2014-04-30

Сонячна активність

4.75 1 1 1 1 1 1 1 1 1 1 Рейтинг 4.75 (2 голосів)

Сонце

Активна область на Сонці - (АО) - це сукупність змінних структурних утворень в деякій обмеженій області сонячної атмосфери, пов'язана з посиленням у ній магнітного поля від значень 10-20 до декількох (4-5) тисяч ерстед. У видимому світлі найбільш помітним структурним утворенням активної області є темні, різко окреслені сонячні плями, що часто утворюють цілі групи. Зазвичай серед безлічі більш-менш дрібних плям виділяються дві великі, що утворюють біполярну групу плям з протилежною полярністю магнітного поля в них. Окремі плями і вся група зазвичай оточені яскравими ажурними, схожими на сітку структурами - факелами. Тут магнітні поля досягають значень в десятки ерстед. Протяжності активної області досягають декількох сотень тисяч кілометрів, а час життя - від декількох днів до декількох місяців. Як правило, їх можна спостерігати практично в усіх діапазонах електромагнітного сонячного спектра від рентгенівських, ультрафіолетових і видимих променів до інфрачервоних і радіо хвиль. На краю сонячного диска, коли активну область видно збоку, над нею, у сонячній короні в емісійних лініях часто спостерігаються протуберанці - величезні плазмові «хмари» химерних форм. Час від часу в активній області відбуваються раптові вибухи плазми - сонячні спалахи. Вони породжують потужне іонізуюче випромінювання (в основному, рентгенівське) і проникаюче випромінювання (енергійні елементарні частинки, електрони і протони). Високошвидкісні корпускулярні плазмові потоки змінюють структуру сонячної корони. Коли Земля потрапляє в такий потік, деформується її магнітосфера і виникає магнітна буря. Іонізуюче випромінювання сильно впливає на умови у верхніх шарах атмосфери і створює збурення в іоносфері.

Перші спостереження сонячних плям

Іноді на Сонці навіть неозброєним оком крізь закопчене скло можна помітити чорні цяточки - плями. Це найбільш помітні утворення в зовнішніх, безпосередньо спостережуваних шарах сонячної атмосфери. Повідомлення про сонячні плями, що іноді спостерігалися крізь туман або дими згарищ, зустрічаються в старовинних хроніках і літописах. Наприклад найбільш ранні згадки про «місця чорні» на Сонце в Никонівському літописі відносяться до 1365 і 1371 років. Перші телескопічні спостереження на самому початку 17 ст. були майже одночасно незалежно один від одного виконані Галілео Галілеєм в Італії, Йоганном Холдсмітом в Голландії, Хрістофором Шейнером в Німеччині і Томасом Харріотом в Англії. При дуже гарних атмосферних умовах на фотографіях Сонця можна іноді побачити не тільки тонку структуру сонячних плям, а й світлі ажурні майданчики навколо них - факели, які найкраще помітні на краю сонячного диска. При цьому видно, що на відміну від ідеального випромінювача (наприклад білої гіпсової кульки, рівномірно освітленої з усіх сторін), диск Сонця на краю здається темнішим. Це означає, що в Сонця немає твердої поверхні з яскравістю, однаковою в усіх напрямках. Причина потемніння диска Сонця на краях в газовій природі зовнішніх його шарів, які охолоджуються. На краю диска Сонця промінь зору перетинає більш високі і холодні шари його атмосфери, що випромінюють істотно менше енергії.

