Відстань до Землі 149597890 км або 1 а е


Скачати 178.24 Kb.
НазваВідстань до Землі 149597890 км або 1 а е
Дата01.04.2013
Розмір178.24 Kb.
ТипДокументи
bibl.com.ua > Астрономія > Документи
Будова сонця



Загальні відомості

Відстань до Землі 149597890 км. або 1 а.е.,
діаметр Сонця рівний 1390000 км.,
маса = 1.989*1030 кг або 332830 мас Землі,
середня щільність 1,41*103 кг/м3,
об’єм Сонця складає 1,412*1033 см3 об’ємів Землі,
довжина дня або диференціального обертання = 25,38 земних днів,
горизонтальний паралакс 8,794″,
вік Сонця рівний 4,5 – 4,7*109 років,
прискорення сили тяжіння = 28 см/сек2.

Сонце – найближча до нас зірка. Сонце величезне як по розмірах, так і по масі. Його діаметр в 109 разів перевершує діаметр Землі, а об’єм – в 1 306 000 разів. Маса Сонця в 333 000 разів більше Землі і тому середня щільність речовини рівна 1,4 г/см3, що майже в чотири рази менше щільності Землі.
Вся газоподібна маса Сонця стримується спільним тяжінням до його центру. Верхні шари стискують своєю вагою глибші, і у міру збільшення глибини залягання шару стискування зростає. У надрах Сонця тиск досягає сотень мільярдів атмосфер, у зв’язку з чим і щільність речовини в сонячних глибинах вельми велика: в центрі Сонця вона вимірюється декількома десятками грамів в кубічному сантиметрі! Це сприяє протіканню в сонячних надрах термоядерних реакцій, при яких водень перетворюється на гелій з виділенням ядерній енергії. Ця енергія поступово «просочується» крізь непрозору сонячну речовину в зовнішні шари і звідси випромінюється в світовий простір. Досягши зовнішнього кордону Сонця (фотосфери) непрозорість речовини майже стрибкоподібно зменшується, унаслідок чого ми спостерігаємо різко обкреслений сонячний диск, хоча твердої поверхні в Сонця немає.

Якщо порівняти декілька послідовних фотографій Сонця, то можна відмітити, як міняється положення всіх плям на диску. Це відбувається із-за обертання Сонця. Сонце обертається не як тверде тіло. Плями, що знаходилися на поблизу екватора Сонця, випереджають плями розташовані в середніх широтах. Отже, швидкості обертання різних шарів Сонця різні. Екваторіальні області роблять один зворот довкола осі Сонця за 25 земних діб, а області поблизу полюсів Сонця – приблизно за 30 діб. Лінійна швидкість обертання на екваторі складає 2 км/с. Спостереження показують, що всі плями переміщаються від східного краю до західного. Отже, Сонце обертається довкола своєї осі у напрямі руху планет довкола нього.



Фотосфера і хромосфера

Видима сонячна поверхня – фотосфера – посилає в простір всі промені безперервного спектру. Над фотосферою розташований більш розріджений шар, в якому виникають спектральні лінії поглинання. Сонячний спектр містить понад 30 тисяч ліній поглинань, за допомогою його встановлюється хімічний склад не фотосфери, а розташованих над нею шарів. У спектрі Сонця знайдена присутність спектральних ліній більше 60 хімічних елементів.

Товщина фотосфери невелика, всього 100 – 200 км. Над нею розташований шар хромосфери, що має в середньому товщину близько 20 000 км. Хромосферу ми бачимо під час повних сонячних затемнень. Хромосфера – шар, в якому відбуваються швидкі конвективні рухи газів, що піднімаються вгору і що опускаються вниз. Цим і викликана її струминна будова. Були також виявлені порівняно невеликі, швидко рухомі короткочасні виступи з хромосфери – спікули (колоски), існуючі всього декілька хвилин.



У хромосфері беруть початок і потужніші викиди газів, що підносяться інколи до 250 000 км. (і більш), – протуберанці. Серед них виділяються два основні типи: стаціонарні, такі, що повільно змінюються устойчиввые хмари газів, що знаходяться в зваженому достатку над хромосферою, і що швидко змінюються – еруптивні (вивержені), які з великими швидкостями, що часом перевищують 500 км/с, відриваються від хромосфери, здіймаючись на великі висоти.

Сонячна корона

Внутрішні області корони, віддалені від фотосфери на відстань до одного радіусу Сонця, можна спостерігати не лише під час сонячних затемнень, але і поза затьмаренням за допомогою коронографа – спеціального телескопа, у фокусі об’єктиву якого ставитися закреслений диск (»штучна Луна»). Коронографи встановлюють в горах на висоті не нижче 2000 м-кодів над рівнем морить, де сонячне випромінювання значно менше розсівається земною атмосферою.

