Реферат: Солнечная активность - 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 активность

Банк рефератов / Физика

Рубрики  Рубрики реферат банка

закрыть
Категория: Реферат
Язык реферата: Русский
Дата добавления:   
 
Скачать
Microsoft Word, 2150 kb, скачать бесплатно
Заказать
Узнать стоимость написания уникального реферата

Узнайте стоимость написания уникальной работы

Солнечная активность (солнечные пятна) Совсем недавно, какую-нибудь сотню с небольшим лет назад, когда говорили о солнечной активности, то подразумевали солнечные пятна. Если даже не уходить в глубь веков, можно вспомнить, что еще в Древней Руси сквозь дым лесных пожаров люди видели " темные пятна, аки гвозди". Они боялись этих пятен, считали их дурным предзнаменованием. Затем в начале XVII века Галилеи впервые направил телескоп на Солнце и с тех пор начались более или менее регулярные наблюдения солнечных пятен. А с середины XIX столетия эти наблюдения ведутся ежедневно, если позволяет погода. Больше ста лет посвятили исследователи Солнца изучению солнечных пятен . Но мы нисколько не погрешим против истины , если возьмемся утверждать , что и теперь среди явлений солнечной активности трудно найти более сложное и во многих отношениях непонятное образование , чем солнечное пятно . Перечень достаточно уверенных заключений о его природе невелик . Мы начнем с этих , так сказать , азбучных истин . Солнечные пятна представляют собой относительно холодные места фотосферы Солнца . Температура их на 1 500-2000° ниже температуры окружающей среды . Поэтому по контрасту они кажутся нам темными . Пятна имеют тарелкообразную форму с "дном " на глубине 700-1000 км . В начале нынешнего столетия было обнаружено, что солнечные пятна обладают сильным магнитным полем. Согласно теории Л. Бирмана, такое поле в состоянии уменьшить или даже подавить конвективный перенос энергии в подфотосферных слоях. Таким образом в них создается дефицит выходящей лучистой энергии. На этом основании считают, что именно магнитное поле является виновником низкой температуры солнечны к пятен, поскольку оно не позволяет переносить энергию из более низких слоев в более высокие. Напряженность магнитного поля пятен всегда больше 1500 Гс, а в большинстве случаев составляет 2000-3000 Гс. Иногда они достигает даже 5000 Гс. Размеры солнечных пятен весьма разнообразны. Они колеблются от тысячи до десятков тысяч километров. Солнечные пятна имеют довольно сложное строение. Самая темная внутренняя их часть называется тенью или ядром. Она в большинстве случаев окружена более светлой волокнистой структурой, которая называется полутенью. Наличие полутени служит признаком устойчивости пятна, как бы большей его "живучести". Нередко встречаются и солнечные пятна без полутени. Обычно они существуют немногим более одних суток и в течение часов остается неизменными. Размеры их колеблются от 1000 до 3500 км. Такие пятка называют порами. Рассмотрим основные особенности правильных пятен, т. е. пятен без заметных отклонений от круглой формы. Тень пятна в среднем занимает 0,17 его общей площади и составляет всего 5-15% яркости фотосферы в видимом свете. Раньше многие исследователи Солнца считали, что чем больше размер пятна, тем темнее его тень. Сейчас это утверждение представляется весьма сомнительным. В течение долгого времени было общепринято, что, в отличие от полутени, вся площадь тени пятна является однородно темной. Однако наблюдения из стратосферы показали, что она обладает большой неоднородностью и активностью. В тени пятен, как правило, наблюдаются очень маленькие яркие точки диаметром 100-150 км. Они существуют иногда до трех часов и значительно горячее остального вещества ядра. В тени среднего по размеру пятна одновременно появляется примерно 20 ярких точек. Они свидетельствуют о неоднородности магнитного поля ядра пятна. Дальними "родственниками" ярких точек, по-видимому, можно считать вспышки в тени. Это быстро изменяющиеся яркие неоднородности, которые лучше всего заметны в фиолетовых линиях ионизованного кальция Н и К и отчасти в красной линии водорода Ha. Вспышки в тени длятся примерно 50 с, повторяются каждые 100-200 с, передвигаясь по направлению к полутени со скоростью около 40 км/с. Диаметр их составляет примерно 200 км, а напряженность магнитного