Реферат: Солнечная система (Солнце, Земля, Марс) - текст реферата. Скачать бесплатно.
Банк рефератов, курсовых и дипломных работ. Много и бесплатно. # | Правила оформления работ | Добавить в избранное
 
 
   
Меню Меню Меню Меню Меню
   
Napishem.com Napishem.com Napishem.com

Реферат

Солнечная система (Солнце, Земля, Марс)

Банк рефератов / Астрономия, авиация, космонавтика

Рубрики  Рубрики реферат банка

закрыть
Категория: Реферат
Язык реферата: Русский
Дата добавления:   
 
Скачать
Microsoft Word, 1327 kb, скачать бесплатно
Заказать
Узнать стоимость написания уникального реферата

Узнайте стоимость написания уникальной работы

3 Что видно на Солнце Каждому наверняка известно, что нельзя смотреть на Солнце невооруженным глазом, а тем более в телескоп без специал ь ных, очень тёмных светофильтров или других устройств, ослабляющих свет. Пренебрегая этим запретом, наблюдатель рис кует получить сильнейших ожог глаз. Самый простой способ рассматривать Солнце – это спроецировать его изображение на белый экран. При помощи даже маленького любительского телескопа можно получить увеличенное изображение солнечного диска. Что же видно на этом изображении? Прежде всего обращает внимание резкость солнечного края. Солнце – газовый шар, не имеющий чёткой границы, пло т ность его убывает постепенно. Почему же в таком случае мы видим его резко очерченным? Дело в том, что практически всё ви димое излучение Солнца исходит из очень тонкого слоя, который имеет специаль ное название – фотосфера (греческое: “ сфера света ” ). Его толщина не превышает 300 километров. Именно этот тонкий светящийся слой и создает у наблюдателя иллюзию т о го, что Солнце имеет “ поверхность ” . Грануляция На первый взгляд диск Солнца кажется однородным. Однако, если пригля деться, на нём обнаруживается много крупных и мелких деталей. Даже при не очень хорошем качестве изображения видно, что вся фотосфера состоит из светлых зер нышек (называемых гранулами ) и тёмных промежутков между ними. Это похоже на кучевые облака, когда смотришь на них сверху. Размеры гранул невелики по сол нечным масштабам – до 1000-2000 километров в поперечнике; межгранульные дорожки бо лее узкие, примерно 300-600 километров в ширину. На солнечном диске наблюдается одно временно около миллиона гранул. Картина грануляции не является застывшей: одни гранулы исчезают, другие появляются. Каждая из них живет не более 10 минут. Всё это напоминает кипение жидкости в кастрюле. Такое сравнение не случайно, поскольку физический процесс, отве т ственный за оба явления, один и тот же. Это конвекция – перенос тепла боль шими массами горячего вещества, которые подн и маются снизу, расширяясь и одно временно остывая. Грануляция создает общий фон, на котором можно наблюдать гораздо более контрастные и крупные объекты – солнечные пятна и факелы. Пятна Солнечные пятна – это тёмные образования на диске Солнца. В телескоп видно, что крупные пятна имеют довольно сло ж ное строение: тёмную область тени окружает полутень, диаметр которой более чем в два раза превышает размер тени. Если пя т но наблюдается на краю солнечного диска, то создается впечатление, что оно похоже на глубокую тарелку. Происходит это п о тому, что газ в пятнах прозрач нее, чем в окружающей атмосфере, и взгляд проникает глубже. По величине пятна бывают очень различными – от малых, диаметром примерно 1000-2000 км, до гигантских, значительно превышающих размеры нашей планеты. Отдельные пятна могут достигать в поперечнике 40 тысяч километров. А самое большое из наблюдавшихся пятен достигало 100 тысяч километров. Установлено, что пятна – это места выхода в солнечную атмосферу сильных магнитных полей. Магнитные поля уменьшают поток энергии, идущих от недр све тила к фотосфере, поэтому в месте их выхода на поверхность температура падает. Пятна х о лоднее окружающего их вещества примерно на 1500 К, а, следовательно, и менее ярки. Вот почему на общем фоне они выглядят темными. Солнечные пятна часто образуют группы из нескольких больших и малых пя тен, и такие группы могут занимать значител ь ные области на солнечном диске. Кар тина группы все время меняется, пятна рождаются, растут и распадаются. Живут крупные пятна долго, иногда на протяжении двух или трёх оборотов Солнца (период вращения Солнца составляет примерно 27 суток). Факелы Практически всегда пятна окружены яркими полями, которые называют факе лами. Факелы горячее окружающей атмосф е ры примерно на 2000 К и имеют слож ную ячеистую структуру. Величина каждой ячейки – около 30 тысяч километров. В центре диска контраст факелов очень мал, а ближе к краю увеличивается, так что лучше всего они заметны именно по краям. Факелы живут ещё дольше, чем пятна, иногда три-четыре месяца. Они не обязательно существуют вместе с пятнами, очень часто встр е чаются факельные поля, внутри которых пятна никогда не появляются. По-видимому, факелы тоже являются местами выхода магнитных полей в наружный слой Солнца, но эти поля слабее, чем в пятнах. Количество пятен и факелов характеризует солнечную активность, максимумы которой повторяются через каждый одинн а дцать лет. В годы минимума на Солнце долгое время может не быть ни одного пятна, а в максимуме их число обычно изме ряется десятками. Солнечные инструменты Основным инструментом астронома-наблюдателя, что бы он ни изучал на небе, является телескоп . И хотя принцип де й ствия всех телескопов общий, для каждой области астрономии разработаны свои модификации этого прибора. Яркость Солнца велика, следовательно, светосила оптической системы солнеч ного телескопа может быть небольшой. Г о раздо интереснее получить как можно больший масштаб изображения. Поэтому у солнечных телескопов очень большие фоку с ные расстояния. Самый крупный из них имеет фокусное расстояние 90 м и даёт изображение Солнца диаметром 80 см. Вращать подобную конструкцию было бы нелегко. К счастью, это и не нужно. Солнце движется по небосводу лишь в огр а ниченной его области, внутри полосы шириной около 47 0 . Поэтому солнечному телескопу не нужна монтировка для наве дения в любую точку неба. Его устанавливают неподвижно, а солнечные лучи на правляются подвижной системой зеркал – целостатом . Бывают горизонтальные и вертикальные (башенные) солнечные телескопы. Го ризонтальный телескоп построить легче, так как все его детали находятся на гори зонтальной оси. С ним и работать легче. Но у него есть один существенный недоста ток. Солнце даёт много тепла, и воздух внутри телескопа сильно нагревается. Нагре тый воздух движется вверх, более холодный – вниз. Эти встречные потоки делают изображение дрожащим и нерезким. Поэтому в последнее время строят в основном верт и кальные солнечные телескопы. В них потоки воздуха движутся почти парал лельно лучам света и меньше портят изображение. Важным параметром телескопа является угловое разрешение, характеризующее его способность давать раздельные изо б ражения двух близких друг другу деталей. Например, разрешение в 1 угловую секунду (1 ” ) означает, что можно различить два объекта, между которыми равен 1 ” дуги. Видимый радиус Солнца составляет чуть меньше 1000 ”, а истинный – около 700 тысяч километров. Следовательно, 1 ” на Солнце соответствует расстоянию немногим более 700 км. Лучшие фотографии Солнца, п о лученные на крупнейших инструментах, позволяют увидеть детали раз мером около 200 км. Обычно солнечные телескопы предназначены в основном для наблюдения фо тосферы. Чтобы наблюдать самые внешние и сильно разреженные, а потому слабо светящиеся слои солнечном атмосферы – солнечную корону, пользуются специаль ным и н струментом. Он так и называется коронограф. Изобрёл его французский ас троном Бернар Лио в 1930 году. В обычных условиях солнечную корону увидеть нельзя, так как свет от неё в 10 тысяч раз слабее света дневного неба вбл и зи Солнца. Можно воспользоваться мо ментами полных солнечных затмений, когда диск Солнца закрыт Луной. Но затме ния б ы вают редко и порой в труднодоступных районах земного шара. Да и погода не всегда благоприятна. А продолжительной полной фазы затмения не превышает 7 минут. Коронограф же позволяет наблюдать корону вне затмения. Чтобы удалить свет от солнечного диска, в фокусе объектива коронографа ус тановлена искусственная “ луна ” . Она пре д ставляет собой маленький конус с зер кальной поверхностью. Размер его чуть больше диаметра изображения Солнца, а вершина направлена к объективу. Свет отбрасывается конусом обратно в трубу те лескопа или в особую