WWW.REFERATCENTRAL.ORG.UA - Я ТУТ НАВЧАЮСЬ

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

ГоловнаАстрономія та Авіація → Астрономічна карта - Курсова робота

Астрономічна карта - Курсова робота

Глибина проникнення сонячної радіації в атмосферу Землі залежить від довжини хвилі його випромінювання. На щастя для життя, оксид азоту в тонкому шарі атмосфери на висоті вище 50 км над поверхнею Землі блокує дуже змінне короткохвильове ультрафіолетове випромінювання Сонця. На менших висотах озон і молекулярний кисень поглинають довгохвильову частину ультрафіолетового випромінювання, яке також шкідливе для життя. Зміни сонячного ультрафіолетового випромінювання впливають на структуру озонового шару.

На Землю надає дію також так званий сонячний вітер, обумовлений спокійним випуском коронарної плазми. Сонячний вітер дуже сильно впливає на хвости комет і навіть має вимірювані ефекти впливу на траєкторію супутників. Заряджені частинки з сонячного вітру відповідальні за північні і південні полярні сяйва, коли вони пронизують земну атмосферу на високій швидкості і примушують її світитися.

Випуск Сонцем заряджених частинок, яке залежить в основному від умов в шарах, розташованих вище за фотосферу, також міняється в циклі сонячної активності. Найбільше значення серед цих частинок з погляду впливу на земні процеси мають високоенергійні протони, які викидаються при вибухах в сонячній короні (одночасно викидаються також високоенергійні електрони).

Високоенергійні сонячні протони, що приходять до Землі, мають енергії від 10 млн. до 10 млрд. еВ (для порівняння енергія фотона видимого світла складає близько 2 еВ). Найенергійніші протони рухаються з швидкістю, близькою до швидкості світла, і досягають Землі приблизно через 8 мін після наймогутніших сонячних спалахів. Такі спалахи пов'язані з колосальними виверженнями в активних областях Сонця, які різко збільшують свою яскравість в рентгенівському і крайньому ультрафіолетовому діапазонах. Вважається, що джерелом енергії спалахів є швидке взаємозвищення (анігіляція) сильних магнітних полів, при якій відбувається розігрівання плазми і виникають могутні електричні поля, прискорюючі заряджені частинки. Ці частинки здатні зробити різноманітний вплив на людей знаходяться у цей момент не під захистом земного магнітного поля.

Могутні протонні спалахи є важливим чинником для планування польотів на цивільних авіалініях, особливо проходячих в полярних широтах, де силові лінії земного магнітного поля направлені перпендикулярно поверхні Землі і тому дозволяють зарядженим частинкам досягати нижніх шарів атмосфери. Пасажири в цьому випадку піддаються підвищеному радіаційному опромінюванню. Ще більш сильну дію такі явища можуть надавати на екіпажі космічних апаратів, особливо тих, які літають на орбітах, що проходять через полюси. Спостерігався також вплив протонних спалахів на функціонування обчислювальних систем. Так, в серпні 1989 року одна така подія паралізувала роботу обчислювального центру фондової біржі в Торонто. Протягом сонячного циклу відбувається лише декілька десятків таких могутніх спалахів, і їх частота значно вище в його максимумі, ніж в мінімумі.

Зміни потоку плазми сонячного вітру, оточуючого Землю, приводять до дії зовсім іншого вигляду. Ця відносно низько енергійна плазма як би тікає з сонячної корони, долаючи через високу температуру гравітаційне тяжіння Сонця. Магнітне поле Землі впливає на заряджені частинки сонячного вітру і не дозволяє їм наблизитися до поверхні планети. Простір навкруги Землі, в який в основному не можуть проникати частинки сонячного вітру, називають земною магнітосферою. Спалахи і інші різкі зміни магнітних полів на Сонці приводять до обурень в сонячному вітрі і змінюють тиск плазми на земну магнітосферу. Пов'язані з дією сонячного вітру зміни геомагнітного поля складають лише біля 0,1% його напруженості, рівної приблизно 1 Гс. Проте індуковані навіть такими малими змінами геомагнітного поля електричні струми в довгих провідниках на поверхні Землі (таких як високовольтні лінії або труби нафтопроводів) можуть приводити до драматичних наслідків. Довгий час робилися численні спроби знайти зв'язок між сонячною активністю і погодою, Видатний англійський астроном Уїльям Гершель припустив, що Сонце найбільш яскраво світить при максимумі сонячних плям, а підвищення температури в цей період було б повинне було приводити до збільшення урожаю пшениці і відповідно падінню цін на неї. В 1801 р. він заявив, що ціна на пшеницю дійсно корелює з циклом сонячних плям. Кореляція, проте, виявилася недостовірною, і Гершель став займатися іншими проблемами. Багато таких уявних зв'язків виявилися недовговічними, і всі вони мали той недолік, що були швидше статистичними, ніж причинними. Ніхто ще не запропонував розумний механізм, за допомогою якого такі малі зміни сонячної постійної могли б відчутно впливати на земні процеси.