поля-2000 Гс. Следует, однако, отметить, что пока неизвестно, связаны ли эти вспышки с яркими точками тени. Скорее всего, они порождены волновыми процессами, образующимися в более низких слоях ядра пятна. В тени многих солнечных пятен, хотя и не всех, отмечались колебания скорости по лучу зрения с периодом около 165 с и амплитудой 0,2 км/с. Кроме того, там наблюдались колебания магнитного поля. Еще более сложна структура полутени пятен. Как показало изучение снимков с высоким разрешением, в частности, полученных из стратосферы, она состоит непросто из светлых и темных волокон, как считалось совсем недавно. Примерно 43 % площади полутени занимают яркие зерна вытянутой формы длиной 350-1500 км и шириной 100-350 км, которые медленно движутся но направлению к тени пятна со скоростью до 0,5 км/с. Скопление их на границе тень - полутень создает так называемое внутреннее светлое кольцо Секки. В темных областях полутени, наоборот, происходит быстрое вытекание вещества из пятна со скоростью примерно 6 км/с. В полутени пятен правильной (т. е. круглой) формы наблюдаются бегущие волны, которые возникают внутри тени непосредственно вблизи ее границы и распространяются наружу со скоростью около 20 км/с. В красной линии водорода видны вспышки в полутени, амплитуда скорости которых равна 1 км/с, а период-210-270 с. В полутени пятна магнитное поле гораздо слабее, чем в тени. Видимые в ней образования говорят о направлении не только движений вещества, но и о направлении силовых линий магнитного поля. Имеются веские доводы в пользу того, что ядро пятна является более глубинным образованием, а полутень относится к поверхностным слоям вблизи фотосферы Солнца. Наконец, вокруг полутени наблюдается яркое или светлое кольцо. Яркость его превышает яркость окружающей фотосферы примерно на 3-4%. Это кольцо в течение почти тридцати лет было предметом ожесточенных споров, причем речь шла даже не о его свойствах, а о реальности самого его существования. Под давлением авторитета некоторых видных исследователей Солнца светлые кольца были надолго как бы забыты. И только в последние 10-15 лет они вызвали к себе большой интерес. Теперь уже никто не сомневается в том, что они реально существуют. Но как следует из наблюдений с высоким разрешением, их нельзя считать кольцами в буквальном смысле этого слова. Они представляют собой скопление маленьких ярких элементов, вынесенных на границу полутени, и обладают довольно неправильной формой. Причиной возникновения внешних светлых колец, по-видимому, служит избыток энергии, который переносится к поверхности веществом, отброшенным от области сильного магнитного поля в центральной части пятна. Магнитное поле пятен имеет весьма сложную структуру. В какой-то степени оно напоминает веер. В ядре пятна его силовые линии практически перпендикулярны к видимой поверхности Солнца, тогда как на внешней границе полутени почти параллельны ей. В пятнах любой формы и сложности, в том числе в правильных, наблюдаются движущиеся магнитные образования поперечником менее 1500 км. У растущих пятен такие образования чаще всего смещаются внутрь пятна (даже его тени) или поры со скоростью 0,25-1,0 км/с. Все такие элементы имеют ту же полярность, что и само пятно. У распадающихся пятен обычно отмечаются движения магнитных образований наружу. Лучше всего они заметны в виде ярких точек, которые движутся радиально от пятна к магнитной сетке со скоростью до 2 км/с (по наблюдениям в фиолетовом крыле линии ионизованного кальция К и в линии циана). Особенно часто их наблюдают в распадающихся пятнах, окруженных областью, которая лишена устойчивого магнитною поля и простирается на 10-20 тыс. км от края пятна,- так называемым рвом. Отдельные элементы выходящего магнитного потока могут иметь любую полярность, но чаще характерную для пятна, из которого они выходят. Спектральные наблюдения вблизи солнечных пятен (а иногда и далеко от них) позволяют обнаружить небольшие области поперечником примерно 1000 км, обладающие магнитным полем напряженностью 1400-2000 Гс, которые называются магнитными узлами. Обычно их полярность противоположна полярности ближайших пятен. Они существуют в среднем около часа. Полагают, что именно через магнитные узлы магнитное поле солнечных пятен возвращается в фотосферу. Как уже