световую “ ловушку ” . А изобр а жение солнечной короны строит дополнительная линза, которая находится за конусом. Кроме того, необходимо убрать рассеянный свет в телескопе. Самое главное – это хорошо отполированный линзовый об ъ ектив без дефектов внутри стекла. Его нужно тщательно защищать от пыли. Каждая пылинка, каждый дефект линзы – ца рапины или пузырёк – при сильном освещении работает как маленькое зеркальце – отражает свет в случайном направлении. Коронографы обычно устанавливают высоко в горах, где воздух прозрачен и небо темнее. Но и там солнечная корона всё же слабее, чем ореол неба вокруг Солнца. Поэтому её можно наблюдать только в узком диапазоне спектра, в спек тральных л и ниях излучения короны. Для этого используют специальный фильтр или спектрограф. Спектрограф – самый важный вспомогательный прибор для астрофизических исследований. Многие солнечные телескопы служат лишь для того, чтобы направ лять пучок солнечного света в спектрограф. Основными его элементами являются: щель для ограничения поступающего света; коллиматор (линза или зеркало), кото рый делает параллельным пучок лучей; дифракционная решётка для разложения бе лого света в спектр и фотокамера или иной детектор изображения. “ Сердце ” спектрографа – дифракционная решётка, которая представляет собой зеркальную стеклянную пластинку с нан е сёнными на неё параллельными штрихами. Число штрихов у лучших решёток достигает 1200 на миллиметр. Основная характеристика спектрографа – его спектральное разрешение. Чем выше разрешение, тем более близкие спе к тральные линии можно увидеть раздельно. Разрешение зависит от нескольких параметров. Один из них – порядок спектра. Ди фракционная решётка даёт много спектров, видимых под разными углами. Говорят, что она имеет много порядков спектра. С а мый яркий порядок спектра – первый. Чем дальше порядок, тем спектр слабее, но его разрешение выше. Однако далёкие по рядки спектра накладываются друг на друга. Поскольку требуется и высокое разре шение, и яркий спектр, приходится идти на компр о мисс. Поэтому для наблюдений обычно используют второй-третий порядки спектра. Одной из наиболее интересных систем является эшельный спектрограф . В нём кроме специальной решётки, называемой эшелью, стоит стеклянная призма. Лучи света падают на эшель под очень острым углом. При этом многие порядки спектра накладываются друг на друга. Их разделяют при помощи призмы, которая прелом ляет свет перпендикулярно штрихам решётки. В результате получается спектр, по резанный на кусочки. Длину щели эшельного спектрографа делают очень маленькой - н е сколько миллиметров, и спектры поэтому получаются узкими. Эшельный спектр представляет собой набор полосок, расположенных одна под другой и разделённых тёмными промежу т ками. Возможность использования высо ких порядков спектра в эшельном спектрографе даёт преимущество в разрешающей с и ле, что очень важно при изучении тонкой структуры спектральных линий. Внутреннее строение Солнца. Наше Солнце – это огромный светящийся газовый шар, внутри которого проте кают сложные процессы и в результате непрерывно выделяется энергия. Внутрен ний объём Солнца можно разделить на несколько областей; вещество в них отлича ется по своим свойствам, и энергия распространяется посредством разных физиче ских механизмов. В центральной части Солнца находится источник его энергии, или, говоря об разным языком, та “ печка ” , которая нагревает его и не даёт ему остыть. Эта область называется ядром. Под тяжестью внешних слоёв вещество внутри Солнца сжато, причём чем глубже, тем сильнее. Плотность его увеличивается к центру вместе с ростом давления и температуры. В ядре, где темпер а тура достигает 15 миллионов кельвинов, происходит выделение энергии. Эта энергия выделяется в результате слияния атомов лёгких химических эле ментов в атомы более тяжёлых. В недрах Сол н ца из четырёх атомов водорода обра зуется один атом гелия. Именно эту страшную энергию люди научились освобож дать при взрыве водородной бомбы. Есть надежда, что в недалёком будущем чело век сможет научиться использовать её и в мирных ц е лях. Ядро имеет радиус не более четверти общего радиуса Солнца. Однако в его объёме сосредоточена половина солнечной массы и выделяется практически вся энергия, которая поддерживает свечение Солнца. Но энергия горячего ядра должна как-то выходить наружу, к повер х ности Солнца. Существуют различные способы передачи энергии в завис и мости от физи ческих условий среды, а именно: лучистый перенос, конве к ция и теплопроводность. Теплопр о водность не играет большую роль в энергетических процессах на Солнце и звездах, тогда как лучистый и ко н вективный перен о сы очень важны. Сразу вокруг ядра начинается зона лучистой передачи энергии, где она распро страняется через поглощение и излучение веществом порций света – квантов. Плотность, температура и давление уменьшаются по мере удаления от ядра, и в этом же направлении идёт поток энергии. В целом процесс этот крайне медлитель ный. Чтобы квантом добраться от центра Солнца до фот о сферы, необходимы много тысячи лет: ведь, переизлучаясь, кванты всё время меняют направление, почти столь же часто двигаясь назад, как и вп е ред. Но когда они в конце концов выберутся на ружу, это будут уже совсем другие кванты. Что же с ними произошло? В центре Солнца рождаются гамма-кванты. Их энергия в миллионы раз больше, чем энергия квантов видимого света, а длина волны очень мала. По дороге кванты прете р певают удивительные превращения. Отдельный квант сначала поглощае т ся каким-нибудь атомом, но тут же снова переизлучае т ся; чаще всего при этом возни кает не один прежний квант, а два или даже несколько. По закону сохранения энер гии их общая энергия сохраняется, а потому энергия ка ж дого из них уменьшается. Так возникают кванты всё меньших и меньших энергий. Мощные гамма-кванты как бы дробятся на менее энергичные ква н ты – сначала рентгеновских, потом ультра фиолетовых и наконец видимых и инфракрасных лучей. В итоге наибол ь шее коли чество энергии Солнце излучает в видимом свете, и не случайно наши глаза чувст вительны именно к нему. Кванту требуется очень много времени, чтобы просочиться через плотное сол нечное вещество наружу. Так что если бы “ печка ” внутри Солнца вдруг погасла, то мы узнали бы об этом только миллионы лет спустя. На своём пути через внутренние солнечные слои поток энергии встречает та кую область, где непрозрачность газа сильно возрастает. Это конвективная зона Солнца. Здесь энергия передаётся уже не излучением, а конвекцией. Что такое конвекция? Когда жидкость кипит, она перемешивается. Так же мо жет вести себя и газ. В жаркий день, когда зе м ля нагрета лучами Солнца, на фоне удаленных предметов хорошо заметны поднимающиеся струйки горячего воздуха. Их легко наблюдать и над пламенем газовой горелки, и над раскалённой конфоркой плиты. То же самое происходит и на Солнце в обл а сти конвекции. Огромные потоки горячего газа поднимаются вверх, где отдают своё тепло окружающей среде, а ох лаждённый солнечный газ опускается вниз. Похоже, что солнечное вещество кипит и перемешивается, как вязкая рисовая каша не огне. Конвективная зона начинается примерно на расстоянии 0,7 радиуса от центра и простирается практически до самой вид и мой поверхности Солнца (фотосферы), где перенос основного потока энергии вновь становится лучистым. Однако по инерции сюда всё же проникают горячие потоки из более глубоких, конвективных слоёв. Хо рошо известная наблюдателям картина гр а нуляции на поверхности Солнца является видимым явлением конвекции. Откуда берётся энергия Солнца? Почему Солнце светит и не остывает уже миллиарды лет? Какое “ топливо ” даёт ему энергии? Ответы на эти вопросы уч ё ные искали веками, и только вначале XX века было найдено правильное решение. Теперь известно, что Солнце, как и другие звёзды, светит благодаря протекающим в его недрах термоядерным реак циям. Что же это за реакции? Если ядра атомов лёгких элементов сольются в ядро атома более тяжелого эле мента, то масса нового ядра окажется мен ь ше, чем суммарная масса тех же ядер, из которых оно образовалось. Остаток массы превращается в энергию, которую уносят частицы, освободившиеся в ходе реакции. Эта энергия почти полностью переходит в тепло. Такая реакция синтеза атомных ядер может происходить только при очень высоком давлении и температуре свыше 10 млн. градусов. Поэтому она и называется те р моядерной. Основное вещество, составляющее