9. Сонце – ближня зірка

Сонце є сферично симетричним тілом, що знаходиться в рівновазі. Усюди на однакових відстанях від центру цієї кулі фізичні умови однакові, але вони помітно міняються у міру наближення до центру. Густина і тиск швидко наростають в глибінь, де газ сильніше стислий тиском вищерозміщених шарів. Отже, температура також росте у міру наближення до центру. Залежно від зміни фізичних умов Сонце можна розділити на декілька концентричних шарів, поступово перехідних один в одного.

В центрі Сонця температура складає 15 млн. градусів, а тиск перевищує сотні мільярдів атмосфер. Газ стислий тут до густини близько 1,5105 кг/м3. Майже вся енергія Сонця генерується в ядрі - центральної області з радіусом приблизно 1/3 сонячного.

Через шари, що оточують центральну частину, ця енергія передається назовні. Спочатку енергія переноситься випромінюванням. Проте кожний фотон затрачує мільйони років для того, щоб пройти зону випромінювання: світло багато разів поглинається речовиною і випромінюється знов. Вважається, що зона випромінювання тягнеться приблизно на 1/3 радіусу Сонця.

Протягом останньої третини радіусу знаходиться зона конвекції. Причина виникнення перемішування (конвекції) в зовнішніх шарах Сонця та ж, що і в киплячому чайнику: кількість енергії, поступаючі віднагрівача, набагато більше того, яке відводиться теплопровідністю. Тому речовина вимушена приходить в рух і починає саме переносити тепло.

Всі розглянуті вище шари Сонця фактичноне спостерігаємі. Про їх існування відомо або з теоретичних розрахунків, або на підставі непрямих даних.

Над конвективною зоною розташовуються безпосередньо спостережувані шари Сонця, звані його атмосферою. Вони краще вивчені, оскільки про їх властивості можна судити з наглядів.

Сонячна атмосфера також складається з декількох різних шарів. Найглибший і тонкий з них - фотосфера, безпосередньо спостережувана у видимому безперервному спектрі. Товщина фотосфери всього близько 300 км. Чим глибше шари фотосфери, тим вони гарячіше. В зовнішніх більш холодних шарах фотосфери на фоні безперервного спектру утворюються фраунгоферові лінії поглинання.

Під час найбільшого спокою земної атмосфери в телескоп можна спостерігати характерну зернисту структуру фотосфери. Чергування маленьких світлих плямочок - гранул - розміром близько 1000 км., оточених темними проміжками, створює враження комірчастої структури - грануляції. Виникнення грануляції пов'язано з конвекцією, що відбувається під фотосферою. Окремі гранули на декілька сотень градусів гарячіше навколишнього їх газу, і в перебігу декількох хвилин їх розподіл по диску Сонця міняється. Спектральні вимірювання свідчать про рух газу в гранулах, схожих на конвективні: в гранулах газ підіймається, а між ними - опускається.

Розповсюджуючись у верхні шари сонячної атмосфери, хвилі, що виникли в конвективній зоні і у фотосфері, передають їм частину механічної енергії конвективних рухів і проводять нагрівання газів подальших шарів атмосфери - хромосфери і корони. В результаті верхні шари фотосфери з температурою близько 4500K виявляються "найхолоднішими" на Сонці. Як углиб, так і вгору від них температура газів швидко росте.

Розташований над фотосферою шар, званий хромосферою, під час повних сонячних затьмарень в ті хвилини, коли Місяць повністю закриває фотосферу, видний як рожеве кільце, що оточує темний диск. На краю хромосфери спостерігаються виступаючі як би язички полум'я - хромосферні спікули, представляючі собою витягнуті стовпчики з ущільненого газу. Тоді ж можна спостерігати і спектр хромосфери, так званий спектр спалаху. Він складається з яскравих емісійних ліній водню, гелію, іонізованого кальцію і інших елементів, які раптово спалахують під час повної фази затьмарення. Виділяючи випромінювання Сонця в цих лініях, можна одержати в них його зображення. Хромосфера відрізняється від фотосфери значно більш неправильною і неоднорідною структурою. Помітні два типи неоднородностей - яскраві і темні. За своїми розмірами вони перевищують фотосферні гранули. В цілому розподіл неоднородностей утворює так звану хромосферну сітку, особливо добре помітну в лінії іонізованого кальцію. Як і грануляція, вона є слідством рухів газів в підфотосферній конвективній зоні, що тільки відбуваються в більш крупних масштабах. Температура в хромосфері швидко росте, досягаючи у верхніх її шарах десятків тисяч градусів.

Loading...

 
 

Цікаве