Форма корони не залишається постійною. У роки, коли на поверхні Сонця багато плям, корона майже кругла. Коли ж плям мало, корона сильно витягнута в плоскості екватора Сонця. Корона неоднорідна: у ній спостерігаються промені, дуги, окремі згущування речовини, полярні «щіточки» (короткі прямі промені, спостережувані в полюсів) і так далі Деталі корони нерозривно пов’язані з плямами і факелами, а також з явищами, що відбуваються в хромосфері. Всі деталі корони обертаються з тією ж кутовою швидкістю, що і розташовані під ними ділянки фотосфери.

Як далеко тягнеться корона? По фотографіях, отриманих під час затьмарень, корону удається прослідити на відстані до декількох сонячних радіусів від краю Сонця. Окремі викиди сонячної плазми, які як би входять до складу надкорони Сонця, досягають земної орбіти. Надкорона була відкрита радіоастрономічними методами. Величезна протяжність корони пояснюється великими швидкостями вхідних в неї часток, а значить, і високою температурою корони. Цей вивід підтверджує дослідження спектру корони. Ряд ліній в спектрі корони залишався загадковим аж до 40-х рр. Виявилось, що ці лінії належать багато разів іонізованим атомам добре відомих на Землі елементів, наприклад атомам заліза, позбавленим 13 електронів. Така висока іонізація в дуже розрідженій речовині корони можлива при температурі не менше 106 До. Отже, спостерігаючи корону, можна вивчити в космічній лабораторії високотемпературну розріджену плазму в природних умовах.

Сонячна корона більш ніж в 200 разів гарячіше за сонячну поверхню. Роль провідника тепла бере на себе магнітне поле Сонця. Як було встановлений, вся поверхня нашої зірки покрита мережею рухомих магнітних полів, силові лінії яких підносяться над фотосферою у вигляді петель, подібних до гігантських арок, що переплітається. В підстав «арок» розташовуються намагнічені області різної полярності, що покривають поверхню Сонця безперервно змінним узором. Незабаром після своєї освіти петля магнітних силових ліній розділяється на менші петлі, деякий час переміщається по поверхні, а потім зникає. Весь цей цикл займає порядку 40 годин. Час від часу в магнітних петлях відбуваються «короткі замикання», в плазмі починає текти сильний струм, який і нагріває речовину корони до таких високих температур. Виділення тепла при цьому відбувається практично безперервно.

Вигляд поверхні Сонця

Сонячний диск не можна спостерігати без великих обережностей. Дивитися на нього навіть через темне скло украй небезпечно: скло може лопнути і спостерігач осліпне. (Із цього приводу у астрономів є жарт: на Сонці в телескоп без світлофільтру можна поглянути всього двічі – один раз лівим, а другий правим оком ). Тому краще всього замінити прямі спостереження Сонця спостереженнями його на екрані. Всуваючи або висуваючи окуляр, можна відкинути збільшене зображення сонячного диска на білий екран, поставлений перпендикулярно до головної оптичної осі телескопа. Змінюючи відстань екрану від окуляра, можна змінювати збільшення, але цьому зазвичай заважає розсіяне сонячне світло. У затемненій кімнаті можна отримати дуже велике збільшення і довести зображення сонячного диска до метра в діаметрі. Ми побачимо на екрані різко обкреслений диск Сонця, покритий «брижами». Створюється враження білосніжної скатерті, на якій густим шаром розсипані рисові зерна. Це явище називається грануляцією сонячної фотосфери. Яскраві «зерна», що мають поперечники, що досягають декількох сотень кілометрів, швидко протягом декількох хвилин що виникають і зникаючі, називаються гранулами. Це піднімаються і опускаються в сонячній атмосфері потоки гарячих і охолоджених газів. Подекуди між гранулами видно темні плямочки – пори, які також мінливі. З часом пора може або зникнути, або розвинутися в сонячну пляму.

Виявилось, що під видимою поверхнею Сонця течуть справжні річки гарячої плазми. Ці струминні течії невеликі з точки зору сонячних масштабів, але величезні в порівнянні з аналогічними течіями в атмосфері Землі. Опоясуючи Сонце приблизно по 75-ій широті, вони складаються з овальних областей сплощень, в яких газ рухається на 10% швидше, ніж в навколишньому просторі. Дослідники також підтвердили існування на Сонці «зональних» поясів, схожих на пояси Юпітера. Нинішні результати показали, що пояси – не просто поверхневі рухи, але потужні структури, що вирушають в глибину, щонайменше, на 20 тис. км. Виникають вони в середніх широтах, а потім в ході 11-річного циклу поступово опускаються до екватора. Ще один вигляд течій – грандіозні глибинні потоки, повільно, але що неухильно переносять речовину від екватора до полюсів. Цікаво, що самі течії переміщаються в напрямі, протилежному зсуву сонячних плям і зональних поясів.