Солнце, – водород, на его долю приходит около 71 % всей массы светила. Почти 27 % принадлежит гелию, а остальные 2 % - более тяжелым элементам, таким, как углерод, азот, кислород и металлы. Главным “ то п ливом ” на Солнце служит именного водород. Из четырех атомов водорода в ре зультате цепочки превращений образуется один атом гелия. А из каждого грамма водорода, участвующего в реакции, выделяется 6 10 11 Дж энергии! На Земле та кого колич е ства энергии хватило бы для того, чтобы нагреть от температуры 0 0 С до точки кипения 1000 м 3 воды! Рассмотрим механизм термоядерной реакции превращения водорода в гелий, которая, по-видимому, наиболее важна для большинства звёзд. Называется она про тон-протонной , так как начинается с тесного сближения двух ядер атомов водорода – протонов. Протоны заряжены положительно, поэтому взаимно отталкиваются, причём, по закону Кулона, сила этого отталкивания о б ратно пропорциональна квадрату рас стояния и при тесных сближениях должна стремительно возрастать. Однако при очень в ы соких температуре и давлении скорости теплового движения частиц столь велики, а частицам так тесно, что наиболее быстрые из них всё же сближаются друг с другом и оказываются в сфере влияния ядерных сил. В результате может про изойти цепочка пр е вращений, которая завершится возникновением нового ядра, со стоящего из двух протонов и двух нейтронов, - ядра гелия. Далеко не каждое столкновение двух протонов приводит к ядерной реакции. В течение миллиардов лет протон может п о стоянно сталкиваться с другими прото нами, так и не дождавшись ядерного превращения. Но если в момент тесного сбли жения двух протонов произойдёт ещё и другое маловероятное для ядра событие – распад протона на нейтрон, позитрон и нейтрино (т а кой процесс называется бета-распадом), то протон с нейтроном объединяется в устойчивое ядро атома тяжелого водорода – де й терия. Ядро дейтерия (дейтон) по своим свойствам похоже на ядро водорода, только тяжелее. Но в отличии от последнего в недрах звезды ядро дейтерия долго сущест вовать не может. Уже через несколько секунд, столкнувшись ещё с одним протоном, оно присоединяет его к себе, испускает мощный гамма-квант и становится ядром изотопа гелия, у которого два протона связаны не с двумя нейтронами, как у обыч ного гелия, а только с одним. Раз в несколько миллионов лет такие ядра лёгкого ге лия сбл и жаются настолько тесно, что могут объединиться в ядро обычного гелия, “ отпустив на свободу ” два протона. Итак, в итоге последовательных ядерных превращений образуется ядро обыч ного гелия. Порожденные в ходе реакции п о зитроны и гамма кванты передают энер гию окружающему газу, а нейтрино совсем уходят из звезды, потому что обладают уд и вительной способностью проникать через огромные толщи вещества, не задев ни одного атома. Реакция превращения водорода в гелий ответственно за то, что внутри Солнца сейчас гораздо больше гелия, чем на его поверхности. Ес тественно, возникает вопрос: что же будет с Солнцем, когда весь водород в его ядре выгорит и превратиться в гелий, а как скоро это произой дет? Оказывается, примерно через 5 миллиардов лет содержание водорода в ядре Солнца настолько уменьшится, что его гор е ние начнется в слое вокруг ядра. Это приведет к раздуванию солнечной атмосферы, увеличе нию размеров Солнца, падению те м пературы на поверхности и повыше нию ее в ядре. Постепенно Солнце превратится в красный гигант - сравнительно холодную звезду огромного размера с атмосферой, превосхо дящей границы орбиты Земли. Жизнь Солнца на этом закончится, и оно будет претерпевать еще много изменений, пока в конце концов не ста нет холодным и плотным газовым шаром, внутри которого уже не про исходит никаких термоядерных реакций . Колебания Солнца. Гелиосейсмология Гелио? Сейсмология? Какая связь между Солнцем и землетрясением? Или, мо жет быть, на Солнце тоже происходят земл е трясения, или, вернее, солнцетрясения? Земная сейсмология основана на особенностях звука Звук представляет собой упругие волны. Низкие звуки имеют больший период колебания, высокие – меньший. Период часто заменяют обратной величиной – частотой, измеряемых в герцах (Гц); 1 Гц соответствует одному колебанию в секунду. Существует ещё две характеристики звука: длина волны и скорость распространения. Сейсмологи имеют дело со звуками частотой от одной сотой до нескольких герц. Изучая колебания земной коры (осцилляции), можно многое узнать о свойствах пород, слагающих Землю. Большая часть сведений о её внутреннем строении получена именно таким путём. Сейсмологические исследования основываются на том, что скорость и затухание звука зависит от свойств среды. В частности, в твёрдых телах и жидкостях звук распространяется лучше, чем в газах (воздухе). Скорость распространения звука в разных телах зависти также от частоты звука. Всем этим и пользуются сейсмологи. Измеряя силу звука (амплитуду волны), прошедшего через различные внутренние области Земли (ядро, мантию, кору), можно составить представление о плотности и свойствах слагающих их веществ. под землёй. Однако на Солнце сейсмограф (прибор, регистриру ю щий колебания почвы) поставить нельзя. Поэтому колебания Солнца измеряют совершенно другими методами. Главный из них основан на эффекте Доплера. Так как солнечная поверхность ритмически опус кается и поднимается (колеблется), то её прибл и жение-удаление сказывается на спектре излучаемого света. Исследуя спектры разных участков солнечного диска, получают картину распределения скоростей; конечно же, со временем она меняется – волны бегут. Периоды этих волн лежат в диапазоне примерно от 3 до 10 мин. Ко гда же они впервые были открыты, найденное значение периода составило примерно 5 мин. С тех пор все эти колебания называются “ пятиминутные ” . Скорости колебания солнечной поверхности очень малы – десятки сантиметров в секунду, и измерить их невероятно сло ж но. Но часто интересно не само значение скорости, а то, как оно меняется с течением времени (как волны проходят по по верхности). Допустим, человек находится в помещении с плотно зашторенными ок нами; на улице солнечно, но в комнате пол у мрак. И вдруг едва заметное движение воздуха чуть сдвигают штору, и в глаза ударяет ослепляющий солнечный луч. Лёг кий в е терок вызывает столь сильный эффект! Примерно так же измеряют учёные малейшие изменения лучевой скорости солнечной поверхности. Роль шторы играют линии поглощения в спектре Солнца. Прибор, измеряющий яркость солнечного света, настра и вается так, чтобы он пропускал лишь свет с длиной волны точно в центре какой-либо узкой линии поглощения. Тогда при м а лейшем изменении длины волны на вход прибора попадёт не тёмная линия, а яркий соседний участок непре рывного спектра. Но это ещё не всё. Чтобы измерить период волны с максимальной точностью, её нужно наблюдать как можно дольше, причём без перерывов, иначе потом нельзя будет определить, ка кая это волна – та же самая или уже другая. А Солнце каждый вечер скрывается за гор и зонтом, да ещё тучи время от времени набегают… Первое решение проблемы состояло в наблюдении за Южным полярным кру гом – там Солнце летом не заходит за горизонт неделями и к тому же больше ясным дней, чем в Заполярье. Однако налаживать работу астрономов в Антарктиде сложно и дор о го. Другой предложенный путь более очевиден, но ещё более дорог: наблю де ние из космоса. Такие наблюдения иногда пров о дятся как побочные исследования (например, на отечественных “Фобосах” , по они летели к Марсу). В конце 1995 года был з а пущен международный спутник SOHO ( Solar and Heliospheric Observatory ) , на котором установлено множество приборов, ра з работанных учёными разных стран. На большую часть наблюдений по-прежнему проводят с Земли. Чтобы избе жать перерывов, связанных с ночами и плохой погодой, Солнце наблюдают с разных континентов. Ведь когда в Восточном полушарии ночь, в Западном – день, и наобо рот. Современные методы позволяют представить такие наблюдения как один не прерывный ряд. Немаловажное условие для этого – чтобы телескопы и приборы были одинаковыми. Подобные наблюдения проводят в рамках крупных междуна родных проектов. Что же удалось узнать о Солнце, изучая эти необычные, беззвучные звуковые волны? Сначала представление об их прир о де не сильно отличались от того, что было известно о колебаниях земной коры. Учёные представляли себе, как процессы на Солнце (например, грануляция) возбуждают эти волны, и они бегут по поверхно сти нашего светила, словно морские волны по водной глади. Но в дальнейшем обнаружился очень интересный факт: оказалось, что некото рые волны в разных частях солнечного диска связаны между собой (физики говорят: имеют одну фазу). Это можно представить себе так, будто вся поверхность покрыта ра в номерной сеткой волн, но в некоторых местах она не видна, а в других отчетливо проявляется. Получается, что разные области имеют тем не менее согласованную картину осцилляции. Исследователи пришли к выводу, что солнечные колебания носят гл о бальный характер: волны пробегают очень большие расстояния и в разных местах солнечного диска видны проявления одной и той же волны. Таким образом, можно сказать, что Солнце “ звучит, как колокол ” , т.