Галілео Галілей про сонячні плями

Галілей народився в Пізі (Північна Італія) у 1564 році. У 1609 році він одним з перших направив на небо свій крихітний телескоп. У наш час кожен школяр з очкового скла і звичайної лупи сам собі може зробити навіть кращий інструмент. Однак разюче, як багато нового побачив Галілей в свій дуже недосконалий телескоп: супутники Юпітера, гори і западини на Місяці, фази Венери, плями на Сонці, зірки в Чумацькому Шляху і багато іншого. Будучи прихильником ідей Коперника про центральне положення Сонця в нашій планетній системі, він прагнув підтвердити його ідеї спостереженнями. У 1632 році Галілей видав свою знамениту книгу «Діалог про дві системи світу». Фактично це була перша науково-популярна книга, написана блискучою літературною мовою, причому не латиною, як було тоді прийнято серед учених, а зрозумілою всім співвітчизникам Галілея італійською мовою. Ця книга виявилася сміливою і ризикованою підтримкою вчення Коперника, за що незабаром Галілей був притягнутий інквізицією до суду. Спостереження за Сонцем Галілей природно сподівався використати як найбільш переконливий аргумент. Тому в 1613 році він видав у вигляді прекрасних гравюр три листи під загальною назвою «Описи та докази, пов'язані з сонячними плямами». Ці листи були відповіддю на безглузді доводи абата Шейнера, який також спостерігав сонячні плями, але прийняв їх за планети, які, на його думку, рухалися у напрямку, запропонованому системою Птолемея (геоцентричною), а тому нібито її підтверджували. Галілей вказав на помилку Шейнера, який не помітив, що його труба перевертала зображення. Потім він довів, що плями належать Сонцю, яке, як виявилося, обертається. Галілей навіть висловив припущення, яке виявилося правильним, але довести яке вдалося лише через два з половиною століття, про те, що плями складаються з газів більш холодних і прозорих, ніж атмосфера Сонця. Нарешті, порівнявши чорноту плям з темрявою неба за краєм зображення Сонця і помітивши, що Місяць темніший за фон неба поблизу Сонця, він встановив, що сонячні плями яскравіші від найсвітліших місць на Місяці. Цей твір Галілея - перше серйозне наукове дослідження, присвячене фізичній природі Сонця. Разом з тим, цей твір - блискучий зразок художньої літератури, ілюстрований прекрасними гравюрами самого автора.

Спостереження за сонячними плямами

Загальне число плям та утворених ними груп повільно змінюється протягом деякого періоду часу (циклу) від 8 до 15 років (у середньому 10-11 років). Важливо, що наявність плям на Сонці впливає на магнітне поле Землі. Це було відмічено Горребовим ще в 18 ст., а зараз вже відомо, що сонячна активність пов'язана з дуже багатьма земними явищами, так що вивчення сонячно-земних зв'язків дуже важливе для практичного життя. Тому необхідні безперервні та постійні спостереження Сонця, які часто унеможливлюються поганою погодою і недостатністю мережі спеціальних обсерваторій. Ясно, що навіть скромні аматорські спостереження, але виконані ретельно і добре описані (з зазначенням часу, місця і т.д.) можуть виявитися корисними для міжнародного зведення даних про сонячну активність. Крім того, спостереження, виконані любителем в даному місці, можуть наштовхнути спостерігача на виявлення нового, раніше не поміченого зв'язку з якимось земним явищем, специфічним саме для цього місця. Кожен любитель на своєму телескопі може визначати найвідоміший індекс сонячної активності - відносне число сонячних плям Вольфа (за іменем німецького астронома, який ввів його в середині 19 ст.). Щоб визначити число Вольфа, треба підрахувати скільки на зображенні Сонця видно окремих плям, а потім додати до отриманого числа подесятерене число груп, які вони утворюють. Очевидно, що результат такого підрахунку сильно залежить від дуже багатьох причин, починаючи від розміру інструменту, якості зображення, на яке сильно впливають погодні умови, і закінчуючи вмінням та пильністю спостерігача. Тому кожен спостерігач повинен на підставі порівняння тривалих своїх спостережень із загальноприйнятими даними оцінити той середній коефіцієнт, на який він повинен помножити свої оцінки чисел Вольфа, щоб у середньому вийшли результати в загальноприйнятій шкалі.

Фізичні особливості сонячних плям

Плями і особливо групи сонячних плям - найбільш помітні активні утворення в фотосфері Сонця. Відомо безліч випадків, коли великі плями на Сонці спостерігалися неозброєним оком через закопчене скло. Плями завжди пов'язані з появою сильних магнітних полів з напруженістю до декількох тисяч ерстед в активній сонячній області. Магнітне поле уповільнює конвективний перенос тепла, через що температура фотосфери на невеликій глибині під плямою зменшується на 1-2 тисячі К. Плями зароджуються у вигляді безлічі дрібних пор, частина яких скоро зникає, а деякі розростаються в темні утворення з яскравістю раз на 10 меншою, ніж у навколишньої фотосфери. Тінь сонячної плями оточена півтінню, утвореною радіальними по відношенню до центру плямами волоконцями. Тривалість існування сонячних плям - від декількох годин і днів до декількох місяців. Більшість сонячних плям утворюють витягнуті приблизно уздовж сонячного екватора пари - біполярні групи сонячних плям з протилежною полярністю магнітних полів у східних і західних членів групи. Кількість сонячних плям та утворених ними біполярних груп циклічно (тобто за непостійний інтервал часу, в середньому близький до 11 років) міняється: спочатку порівняно швидко збільшуючись, а потім повільно зменшуючись.