На кордоні між зовнішньою конвективною зоною і зоною променистого перенесення швидкість руху сонячної речовини різко міняється: поблизу екватора зовнішні шари обертаються швидше внутрішніх; при видаленні від екватора різниця швидкостей зменшується, а в полюсів ситуація міняється на зворотну – внутрішні шари обертаються швидше зовнішніх. Астрономи встановили, що приблизно раз в 15-16 місяців різниця швидкостей між зовнішніми і внутрішніми шарами міняється на 20% в обидві сторони, причому зміни зачіпають як внутрішні, так і зовнішні шари: коли внутрішні шари прискорюються, зовнішні сповільнюються, і навпаки.

За сучасними уявленнями, Сонце складається з ряду концентричних сфер, або областей, кожна з яких має специфічні особливості. Схематичний розріз Сонця показує його зовнішні особливості разом з гіпотетичним внутрішньою будовою. Енергія, що звільняється термоядерними реакціями в ядрі Сонця, поступово прокладає шлях до видимої поверхні світила. Вона переноситься за допомогою процесів, в ході яких атоми поглинають, перевипромінюють і розсіюють випромінювання, тобто променевим способом. Пройшовши близько 80% шляху від ядра до поверхні, газ стає нестійким, і далі енергія переноситься вже конвекцією до видимої поверхні Сонця й у його атмосферу.

Внутрішня будова Сонця шарувата, або оболонкова, вона складається з ряду сфер, або областей. У центрі знаходиться ядро, потім область променевого переносу енергії, далі конвективна зона і, нарешті, атмосфера. До неї ряд дослідників відносять три зовнішні області: фотосферу, хромосферу і корону. Правда, інші астрономи до сонячній атмосфері відносять тільки хромосферу і корону. Зупинимося коротко на особливостях названих сфер.

Ядро – центральна частина Сонця з надвисоким тиском і температурою, що забезпечують течію ядерних реакцій. Вони виділяють величезну кількість електромагнітної енергії в гранично коротких діапазонах хвиль.

Область променевого переносу енергії – знаходиться над ядром. Вона утворена практично нерухомим і невидимим надвисокотемпературним газом. Передача через неї енергії, що генерується в ядрі, до зовнішніх сфер Сонця здійснюється променевим способом, без переміщення газу. Цей процес треба уявляти собі приблизно так. З ядра в область променевого переносу енергія надходить в гранично короткохвильових діапазонах – гамма випромінювання, а йде в більш довгохвильовому рентгенівському, що пов’язано зі зниженням температури газу до периферійній зоні.

Конвективна область – розташовується над попередньою. Вона утворена також невидимим розпеченим газом, що знаходиться в стані конвективного перемішування. Перемішування зумовлено положенням області між двома середовищами, різко відрізняються за пануючим у них тиску і температурі. Перенесення тепла з сонячних надр до поверхні відбувається в результаті локальних піднімань сильно нагрітих мас повітря, що знаходяться під високим тиском, до периферії світила, де температура газу менше і де починається світловий діапазон випромінювання Сонця. Товщина конвективної області оцінюється приблизно в 1/10 частину сонячного радіуса.

Фотосфера – це нижній з трьох шарів атмосфери Сонця, розташований безпосередньо на щільній масі невидимого газу конвективної області. Фотосфера утворена розпеченим іонізованим газом, температура якого в основі близька до 10000°К (тобто абсолютна температура), а біля верхньої межі, розташованої приблизно в 300 км вище, близько 5000°К. Середня температура фотосфери – 5700°К. При такій температурі розпечений газ випромінює електромагнітну енергію переважно в оптичному діапазоні хвиль. Саме цей нижній шар атмосфери, видимий як жовтувато-яскравий диск, візуально сприймається нами як Сонце.

Через прозоре повітря фотосфери в телескоп чітко проглядається її підстава – контакт з масою непрозорого повітря конвективної області. Поверхня розділу має зернисту структуру, яка називається грануляцією. Зерна, або гранули, мають поперечники від 700 до 2000 км. Положення, конфігурація і розміри гранул змінюються. Спостереження показали, що кожна гранула окремо виражена лише якийсь короткий час (близько 5-10 хв.), А потім зникає, замінюючись на нову гранулу. На поверхні Сонця гранули не залишаються нерухомими, а здійснюють нерегулярні рухи зі швидкістю приблизно 2 км / сек. У сукупності світлі зерна (гранули) займають до 40% поверхні сонячного диска.