е. как одно целое. Как и в случае с Землёй, колебания поверхности Солнца – лишь отзвук тех волн, которые распространяются в его глубинах. Одни волны доходят до центра Солнца, другие затухают на полпути. Это и помогает исследовать свойства разных частей со л нечных недр. Изучая волны с разной глубиной проникновения, удалось даже построить зависимость скорости звука от глубины! А поскольку из теории из вестно, что на нижней границе зоны конвекции должно быть резкое изменение ско рости звука, удалось определить, где начинается солнечная конвективная зона. Это не сегодня одно из важнейших достижений гелиосейсмологии. Есть у гелиосейсмологии и свои проблемы. Например, пока не удалось выяс нить причину колебаний солнечной поверхн о сти. Считается, что наиболее вероят ный источник колебаний – грануляция: выходящие на поверхность потоки раска лённой плазмы, подобно мощным фонтанам, вызывают разбегающиеся во все сто роны волны. Однако на деле всё не так просто, и теор е тики пока не смогли удовле творительно описать эти процессы. В частности, неясно, почему волны столь устой чивы, что могут обежать всё Солнце, не затухая? С помощью методов гелиосейсмологии удалось установить, что внутренняя часть Солнца (ядро) вращается заметно быс т рее, чем наружные слои. Неравномер ное вращение Солнца оказывает на его осцилляции такое же воздействие, как тре щина на колокол. В результате “ звук ” становится не очень чистым – изменяются существующие периоды колебаний и появляются новые. Это даёт возможность ис следовать вращение внутренних слоёв, которое другими методами пока изучать нельзя. Считается, что именно благодаря неравномерному вращению Солнца имеет магнитное поле. Вот такая неожиданная и бурно развивающаяся сейчас область науки возникла из, казалось бы, ничём не примечательных измерений движений солнечной поверх ности. Солнечная атмосфера Земная атмосфера – это воздух, которым мы дышим, привычная нам газовая оболочка Земли. Такие оболочки есть и у др у гих планет. Звёзды целиком состоят из газа, но их внешние слои также именуют атмосферой. При этом внешними счита ются те слои, откуда хотя бы часть излучения может беспрепятственно, не поглоща ясь вышележащими слоями, уйти в окружающее пр о странство. Фотосфера Атмосфера Солнца начинается на 200 – 300 км глубже видимого края солнеч ного диска. Эти самые глубокие слои атм о сферы называют фотосферой . Поскольку их толщина составляет не более одной трёхтысячной доли солнечного радиуса, фо тосферу иногда условно называют поверхностью Солнца. Плотность газов в фотосфере примерно такая же, как в земной стратосфере, и сотни раз меньше, чем у поверхности Земли. Температура фотосферы уменьшается от 8000 К на глубине 300 км до 4000 К в самых верхних слоях. Температура же того среднего слоя, излучение которого мы воспринимаем, около 6000 К. При таких условиях почти все молекулы газа распадаются на отдельные атомы. Лишь в самых верхних слоях фотосферы сохраняются относительно немного про стейших молекул и радикалов типа H 2 , OH , CH . Особую роль в солнечной атмосфере играет не встречающийся в земной при роде отрицательный ион водорода, который представляет собой протон с двумя электронами. Это необычное соединение возникает в тонком, внешнем, наиболее “ холодном ” слое фотосферы при “ налипании ” на нейтральные атомы водорода от рицательно заряженных свободных электр о нов, которые поставляются легко иони зуемыми атомами кальция, натрия, магния, железа и других металлов. При возник новении отрицательные ионы водорода излучают большую часть видимого света. Этот же свет ионы жадно поглощают, из-за чего непр о зрачность атмосферы с глу биной быстро растёт. Потому видимый край Солнца и кажется нам очень резким. Почти все наши знания о Солнца основаны на изучении его спектра – узенькой разноцветной полоски, имеющей ту же пр и роду, что и радуга. Впервые, поставив призму на пути солнечного луча, такую полоску получил Ньютон и воскликнул: “ Спе к трум !” (латинское Spectrum – “ видение ” ). Позже в спектре Солнца заметили тём ные линии и сочли их границами цветов. В 1815 году немецкий физик Йозеф Фраун гофер дал первое подробное описание таких линий в солнечном спектре, и их стали называть его именем. Оказалось, что фраунгоферовы линии соответствуют уз ким участкам спектра, которые сильно поглощаются атом а ми различных веществ. В телескоп с большим увеличением можно наблюдать тонкие детали фото сферы: вся она кажется усыпанной мелкими я р кими зёрнышками – гранулами, раз делёнными сетью узких тёмных дорожек. Грануляция является результатом пере мешивания всплывающих более тёплых потоков газа и опускающихся более холод ных. Разность температур между ними в наружных слоях сравнительно невелика (200-300 К), но глубже, в конвективной зоне, она больше, и перемешивание проис ходит значительно интенсивнее. Конвекция во внешних слоях Солнца играет ог ромную роль, определяя общую структуру атмосферы. В конечном счёте именно конвекция в результате сложного взаимодействия с солнечными магнитными по лями является причиной всех многообразных проявлений солнечной активности. Магнитные поля участвуют во всех процессах на Солнце. Временами в не большой области солнечной атмосферы возн и кают концентрированные магнитные поля, в несколько тысяч раз более сильные, чем на Земле. Ионизованная плазма – хороший проводник, она не может перемещаться поперёк линии магнитной индук ции сильного магнитного поля. Поэтому в таких местах перемешивание и подъём горячих газов снизу тормозится, и возникает тёмная область – солнечное пятно. На фоне ослепител ь ной фотосферы оно кажется совсем чёрным, хотя в действительно сти яркость его слабее только в раз десять. С течением времени величина и форма пятен сильно меняются. Возникнув в виде едва заметной – поры, пятно постепенно увеличивает свои размеры до несколь ких десятков тысяч километров. Крупные пятна, как правило, состоят из тёмной части (я д ра) и менее тёмной – полутени, структура которой придаёт пятну вид вихря. Пятна бывают окружены более яркими участками фотосферы, называемыми факелами или факельными полями. Фотосфера постепенно переходит в более разреженные слои солнечной атмо сферы – хромосферу и корону. Хромосфера Хромосфера (греческое “ сфера цвета ”) названа так за свою красновато-фиоле товую окраску. Она видна во время полных солнечных затмений как клочковатое яркое кольцо вокруг чёрного диска Луны, только что затмившего Солнце. Хромо сфера весьма неоднородна и состоит в основном из продолговатых вытянутых язычков (спикул), придающих её вид горящей травы. Температура этих хромосфер ных струй в два-три раза выше, чем в фотосфере, а плотность в сотни тысяч раз меньше. Общая протяженность хромосферы 10-15 тысяч километров. Рост температуры в хромосфере объясняется распространением волн и магнит ных полей, проникающих в неё из конвекти в ной зоны. Вещество нагревается при мерно так же, как если бы это происходило в гигантской микроволновой печи. Ско рости тепловых движений частиц возрастают, учащаются столкновения между ними, и атомы теряют свои внешние электроны: вещ е ство становится горячей иони зованной плазмой. Эти же физические процессы поддерживают и необычайно высо кую температ у ру самых внешних слоёв солнечной атмосферы, которые располо жены выше хромосферы. Часто во время затмений (а при помощи специальных спектральных приборов – и не дожидаясь затмений) над поверхн о стью Солнца можно наблюдать причудливой формы “ фонтаны ” , “ облака ” , “ воронки ” , “ кусты ” , “ арки ” и прочие ярко светящиеся образования из хромосферного вещества. Они бывают неподвижными или медленно изменяющимися, окруженные плавными изогнутыми струями, которые втекают в хромосферу или вытекают из неё, поднимаясь на десятки и