Фотосферні факели

Навколо плям часто спостерігаються яскраві майданчики, названі факелами від грецького слова факелос (пучок, факел). Це початкова фаза прояву сонячної активності, яка найкраще помітна поблизу краю сонячного диску, де контраст з незбуреним фоном фотосфери досягає 25-30%. Смолоскипи виглядають як сукупність дрібних яскравих точок (факельних гранул розміром у сотні кілометрів), що утворюють ланцюжки і ажурну сітку. Вони є практично в будь-якій активній області на Сонці, і їх поява передує утворенню плям. Поза активними областями факели періодично з'являються в полярних областях Сонця.

Флоккулі

У хромосфері над факелами спостерігаються їх продовження, що мають подібну структуру і називаються флоккулами (від латинського флоккуліс - маленький клаптик, пушинка). Це прояв сонячної активності в хромосфері, добре помітний на диску Сонця при спостереженні в спектральних лініях водню, гелію, кальцію та інших елементів.

Протуберанці і волоконці

Найбільших розмірів можуть досягати активні утворення в сонячній короні - протуберанці. Це хмари хромосферної речовини у короні, підтримувані магнітними полями. Вони мають волокнисту структуру та складаються з рухомих ниток і згустків плазми, відрізняючись винятковим різноманіттям форм: іноді це ніби спокійні копиці сіна, іноді - закручені утворення, що нагадують гриби лисички, або чагарники, нерідко це фігури найхимерніших форм. Вони сильно розрізняються також і за своїми динамічними особливостями, починаючи від спокійних довгоживучих утворень аж до раптово вибухаючих еруптивних протуберанців. Найбільш довгоживучі спокійні протуберанці, які майже вертикально висять на силових лініях магнітного поля. При спостереженні на диску Сонця такі протуберанці проектуються в довгі вузькі волокна, які на зображеннях Сонця в червоній спектральній лінії водню виглядають темними. Це пояснюється тим, що речовина протуберанців поглинає фотосферне випромінювання тільки знизу, а розсіює його в усіх напрямках.

Сонячні спалахи

У добре розвиненій активній області іноді раптово відбувається вибух невеликого об’єму сонячної плазми. Цей найбільш потужний прояв сонячної активності називається сонячним спалахом.

Він виникає в області зміни полярності магнітного поля, де в малій області простору "зіштовхуються" сильні протилежно спрямовані магнітні поля, в результаті чого істотно змінюється їх структура. Зазвичай сонячний спалах характеризується швидким ростом (до десятка хвилин) і повільним спадом (20-100 хв.). Під час спалаху зростає випромінювання практично у всіх діапазонах електромагнітного спектру. У видимій області спектра це збільшення порівняно невелике: у найпотужніших спалахів, що спостерігаються навіть у білому світлі на тлі яскравої фотосфери, вона складає не більше півтора - двох разів. Зате в далеких ультрафіолетовій і рентгенівській областях спектру і, особливо, в радіодіапазоні на метрових хвилях це збільшення дуже велике. Іноді спостерігаються сплески гамма променів. Приблизно половина загальної енергії спалаху несеться потужними викидами плазмової речовини, яка проходить через сонячну корону і досягає орбіти Землі у вигляді корпускулярних потоків, що взаємодіють із земною магнітосферою, що іноді призводить до появи полярних сяйв.

Як правило, спалахи супроводжуються викидом високоенергійних заряджених частинок. Якщо під час спалаху вдається зареєструвати протони, то такий спалах називається «протонним». Потоки енергійних частинок від протонних спалахів представляють серйозну небезпеку для здоров'я і життя космонавтів у космічному просторі. Вони можуть викликати збої в роботі бортових комп'ютерів та інших приладів, а також їх деградацію. Найбільш потужні спалахи видно навіть в «білому світі» на тлі яскравої фотосфери, але такі події дуже рідкісні. Вперше такий спалах 1 вересня 1859 року незалежно спостерігали в Англії Керрінгтон і Ходжсон. Спостерігати сонячні спалахи найлегше в червоній лінії водню, що випромінюється хромосферою. У радіо діапазоні посилення радіо яскравості в активних областях буває настільки велике, що повний потік енергії радіохвиль, які йдуть від всього Сонця, зростає в десятки і навіть багато тисяч разів. Ці явища називаються сплесками радіовипромінювання Сонця. Сплески проявляються на всіх довжинах хвиль - від міліметрових до кілометрових. Вони створюються і поширюються в сонячній короні ударними хвилями, породженими спалахом. Їх супроводжують потоки прискорених протонів і електронів, що викликають нагрівання плазми в хромосфері та короні до температур в десятки мільйонів кельвінів. Вважається, що найбільш імовірним джерелом енергії, що виділяється під час сонячного спалаху, є магнітне поле. При посиленні напруженості магнітного поля в деякій області хромосфери або корони відбувається накопичення великої кількості магнітної енергії. При цьому можуть виникати нестійкі стани, що призводять до майже миттєвого вибухового процесу виділення енергії, порівняної з енергією мільярдів ядерних вибухів. Все явище триває від декількох хвилин до декількох десятків хвилин, за які виділяється до 1025-1026 Дж (1031-32ерг) у вигляді енергійного викиду плазми і потоку сонячних космічних променів, а також електромагнітного випромінювання всіх діапазонів - від рентгенівського і гамма-випромінювання до метрових радіохвиль. Жорстке ультрафіолетове і рентгенівське випромінювання від спалахів змінюють стан земної атмосфери, викликаючи магнітні збурення, які мають істотний вплив на всю атмосферу Землі, обумовлюючи багато геофізичних, біологічних та інших явищ.

