WWW.REFERATCENTRAL.ORG.UA - Я ТУТ НАВЧАЮСЬ

... відкритий, безкоштовний архів рефератів, курсових, дипломних робіт

ГоловнаАстрономія та Авіація → Фізика сонця. Сонячна активність - Реферат

Фізика сонця. Сонячна активність - Реферат

км, ланцюжок яскравих точок завдовжки до 30 тис. км і дифузійні утворення завбільшки від 7 до 20 і більше тис. км. У червоній лінії спектра Гідрогену добре видно темні утворення, що називаються волокнами. На краю диска Сонця волокна виступають за диск і спостерігаються на фоні неба як яскраві протуберанці. Волокна й протуберанці низькоширотних зон показують добре виражений 11-річний цикл, їхній максимум збігається з максимумом плям. Високоширотні протуберанці менше залежать від фаз сонячної активності, максимум настає через два роки після максимуму плям. Волокна, які є спокійними протуберанцями, можуть сягати довжини сонячногорадіуса й існувати протягом декількох обертів Сонця. Середня висота протуберанців над поверхнею Сонця складає 30- 50 тис. км, середня довжина - 200 тис. км, ширина - 5 тис. км. Протуберанці за характером руху (за А. Б. Северним) поділяються на 3 групи:
- електромагнітні, де рухи відбуваються за впорядкованими скривленими траєкторіями - силовим лініям магнітного поля;
- хаотичні, у яких переважають неупорядковані турбулентні рухи (швидкості порядку 10 км/с);
- еруптивні, де речовина первісного спокійного протуберанця з хаотичними рухами раптово викидається зі зростаючою швидкістю (до 700 км/с) геть від Сонця.
Температура в протуберанцях сягає 5-10 тис. К, густина близька до середньої густини хромосфери. Волокна, що представляють собою активні, мінливі протуберанці, досить швидко змінюються за кілька годин, іноді й за кілька хвилин. Форма й характер рухів у протуберанцях взаємозалежні з магнітним полем у хромосфері й сонячній короні.
Сонячна корона - зовнішня і найбільш розріджена частина сонячної атмосфери, що простягається на кілька (більше 10) сонячних радіусів. Корону Сонця раніше можна було спостерігати тільки під час повного сонячного затемнення, сьогодні ж її можна вивчати за допомогою орбітальних телескопів і коронографів. У великомасштабній структурі сонячної корони добре виділяються такі утворення: шоломоподібні структури, віяла, корональні промені й полярні щіточки. Загальна форма корони змінюється з фазою циклу сонячної активності: у роки мінімуму корона сильно витягнута уздовж екватора, у роки максимуму вона майже сферична. Світіння сонячної корони утворюється, як правило, у результаті розсіювання фотосферного випромінювання вільними електронами. Практично всі атоми в короні іонізовані. Концентрація іонів і вільних електронів біля основи корони складає 109 часток у 1 см3. Нагрівання корони аналогічне до нагрівання хромосфери. Найбільше виділення енергії відбувається в нижній частині корони, але завдяки високій теплопровідності корона майже ізотермічна - температура до зовнішнього шару знижується дуже повільно.
У нижній частині корони витік енергії униз відбувається завдяки теплопровідності. До втрати енергії призводить відхід із корони найшвидших часток. У зовнішніх частинах корони велику частину енергії несе сонячний вітер (потік коронального газу). Температура в короні перевищує 106 К. В активних шарах корони ' температура сягає 107 К. Над активними областями можуть утворюватися так звані корональні конденсації, у яких концентрація часток зростає в десятки разів. У сонячній короні генерується радіовипромінювання Сонця в метровому діапазоні й рентгенівське випромінювання, що підсилюється в багато разів в активних областях. З корони поширюються в міжпланетний простір потоки часток, що утворюють сонячний вітер. Між хромосферою й короною є порівняно тонкий перехідний шар, у якому відбувається різкий стрибок температури до значень, характерних для корони. Умови в ньому визначаються потоком енергії з корони в результаті теплопровідності. Перехідний шар є джерелом більшої частини ультрафіолетового випромінювання Сонця. Хромосфера, перехідний шар і корона створюють радіовипромінювання Сонця. В активних областях структура хромосфери, корони і перехідного шару змінюється, але цей процес ще мало вивчений.
У хромосфері можливі видимі в багатьох спектральних лініях раптові й короткочасні збільшення яскравості - це сонячні спалахи. Спалахи найкраще помітні у світлі Гідрогенової лінії, але найбільш яскраві помітні й у білому світлі. У спектрі сонячного спалаху нараховується кілька сотень емісійних ліній різних елементів, нейтральних й іонізованих. Температура тих шарів сонячної атмосфери, що дають світіння в хромосферних лініях (1-2)-10" К, у вищих шарах - до 10' К. Густина часток у спалаху сягає 10"-ІО14 у 1 см3. Площа сонячних спалахів може сягати 10'5 м2. Зазвичай сонячні спалахи відбуваються в сусідніх зонах із плямоутвореннями. Вони супроводжуються активізацією волокон і флокулів, а також викидами речовини. При спалаху виділяється велика кількість енергії (до 1021-10ь Дж). Передбачається, що енергія сонячного спалаху спочатку запасається в магнітному полі, а потім швидко вивільняється, що призводить до локального нагрівання й прискорення протонів й електронів, які викликають подальше підвищення температури газу, його світіння в різних ділянках спектра електромагнітного випромінювання, утворення ударної хвилі.
Сонячні спалахи значно збільшують ультрафіолетове випромінювання Сонця, вони також супроводжуються сплесками радіо- і рентгенівського випромінювання, викидом корпускул високих енергій аж до 1010 еВ. Іноді спостерігаються сплески рентгенівського випромінювання і без посилення світіння в хромосфері. ^_
Рівень сонячної активності змінюється протягом 11-річного циклу. Існують також слабкі коливання величини максимумів 11-річного циклу з періодом близько 90 років. Найбільш потужні прояви сонячної активності - сонячні спалахи - відбуваються нерегулярно (частіше поблизу періодів максимальної активності), їх тривалість складає 5-40 хв, рідше - кілька годин. Енергія хромосферного спалаху може сягати 1025 Дж, з яких лише 1 - 10% припадає на електромагнітне випромінювання в оптичному діапазоні. У періоди підвищення сонячної активності рентгенівське випромінювання збільшується в діапазоні 30-10 нм удвічі, у діапазоні 10-1 нм у 3-5 разів, у діапазоні 1-0,2 нм - більше ніж у сто разів. Тверде рентгенівське випромінювання з довжиною хвилі менше 0,2 нм з'являється в спектрі Сонця після. спалахів і лише на короткий час.
В ультрафіолетовому діапазоні (довжина хвилі 180-350 нм) випромінювання Сонця за 11-річний цикл змінюється всього на 1 - 10%, а в діапазоні 290- 2400 нм залишається практично постійним і складає 3,6 o 1026Вт.
Сталість енергії, одержуваної нашою планетою від Сонця, забезпечує стаціонарність теплового балансу Землі, але окремі компоненти випромінювання хромосферних спалахів можуть вагомо впливати на фізичні, біофізичні й біохімічні процеси Землі.
Loading...

 
 

Цікаве