циклом солнечной активности
и землетрясения-
ми,  урожаями сельхозкультур,  числом сердечно-сосудистых заболеваний  и
т.д.
Эти данные указывают на постоянное действие солнечно-земных связей.
     Наблюдения Солнца ведутся  с 
помощью  рефракторов  небольшого 
или
среднего  размера 
и  больших  зеркальных телескопов,  у которых большая
часть
оптики неподвижна,  а солнечные лучи
направляются внутрь  горизон-
тальной
или башенной установки телескопа при помощи одного или двух дви-
жущихся
зеркал. Создан специальный тип солнечного телескопа - внезатмен-
ный
коронограф. Внутри коронографа осуществляется затемнение Солнца спе-
циальным
непрозрачным экраном.  В коронографе во
много  раз  уменьшается
количество
рассеяного света,  поэтому можно
наблюдать вне затмения самые
внешние
слои атмосферы Солнца.  Солнечные
телескопы часто снабжаются уз-
кополосными
светофильтрами,  позволяющими вести
наблюдения в свете одной
спектральной
линии.  Созданы также нейтральные
светофильтры с переменной
прозрачностью  по 
радиусу,  позволяющие  наблюдать 
солнечную корону на
расстоянии
нескольких радиусов Солнца. Обычно крупные солнечные телеско-
пы  снабжаются мощными спектрографами с
фотографической или фотоэлектри-
ческой
фиксацией спектров.  Спектрограф может
иметь также магнитограф  -
прибор  для 
исследования зеемановского расщепления и поляризации спект-
ральных
линий и определения величины и направления 
магнитного  поля  на
Солнце.  Необходимость устранить замывающее действие
земной атмосферы, а
также
исследования излучения Солнца в ультрафиалетовой,  инфракрасной  и
некоторых
других областях спектра,которые поглощаются в атмосфере Земли,
привели
к созданию орбитальных обсерваторий за пределами атмосферы, поз-
воляющих  получать спектры Солнца и отдельных
образований на его поверх-
ности
вне земной атмосферы.

© 2011 Рефераты