Сонячні космічні промені

Потік заряджених часток високих енергій, прискорених у верхніх шарах сонячної атмосфери, що виникають під час спалахів на Сонці. Вони реєструються біля поверхні Землі у вигляді раптових і різких підвищень інтенсивності космічних променів на тлі більш високоенергійних галактичних космічних променів.

Основну частку сонячних космічних променів складають протони і електрони. Зареєстровані помітні потоки дейтронів 2H, встановлено наявність тритію 3Н та основних ізотопів С, О, Ne і Аr. Під час деяких спалахів виникає помітна кількість ядер ізотопу 3Не.

Цикл сонячної активності

Німецький астроном-любитель Генріх Швабе з Дессау, за професією аптекар, протягом чверті століття кожен ясний день спостерігав за Сонцем і відзначав кількість помічених ним сонячних плям. Коли він переконався в тому, що це число регулярно збільшується і зменшується, він в 1851 році опублікував свої спостереження і тим привернув увагу вчених до свого відкриття. Директор обсерваторії в Цюріху Р. Вольф докладно вивчив більш ранні дані про спостереження плям на Сонці і організував подальшу систематичну їх реєстрацію. Він запровадив для характеристики плямоутворюючої діяльності Сонця спеціальний індекс, пропорційний сумі числа всіх окремих плям, які в даний момент можна побачити на сонячному диску, і подесятереного числа утворених ними груп. Згодом цей індекс стали називати числом Вольфа. Виявилося, що чергування максимумів і мінімумів ряду чисел Вольфа відбувається не строго періодично, а через інтервали часу, що коливаються в межах від восьми до п'ятнадцяти років. Однак у різні епохи інтервал виявлявся однаковим, в середньому - близько одинадцяти років. Тому явище стали називати 11-річним циклом сонячної активності.

На початку циклу плям на Сонці майже зовсім немає. Потім за кілька років їх кількість збільшується до деякого максимуму, після чого трохи повільніше вона знову зменшується до мінімуму. З урахуванням чергування магнітної полярності плям біполярних груп і всього Сонця в сусідніх циклах фізично більш обґрунтований 22-річний цикл сонячної активності. Є дані про існування більш тривалих циклів: 35-річного (цикл Брюкнера), вікового (80-130 років) і деяких інших.

Індекси сонячної активності

Рівень сонячної активності прийнято характеризувати спеціальними індексами сонячної активності. Найвідомішим з них є число Вольфа W, введене німецьким астрономом Рудольфом Вольфом: W = k (f + 10g), де, f - число всіх окремих плям, які в даний момент можна побачити на сонячному диску, а g - подесятерена кількість утворених ними груп. Цей індекс вдало відображає внесок у сонячну активність не тільки самих плям, а й усієї активної області, зайнятої, в основному, факелами. Тому число W дуже добре узгоджується з сучасними більш точними індексами, наприклад величиною потоку радіовипромінювання від всього Сонця на хвилі 10,7 см. Існує також безліч інших індексів сонячної активності, що визначаються площею факелів, флоккула, тіней плям, кількістю спалахів і т.д.