сотни тысяч километров. Это самые грандиозные образования солнечной атмосферы – протуберанцы . При наблюдении в красной спектральной линии, изл у чаемой атомами водорода, они ка жутся на фоне солнечного тёмными, длинными и изогнутыми волокнами. Протуберанцы имеют примерно ту же плотность и температуру, что и хромо сфера. Но они находятся над ней и окружены более высокими, сильно разрежен ными верхними слоями солнечной атмосферы. Протуберанцы не падают в хромо сферу пот о му, что их вещество поддерживается магнитными полями активных об ластей Солнца. Впервые спектр протуберанца вне затмения наблюдали французский астроном Пьер Жансен и его английский коллега Джозеф Локьер в 1868 году. Щель спектро скопа располагают так, чтобы она пересекала край Солнца, и если вблизи него нахо дится протуберанец, то можно заметить спектр его излучения. Направляя щель на различные участки протуберанца или хром о сферы, можно изучить их по частям. Спектр протуберанца, как и хромосферы, состоит из ярких линий, главным образом водор о да, гелия и кальция. Линии излучения других химических элементов тоже присутствуют, но они намного слабее. Некоторые протуберанцы, пробыв долгое время без заметных изменений, вне запно как бы взрываются, и вещество их со скоростью в сотни километров в секунду выбрасывается в межпланетное пространство. Вид хромосферы также часто меня ется, что указывает на непрерывное движение составляющих её газов. Иногда нечто похожее на взрывы происходит в очень небольших по размеру областях атмосферы Солнца. Это так назыв а емые хромосферные вспышки . Они длятся обычно несколько десятков минут. Во время вспышек в спектральных линиях водор о да, гелия, ионизованного кальция и некоторых других элементов свечения отдельного участка хромосферы внезапно увеличив а ется в десятки раз. Особенно сильно возрастает ультрафиолетовое и рентгеновское излучение: порой его мощ ность в несколько раз превышает общую мощность излучения Солнца в этой корот коволновой области спектра до вспышки. Пятна, факелы, протуберанцы, хромосферные вспышки – всё это проявление солнечной активности . С повышением акти в ности число этих образований на Солнце становится больше. Корона В отличие от фотосферы и хромосферы самая внешняя часть атмосферы Солнца – корона – обладает огромной протяже н ностью: она простирается на мил лионы километров, что соответствует нескольким солнечным радиусам, а её слабое продолж е ние уходит ещё дальше. Плотность вещества в солнечной короне убывает с высотой значительно мед ленно, чем плотность воздуха в земной атм о сфере. Уменьшение плотности воздуха при подъёме вверх определяется притяжением Земли. На поверхности Солнца сила т я жести значительно больше, и, казалось бы, его атмосфера не должна быть высо кой. В действительности она необычайно обши р на. Следовательно, имеются какие-то силы, действующие против притяжения Солнца. Эти силы связаны с огромными скорост я ми движения атомов и электронов в короне, разогретой до температуры 1 – 2 миллиона градусов! Корону лучше всего наблюдать во время полной фазы солнечного затмения. Правда, за те несколько минут, что она длится, очень трудно зарисовать не только отдельные детали, но даже общий вид короны. Глаз наблюдателя едва лишь начи нает прив ы кать к внезапно наступившим сумеркам, а появившийся из-за края Луны яркий луч Солнца уже возвещает о конце затмения. П о тому часто зарисовки короны, выполненные опытными наблюдателями во время одного и того же затмения, сильно различ а лись. Не удавалось даже точно определить её цвет. Изобретение фотографии дало астрономам объективный и документальный ме тод исследования. Однако получить хороший снимок короны тоже нелегко. Дело в том, что ближайшая к Солнцу её часть, так называется внутренняя корона, сравни тельно яркая в то время как далеко протирающаяся внешняя корона представляется очень бледным с и янием. Поэтому если на фотографиях хорошо видна внешняя ко рона, то внутренняя ок а зывается передержанной, а на снимках, где просматриваются детали внутренней короны, внешняя совершенно незаметна. Чтобы преодолеть эту трудность, во время затмения обычно стараются получить сразу несколько снимков короны – с большими и маленькими выдержками. Или же корону фот о графируют, помещая п е ред фотопластиной специальный “радиальный” фильтр, ослабляющий кольцевые зоны ярких внутренних частей короны. На т а ких снимках её структуру можно проследить до расстояний во много солнечных радиусов. При наблюдении с поверхности Земли Солнечная корона, простирающаяся над видимой поверхностью Солнца - фотосферой - выглядит как с трудом различимое разреженное бледное образование, которое, однако, согласно измерениям в сотни раз гор я чее самой фотосферы. В чем источник ее нагрева? Астрономы с давних пор считали причиной высокой температуры короны ма г нитные поля, которые поднимают чудовищных размеров петли солнечной плазмы над фотосферой. Однако новые невероятно п о дробные наблюдения корональных петель, сделанные на спутнике TRACE, указывают на иной источник энергии неизвестной пр и роды. Этот и другие снимки, сделенные на спутнике TRACE в диапазоне вакуумного ультрафиолета, свидетельствуют о том, что процесс нагрева происходит в нижней части короны вблизи основания петель там, где они соединяются с поверхностью Солнца. Новые результаты опровергают общепринятую теорию, предполагающей равномерный нагрев петель. На этом фантастическом изо б ражении со спутника TRACE видны пучки величественных горячих корональных петель своими размерами в 30 и более раз прев ы шающих диаметр Земли. Уже первые удачные фотографии позволили обнаружить в короне большое ко личество деталей: корональные лучи, вс е возможные “ дуги ” , “ шлемы ” и другие сложные образования, чётко связанные с активными областями. Главной особенностью короны является лучистая структура. Корональные лучи имеют самую разнообразную форму: ин о гда они короткие, иногда длинные, бывают лучи и прямые, а иногда они сильно изогнуты. Ещё в 1897 году пулковский астроном Алексей Павлович Ганский обнаружил, что общий вид солнечной короны период и чески меняется. Оказалось, что это свя зано с 11-летним циклом солнечной активности. С 11-летним периодом меняется как общая яркость, так и форма солнечной ко роны. В эпоху максимума солнечных пятен она имеет сравнительно округлую форму. Прямые и направленные вдоль радиуса Солнца лучи короны наблюдаются как у со л нечного экватора, так и в полярных областях. Когда же пятен мало, коро нальные лучи образуются лишь в экваториальных и средних широтах. Форма ко роны становиться вытянутой. У полюсов появляются характерные короткие лучи, так называемые полярные щёточки. При этом общая яркость короны уменьшается. Эта интересная особенность короны, по-видимому, связана с постепенным переме щением в течение 11-летнего цикла зоны преимущественного образования пятен. После минимума пятна начинают возникать по обе стороны от экватора на широтах 30 – 40 0 . Затем зона пятнообразования постепенно опускается к э к ватору. Тщательные исследования позволили установить, что между структурой ко роны и отдельными образованиями в атмосфере Солнца существует определённая связь. Например, над пятнами и факелами обычно наблюдаются яркие и прямые ко рональные лучи. В их сторону изгибаются соседние лучи. В основании корональных лучей яркость хромосферы увеличивается. Такую её область называют обычно воз буждённой . Она горячее и плотнее соседних, невозбуждённых областей. Над пят нами в короне наблюдаются яркие сложные образования. Протуберанцы также часто бывают окружены оболочками из корональной материи. Корона оказалась уникальной естественной лабораторией, в которой можно на блюдать вещество в самых необычных и н е достижимых на Земле условиях. На рубеже XIX – XX столетий, когда физика плазмы фактически ещё не суще ствовала, наблюдаемые особенности короны представлялись необъяснимой загад кой. Так, по цвету корона удивительно похожа на Солнце, как будто его свет отра жается зеркалом. При этом, однако, во внутренней короне совсем исчезают харак терные для солнечного спектра фраунгоферовы линии. Они вновь появляются да леко от края Солнца, во внешней короне, но уже очень слабо. Кроме того, свет ко роны поляризован: плоскости, в которых колеблются световые волны, располага ются (почти до 50%), а затем уменьшаются. Наконец, в спектре к о роны появляются яркие эмиссионные линии, которые почти до середины XX века не удавалось ото