отмечалось, движение вещества в тени пятна сильно затруднено существующим в нем сильным вертикальным магнитным полем. Что же касается полутени, в которой магнитное поле почти горизонтальное, то в ней на уровне фотосферы движение направлено от центра пятна, тогда как в самых верхних ее слоях,- наоборот, как бы внутрь пятна. Правильные пятна встречаются довольно редко. Чаще всего форма пятна бывает далека от "совершенства". К тому же пятна "предпочитают" появляться группами. Далеко не всегда им удастся "обзавестись" полутенью. Таких пятен, или пор, о которых уже говорилось в этом разделе, подавляющее большинство; они существуют от нескольких часов до нескольких суток. Если же группа пятен большая и сложная, то она состоит по крайней мере из двух больших пятен, множества мелких пятен и пор между ними. Основными пятнами группы являются ведущее и хвостовое. Первое из них расположено к западной части группы, т.е. в ее "голове", второе находится сзади, или в "хвосте". Обычно они имеют весьма замысловатый вид. Ведущее пятно чаще всего бывает многоядерным, т. е. полутень его окаймляет два или более ядер. Нередко эти ядра даже не совсем отделены друг от друга. Особенно рыхлым выглядит хвостовое пятно. Бывает, что оно чуть ли не с момента появления распадается на множество мелких пятен и пор. В некоторых самых сложных группах имеется несколько основных пятен. Ведущее и хвостовое пятна группы, как правило, обладают магнитными полями противоположной полярности. Даже в тех случаях, когда группа состоит из одного пятна, имеется и вторая ее часть, которая не видна. Практически она всегда сопутствует таким группам в форме магнитных узлов. Группы солнечных пятен появляются не по всему диску Солнца, а только в так называемых "королевских зонах", расположенных на расстоянии примерно до 40° по обе стороны от солнечного экватора. В некоторых случаях их наблюдали даже до широты ±52°, но это были крайне неустойчивые мелкие пятна и поры. Вблизи самого экватора, до широты ±5°, пятна также встречаются очень редко. Характерно, что группы пятен практически всегда вытянуты приблизительно вдоль солнечных параллелей. Однако ведущее пятно обычно расположено ближе к экватору, чем хвостовое. Этот наклон оси групп к параллели в среднем увеличивается по мере удаления от экватора Солнца. Особенно велик он бывает у короткоживущих мелких групп пятен и пор, сопутствующих большим сложным группам. Площадь основных пятен группы и ее суммарная площадь возрастают с момента ее появления в течение нескольких дней. Этот рост происходит по-разному у разных групп в зависимости от их структуры, размеров и других характеристик. В это же время увеличивается и напряженность магнитного поля. С развитием группы основные ее пятна постепенно удаляются друг от друга, т. е. общий размер группы возрастает. После того как группа достигает максимального развития, площадь ее убывает довольно быстро, что нередко приводит к скорому ее разрушению. При этом в сравнительно сложных группах, которые называют биполярными, хвостовое пятно, промежуточные пятна и поры обычно исчезают и сохраняется только ведущее пятно. Постепенно оно приобретает все более правильную форму, становясь более устойчивым. После исчезновения устойчивой части убывание площади групп постепенно замедляется. Как только размер пятна достигает критической величины - примерно 30-40 тыс. км в поперечнике - оно быстро разрушается. Весьма вероятно, что убывание площади пятен происходит не постепенно, а скачками. В зависимости от размеров этой площади, напряженности магнитного поля, а также расположения на диске Солнца, группа пятен существует от нескольких часов до нескольких месяцев. В значительной степени продолжительность ее существования зависит от характера стадии разрушения. В это время напряженность магнитного поля пятен постепенно убывает, тогда как размеры групп в большинстве случаев не уменьшаются, а иногда даже продолжают возрастать.
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
В следующий свой перфоманс Владимир Владимирович поведёт за собой стадо оленей... А, нет, уже было на выборах!
Anekdot.ru

Узнайте стоимость курсовой, диплома, реферата на заказ.

Обратите внимание, реферат по физике "Солнечная активность", 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