Роль Сонця для життя на Землі

Різні види сонячного випромінювання визначають тепловий баланс суші, океану і атмосфери. За межами земної атмосфери на кожен квадратний метр майданчика, перпендикулярного до сонячних променів, припадає трохи більше 1,3 кіловата енергії. Суша і води Землі поглинають приблизно половину цієї енергії, а в атмосфері поглинається близько однієї п'ятої її частини. Інша частина сонячної енергії (близько 30%) відбивається назад в міжпланетний простір, головним чином, земною атмосферою. Важко собі уявити, що трапиться, якщо на деякий час якась заслінка перегородить шлях цих променів на Землю. Арктичний холод швидко почне охоплювати нашу планету. Через тиждень тропіки занесе снігом. Замерзнуть річки, вщухнуть вітри і океан промерзне до дна. Зима настане раптово і всюди. Розпочнеться сильний дощ, але не з води, а з рідкого повітря (в основному, з рідкого азоту і кисню). Він швидко замерзне і семиметровим шаром покриє всю планету. Ніяке життя не зможе зберегтися в таких умовах. На щастя, всього цього трапитися не може, принаймні, раптово і в осяжному майбутньому, зате описана картина досить наочно ілюструє значення Сонця для Землі. Сонячне світло і тепло були найважливішими чинниками виникнення та розвитку біологічних форм життя на нашій планеті. Енергія вітру, водоспадів, течії річок і океанів - це запасена енергія Сонця. Те ж можна сказати і про викопні види палива: вугілля, нафта, газ. Під впливом електромагнітного і корпускулярного випромінювань Сонця молекули повітря розпадаються на окремі атоми, які, у свою чергу, іонізуются. Утворюються заряджені верхні шари земної атмосфери: іоносфера та озоносфера. Вони відводять або поглинають згубне іонізуюче та проникаюче сонячне випромінювання, пропускаючи до поверхні Землі тільки ту частину енергії Сонця, яка корисна для живого світу, до якої рослини і живі істоти пристосувалися. Однак навіть незначна залишкова частина ультрафіолетових променів, що досягає наших пляжів, здатна доставити багато неприємностей необережним туристам, які хочуть скоріше засмагнути.

Сонячно-земні зв'язки

Комплекс явищ, пов'язаних з дією сонячного корпускулярного та електромагнітного випромінювань на геомагнітні, атмосферні, кліматичні, погодні, біологічні та інші геофізичні й геологічні процеси - предмет особливої дисципліни, названої сонячно-земні зв'язки.

Сонце і тропосфера

Поверхня Землі нагрівається сильніше, ніж повітря, тому приземні шари повітря тепліші від розміщених вище. Якщо подивитися на відкритий краєвид у спекотний день, то можна помітити струмені гарячого повітря, які піднімаються догори. Так в нижній атмосфері Землі виникає перемішування (конвекція), подібна до тієї, що призводить до утворення грануляції в сонячній фотосфері. Цей шар, товщиною кілометрів 10-12 (у середніх широтах), називають тропосферою. Його добре видно згори з ілюмінатора літака, що летить над пеленою купчастих хмар - прояву конвекції в земній атмосфері. Температура в тропосфері неухильно зменшується з висотою аж до значень -40 і навіть -80 °С на висотах близько 8 і 100 км.

Сонце, погода і клімат

Приплив сонячного світла і тепла до Землі призводить до добової зміни температури майже на всіх широтах, крім полярних шапок, де ночі і дні можуть тривати аж до півроку. Зате тут найсуттєвіший річний ритм сонячного опромінення, також помітний на всій Землі, крім екваторіальної зони, де відчувається тільки зміна дня і ночі. Добові та річні зміни освітленості Землі сонячними променями призводять до складної періодичної мінливості нагрівання в різних районах Землі. Неоднаковий нагрів різних ділянок суші, океану і атмосфери призводить до виникнення потужних струменевих течій в океанах, а також до вітрів, циклонів і ураганів в тропосфері. Ці переміщення речовини згладжують перепади температури і при цьому надають сильний вплив на погоду в кожній точці Землі і формують клімат на всій планеті. Можна очікувати, що усталений протягом тисячоліть тепловий режим на Землі повинен забезпечити винятково точну повторюваність погодних явищ в кожному заданому регіоні. У деяких місцях це дійсно так. Наприклад з часів давньої історії відомо, що розливи Нілу, пов'язані з опадами в його верхів'ях, як годинник починаються в один і той же день тропічного року. Однак у багатьох інших місцях при збереженні загальних закономірностей часто спостерігаються помітні відхилення. Багато які з них відображені в календарях різних народів. З геології відомо про декілька льодовикових періодів. Всі ці аномалії, хоча б частково, можуть бути пов'язані з сонячною активністю.

 

За матеріалами: krugosvet.ru.

Читайте також:

 

Коментарі:

blog comments powered by Disqus