ждествить ни с одним из и з вестных химических элементов. Оказалось, что главная причина всех этих особенностей короны – высокая тем пература сильно разреженного газа. При температуре свыше 1 миллиона градусов средние скорости атомов водорода превышают 100 , а у свободных электронов они ещё раз в 40 больше. При таких скоростях, несмотря на сильную разреженность вещества (всего 100 миллионов частиц в 1 см 3 , что в 100 миллиардов раз разрежен нее воздуха на Земле), сравнительно часты столкновения атомов, особенно с элек тронами. Силы электронных ударов так велики, что атомы лёгких элементов прак тически полностью всех своих электронов и от них ост а ются лишь “ голые ” атомные ядра. Более тяжелые элементы сохраняют самые глубокие электронные оболочки, переходя в с о стояние высокой степени ионизации. Итак, корональный газ – это высокоионизованная плазма; она состоит из мно жества положительно заряженных ионов вс е возможных химических элементов и чуть большего количества свободных электронов, возникших при ионизации атомов вод о рода (по одному электрону), гелия (по два электрона) и более тяжёлых атомов. Поскольку в таком газе основную роль играют подвижные электроны, его часто на зывают электронным газом, хотя при этом подразумевается наличие такого количе ства пол о жительных ионов, которое полностью обеспечивало бы нейтральность плазмы в целом. Белый цвет короны объясняется рассеянием обычного солнечного света на сво бодных электронах. Они не вкладывают св о ей энергии при рассеянии: колеблясь в такт световой волны, они лишь изменяют направление рассеиваемого света, при этом поляр и зуя его. Таинственные яркие линии в спектре порождены необычным излучением выс о коионизованных атомов железа, аргона, никеля, кальция и других элементов, возникающим только в условиях сильного разрежения. Наконец, линии поглощения во внешней короне вызваны рассеянием на пылевых частицах, которые постоянно присутствуют в межзвёздной среде. А отсутствие линии во внутренней короне связано с тем, что при рассеянии на очень быстро движущихся электронах все кванты испытывают столь значительные изменения частот, что даже сильные фраунгоферовы линии солнечного спектра полностью “ зам ы ваются ” . Итак, корона Солнца – самая внешняя часть его атмосферы, самая разреженная и самая горячая. Добавим, что она и самая близкая к нам: оказывается, она прости рается далеко от Солнца в виде постоянно движущиеся от него потока плазмы – сол нечного ветра . Вблизи Земли его скорость составляет в среднем 400-500 , а порой достигает почти 1000 . Распространяясь далеко за пределы орбит Юпитера и Са турна, солнечный ветер образует гигантскую гелиосферу , граничащую с ещё более ра з реженной межзвёздной средой. Фактически мы живём окружённые солнечной короной, хотя и защищённые от её проникающей радиации надёжным барь е ром в виде земного магнитного поля. Че рез корону солнечная активность влияет на многие процессы, происходящие на Земле (геофизические явления). Как Солнце влияет на Землю Солнце освещает и согревает нашу планету, без этого была бы невозможна жизнь на ней не только человека, но даже ми к роорганизмов. Солнце – главный (хотя и не единственный) двигатель происходящих на Земле процессов. Но не только те пло и свет получает Земля от Солнца. Различные виды солнечного излучения и по токи частиц оказывают постоянное влияние на её жизнь. Солнце посылает на Землю электромагнитные волны всех областей спектра – от многокилометровых радиоволн до гамма-лучей. Окрестностей Земли достигают также заряжённые частицы разных энергий – как высоких (солнечные космические лучи), так и низких и средних (потоки солнечного ветра, выбросы от вспышек). На конец, Солнце испускает мощный поток элемента р ных частиц – нейтрино . Однако воздействие последних на земные процессы пренебрежимо мало: для этих частиц земной шар прозрачен, и они свободно сквозь него пролетают. Только очень малая часть заряженных частиц из межпланетного пространства попадает в атмосферу Земли (остальные о т клоняет или задерживает геомагнитное поле). Но их энергии достаточно для того чтобы вызвать полярные сияния и возму щения магнитного поля нашей планеты. Энергия солнечного света Электромагнитное излучение подвергается строгому отбору в земной атмо сфере. Она прозрачна только для видимого света и ближних ультрафиолетового и инфракрасного излучений, а также для радиоволн в сравнительно узком диапазоне (от сант и метровых до метровых). Всё остальное излучение либо отражается, либо поглощается атмосферой, нагревая и ионизуя её вер х ние слои. Поглощение рентгеновских и жёстких ультрафиолетовых лучей начинается на высотах 300-350 километров; на этих же в ы сотах отражаются наиболее длинные ра диоволны, приходящие из космоса. При сильных всплесках солнечного от хромо сферных вспышек рентгеновские кванты проникают до высот 80 – 100 километров от поверхности Земли, ионизуют атмосферу и вызывают нарушение связи на корот ких волнах. Мягкое (длинноволновое) ультрафиолетовое излучение способно проникать ещё глубже, оно поглощается на высоте 30 – 35 километров. Здесь ультрафиолето вые кванты разбивают на атомы (диссоциируют) молекулы кислорода ( 0 2 ) с после дующим образованием озона ( 0 3 ).Тем самым создаётся не прозрачный для ультра фиолета “ озоновый экран ” , предохраняющий жизнь на Земле от гибельных лучей. Не поглотившаяся часть наиболее длинноволнового ультрафиолетового излучения доходит до зе м ной поверхности. Именно эти лучи вызывают у людей загар и даже ожоги кожи при длительном пребывании на солнце. Излучение в видимом диапазоне поглощается слабо. Однако оно рассеивается атмосферой даже в отсутствие облаков, и часть его возвращается в межпланетное пространство. Облака, состоящие из капелек воды и твёрдых частиц, значительно усил и вают отражение солнечного излучения. В результате до поверхности планеты доходит в среднем около половины падающего на границу земной атмосферы света. Количество солнечной энергии, приходящийся на поверхность площадью 1 м 2 , развёрнутую перпендикулярно солнечным лучам на границе земной атмосферы, на зывается солнечной постоянной . Измерить её с Земли очень трудно, и потому значе ния, найденные до начала космических исследований, были весьма приблизитель ными. Небольшие колебания (если они реально с у ществовали) заведомо “ тонули ” в неточности измерений. Лишь выполнение специальной космической программы по определ е нию солнечной постоянной позволило найти её надёжное значение. По по следним данным, оно составляет 1370 с точн о стью до 0,5 %. Колебаний, пре вышающих 0,2 % за время измерений не выявлено. На Земле излучение поглощается сушей и океанами. Нагретая земная поверх ность в свою очередь излучает в длинново л новой инфракрасной области. Для такого излучения азот и кислород атмосферы прозрачны. Зато оно жадно поглощается во дяным паром и углекислым газом. Благодаря этим малым составляющим воздушная оболочка удерживает тепло. В этом и з а ключается парниковый эффект атмосферы. Между приходом солнечной энергии на Землю и её потерями на планете в общем существует равновесие: сколько поступает, столько и расходуется. В противном случае температура земной поверхности вместе с атмосферой либо постоянно по вышалась бы, либо падала. Солнечный ветер и межпланетные магнитные поля В конце 50-х годов XX века американский астрофизик Юджин Паркер пришёл к выводу, что, поскольку газ в солнечной к о роне имеет высокую температуру, кото рая сохраняется с удалением от Солнца, он должен непрерывно расширяться, запол няя Солнечную систему. Результаты, полученные с помощью советских и американ ских космических аппаратов, подтвердили пр а вильность теории Паркера. В межпланетном пространстве действительно мчится направленный от Солнца поток вещества, получивший название со л нечный ветер . От представляет собой продолжение расширяющейся солнечной короны; составляют его в основном ядра атомов водорода (протоны) и гелия (альфа-частицы), а также электроны. Частицы солнечного ветра летят со скоростями, составляющ и ми несколько сот километров в секунду, удаляясь от Солнца на многие десятки астрономических единиц – туда, где межплане т ная среда Солнечной системы переходит в разреженный межзвёздный газ. А вместе с ветром в межпланетное пространство п е реносятся и солнечные маг нитные поля. Общее магнитное поле Солнца по форме линий магнитной индукции немного напоминает земное. Но силовые линии земн о го поля близ экватора замкнуты и не пропускают направленные к Земле заряженные частицы. Силовые линии солнечного поля, напротив, в экваториальной области разомкнуты и вытягиваются в межпла нетное пространство, искривляясь подобно спиралям. Объяснятся это тем, что сило вые линии остаются связанными с Солнцем, которое вращается вокруг своей оси. Солнечный ветер вместе с “ вмороженным ” в него магнитным полем формирует га зовые хвосты комет, направляя их в сторону от Солнца. Встр е чая на своём пути Землю, солнечный ветер сильно деформирует её магнитосферу, в результате чего наша планета обладает длинным магнитным “ хвостом ” , также направленным от Солнца. Магнитное поле Земли чутко отзывается на обдувающие её п о токи солнеч ного вещества. Бомбардировка энергичными частицами Помимо непрерывно “ дующего ” солнечного ветра наше светило служит источ ником энергичных заряженных частиц (в о с новном протонов, ядер атомов гелия и электронов) с энергией 10 6 – 10 9 электронвольт (ЭВ). Их называют солнечными кос мическими лучами . Расстояние от Солнца до Земли – 150 миллионов километров – наиболее энергичные их этих частиц покр ы вают всего за 10 – 15 минут. Основным источником солнечных космических лучей являются хромосферные вспышки. По современным представлениям, вспышка – это внезапное выделение энер гии, накопленной в магнитном поле активной зоны. На определённой высоте над поверхностью Солнца возникает область, где магнитное поле на небольшом протя жении ре з ко меняется по величине и направлению. В какой-то момент силовые ли нии поля внезапно “ пересоединяются ” , конфигурация его резко меняется, что со провождается ускорением заряженных частиц до высокой энергии, нагревом веще ства и появлением жёсткого электромагнитного излучения. При этом происходит выброс частиц высокой энергии в межпланетное пространство и наблюдается мощ ное излучение в радиодиапазоне. Хотя “ принцип действия ” вспышки учёные, по-видимому, поняли правильно, детальной теории вспышек пока нет. Вспышки – самые мощные взрывоподобные процессы, наблюдаемые на Солнце, точнее в его хромосфере. Они могут пр о должаться всего несколько минут, но за это время выделяется энергия, которая иногда достигает 10 25 Дж. Примерно такое же количество тепла приходит от Солнца на всю поверхность нашей планеты за целый год. Потоки жёсткого рентгеновского излучения и солнечных космических лучей, рождающиеся при вспышках, оказывает сильное влияние на физические процессы в верхней атмосфере Земли и околоземном пространстве. Если не принять специаль ных мер, могут выйти из строя сложные космические приборы и солнечные батареи. Появляется даже серьёзная опасность о б лучения космонавтов, находящихся на ор бите. Поэтому в разных странах проводятся работы по научному предсказанию сол нечных вспышек на основании измерений солнечных магнитных полей. Как и рентгеновское излучение, солнечные космические лучи не доходят до поверхности Земли, но могут ионизовать вер х ние слои её атмосферы, что сказыва ется на устойчивости радиосвязи между отдалёнными пунктами. Но действие частиц этим не ограничивается. Быстрые частицы вызывают сильные токи в земной атмо сфере, приводят к возмущению магнитного поля нашей планеты и даже влияют на циркуляцию воздуха в атмосфере. Наиболее ярким и впечатляющим проявлением бомбардировки атмосферы солнечными частицами являются полярные си я ния . Это свечение в верхних слоях атмосферы, имеющее либо размытые (диффузные) формы, либо вид корон или зана весей (драпри), состоящих из многочисленных отдельных лучей. Сияния обычно бывают красного или зелёного цвета: именно так св е тятся основные составляющие атмосферы – кислород и азот – при облучении их энергичными частицами. Зрелище бесшумно возникающих красных и зелёных полос и лучей, беззвучная игра цветов, медленное или почти мгновенное угасание колебл ю щихся “занавесей” оставляют незабываемое впечатление. Подобные явления лучше всего видны вдоль овала по лярных сияний, расположенного между 10 0 и 20 0 широты от магнитных полюсов. В период максимумов солнечной активности в Северном п о лушарии овал смещается к югу, и сияния можно наблюдать в более низких широтах. Частота и интенсивность полярных сияний достаточно чётко следуют солнеч ному циклу: в максимуме солнечной активн о сти редкий день обходится без сияний, а в минимуме они могут отсутствовать месяцами. Наличие или отсутствие полярных си я ний, таким образом, служит неплохим показателем активности Солнца. И это по зволяет проследить солнечные циклы в пр о шлом, за пределами того исторического периода, когда проводились систематические наблюдения солнечных пятен. Циклы солнечной активности Число пятен на диске Солнца не является постоянным, оно меняется как день ото дня, так и в течение более длительных промежутков времени. Немецкий астро ном-любитель Генрих Швабе, который 17 лет вёл систематические наблюдения сол нечных пятен, заметил: их количество убывает от максимума к минимуму, а затем увеличивается до максимального значения за период около 10 лет. При этом в мак симуме на солнечном диске можно видеть 100 и более пятен, тогда как в минимуме – всего несколько, а иногда в течение целых недель не наблюдается ни одного. Со общение о своём открытии Швабе опубликовал в 1843 году. Швейцарский астроном Рудольф Вольф уточнил, что средний период измене ния числа пятен составляет не 10, а 11 лет. Он же предложил для количественной оценки активности Солнца использовать условную величину, называемую с тех пор числом Вольфа . Оно определяется как сумма общего количества пятен на Солнце ( f ) и удесятерённого числа групп пятен ( g ), причём изолированное одиночное пятно тоже считается группой: W = f+10g. Цикл солнечной активности называют 11- летним во всех учебниках и попу лярных книгах по астрономии. Однако Солнце любит пост у пать по-своему. Так, за последние 50 лет пр о межуток между максимумами составлял в среднем 10, 4 года. Вообще же за время регу лярных наблю дений Солнца указан ный период ме нялся от 7 до 17 лет. И это ёщё не всё. Пр о анализировав наблюдения пятен с начала теле скопических исследований, английский астр о ном Уолтер Маундер в 1893 году пришёл к в ы воду, что с 1645 по 1715 года на Солнце вообще не было пятен! Это за ключение подтвердилось в последующих работах; мало того, выяснилось, что по добные “ отпуска ” Солнце брало и в более далёком прошлом. Кстати, именно на “маундеровский минимум ” пришёлся период самых холодных зим в Европе за по следнее тысячелетие. На этом сюрпризы солнечных циклов не кончаются. Ведущее пятно в группе (первое по направлению вращения Солнца) обычно имеет одну полярность (напри мер, северную), а замыкающее – противоположную (южную), и это правило выпол няется для всех групп пятен в одном полушарии Солнца. В другом полушарии кар тина обратная: ведущие пятна в группах будут иметь южную полярность, а замы кающие – северную. Но ,оказывается, при появлении пятен нового поколения (сле дующего цикла) полярность ведущих пятен меняется на противоположную. Лишь в циклах через один ведущие пятна обретают прежнюю п о лярность. Так что “ истинный ” солнечный цикл с возвращением прежней магнитной полярности веду щих пятен в действительн о сти охватывает не 11, а 22 года (конечно, в среднем). Список литературы: 1. Энциклопедия для детей. Т.8. Астрономия 2-е издание, Э68 испр. (Главн. ред. М.Д. Аксёнов – М.: Аванта+, 2000-688 с.: ил. 2. Энциклопедический словарь юного астронома, М.:Педагогика,1980 г. 3. Астрономия: Учебник для 11 кл. сред. шк., М: Просвещение,1990 г. 4. Клушанцев П.В. "Одиноки ли мы во вселенной?" 0:Дет. лит.,1981г. 5. Поиски жизни в Солнечной системе: Перевод с английского. М.: Мир,1988 г. Содержание “ Что видно на Солнце? ” ……………………………………………..3 Грануляция…………………………….………………………………3 Пятна………………………………….………………………………..3 Факелы…………………………………………………………………4 Солнечные инструменты…………….……………………………….4 Внутреннее строение Солнца………………………………………..6 “ Откуда берётся энергия Солнца ”…………………………………...8 Солнечная атмосфера……………………………………………….12 Фотосферы…………………………………………………………...12 Хромосфера………………………………………………………….13 Корона………………………………………………………………..14 Как Солнце влияет на Землю……………………………………….17 Энергия солнечного света…………….…………………………….18 Солнечный ветер и межпланетные магнитные поля.……………..19 Бомбардировка энергичными частицами………………………….19 Циклы солнечной активности………………………..……………..21 Список литературы……………………………………..……………23
1Архитектура и строительство
2Астрономия, авиация, космонавтика
 
3Безопасность жизнедеятельности
4Биология
 
5Военная кафедра, гражданская оборона
 
6География, экономическая география
7Геология и геодезия
8Государственное регулирование и налоги
 
9Естествознание
 
10Журналистика
 
11Законодательство и право
12Адвокатура
13Административное право
14Арбитражное процессуальное право
15Банковское право
16Государство и право
17Гражданское право и процесс
18Жилищное право
19Законодательство зарубежных стран
20Земельное право
21Конституционное право
22Конституционное право зарубежных стран
23Международное право
24Муниципальное право
25Налоговое право
26Римское право
27Семейное право
28Таможенное право
29Трудовое право
30Уголовное право и процесс
31Финансовое право
32Хозяйственное право
33Экологическое право
34Юриспруденция
 
35Иностранные языки
36Информатика, информационные технологии
37Базы данных
38Компьютерные сети
39Программирование
40Искусство и культура
41Краеведение
42Культурология
43Музыка
44История
45Биографии
46Историческая личность
47Литература
 
48Маркетинг и реклама
49Математика
50Медицина и здоровье
51Менеджмент
52Антикризисное управление
53Делопроизводство и документооборот
54Логистика
 
55Педагогика
56Политология
57Правоохранительные органы
58Криминалистика и криминология
59Прочее
60Психология
61Юридическая психология
 
62Радиоэлектроника
63Религия
 
64Сельское хозяйство и землепользование
65Социология
66Страхование
 
67Технологии
68Материаловедение
69Машиностроение
70Металлургия
71Транспорт
72Туризм
 
73Физика
74Физкультура и спорт
75Философия
 
76Химия
 
77Экология, охрана природы
78Экономика и финансы
79Анализ хозяйственной деятельности
80Банковское дело и кредитование
81Биржевое дело
82Бухгалтерский учет и аудит
83История экономических учений
84Международные отношения
85Предпринимательство, бизнес, микроэкономика
86Финансы
87Ценные бумаги и фондовый рынок
88Экономика предприятия
89Экономико-математическое моделирование
90Экономическая теория

 Анекдоты - это почти как рефераты, только короткие и смешные Следующий
Как только какой-то футбол, то сразу оказывается, что в России не две беды, а 11.
Anekdot.ru

Узнайте стоимость курсовой, диплома, реферата на заказ.

Обратите внимание, реферат по астрономии, авиации, космонавтике "Солнечная система (Солнце, Земля, Марс)", также как и все другие рефераты, курсовые, дипломные и другие работы вы можете скачать бесплатно.

Смотрите также:


Банк рефератов - РефератБанк.ру
© РефератБанк, 2002 - 2016
Рейтинг@Mail.ru