Процес грануляції представляється як наявність у самому нижньому шарі фотосфери непрозорого газу конвективної області – складної системи вертикальних кругообігів. Яскравість гранул на 10-20% більше навколишнього фону вказує на відмінність їх температур в 200-300°С.

Образно грануляцію на поверхні Сонця можна порівняти з кипінням густої рідини типу розплавленого гудрону, коли зі світлими висхідними струменями з’являються бульбашки повітря, а темніші і плоскі ділянки характеризують занурювання порції рідини.

Дослідження механізму передачі енергії в газовій кулі Сонця від центральної області до поверхні і її випромінювання в космічний простір показали, що вона переноситься променями. Навіть у конвективній зоні, де передача енергії здійснюється рухом газів, більша частина енергії переноситься випромінюванням.

Таким чином, поверхня Сонця, що випромінює енергію в космічний простір у світловому діапазоні спектра електромагнітних хвиль, – це розріджений шар газів фотосфери і що проглядає крізь неї гранульована верхня поверхня шару непрозорого газу конвективної області. У цілому зерниста структура, або грануляція, визнається властивою фотосфері – нижнього шару сонячної атмосфери.

Хромосфера. При повному сонячному затемненні біля самого краю затемненого диска Сонця видно рожеве сяйво – це хромосфера. Вона не має різких меж, а являє собою поєднання безлічі яскравих виступів або язиків полум’я, що знаходяться в безперервному русі. Хромосферу порівнюють іноді з палаючим степом. Язики полум’я хромосфери називають спікули. Вони мають у поперечнику від 200 до 2000 км (іноді до 10000) і досягають у висоту декількох тисяч кілометрів. Їх треба уявляти собі як потоки плазми (іонізованого розжареного газу), які вириваються із Сонця.

Встановлено, що перехід від фотосфери до хромосфері супроводжується стрибкоподібним підвищенням температури від 5700 К до 8000 – 10000 К. До верхнього ж кордону хромосфери, що знаходиться приблизно на висоті 14000 км від поверхні сонця, температура підвищується до 15000 – 20000 К. Щільність речовини на таких висотах складає лише 10-12 г/см3, тобто в сотні і навіть тисячі разів менше, ніж щільність нижніх шарів хромосфери.

Сонячна корона – зовнішня атмосфера Сонця. Деякі астрономи називають її атмосферою Сонця. Вона утворена найбільш іонізованим зрідженим газом. Простягається приблизно на відстань 5-ти діаметрів Сонця, має променисту будова, слабо світиться. Її можна спостерігати тільки під час повного сонячного затемнення. Яскравість корони приблизно така ж, як у Місяця в повний місяць, що становить лише близько 5 / 1000000 частки яскравості Сонця. Корональні гази у високому ступені іонізовані, що визначає їх температуру приблизно в 1 млн. градусів. Зовнішні шари корони випромінюють в космічний простір корональний газ – сонячний вітер. Це другий енергетичний (після променевого електромагнітного) потік Сонця, що отримується планетами. Швидкість видалення корональної газу від Сонця зростає від декількох кілометрів за секунду у корони до 450 км /с на рівні орбіти Землі, що пов’язано з зменшенням сили тяжіння Сонця при збільшенні відстані. Поступово розріджуючись в міру віддалення від Сонця, корональний газ заповнює весь міжпланетний простір. Він впливає на тіла Сонячної системи як безпосередньо, так і через магнітне поле, яке несе з собою. Воно взаємодіє з магнітними полями планет. Саме корональної газ (сонячний вітер) є основною причиною полярних сяйв на Землі і активності інших процесів магнітосфери.

Сонячна активність

На сонячній поверхні спостерігаються деякі явища, що в сукупності своїй характеризують міру сонячної активності. До них належать уже розглянуті нами сонячні плями, факели, протуберанці, спалахи. Місця, де їх спостерігають, називають активними зонами.

Головним проявом сонячної активності є плями. Статистичний аналіз їх кількості від року до року дає змогу скласти певні уявлення щодо існування окремих циклів сонячної активності. За міру плямотворної діяльності Сонця прийнято число Вольфа W=10g+f (1), де g - кількість груп плям, f=∑fi - загальна кількість усіх плям, які є в цей момент на диску Сонця, fi - кількість їх у конкретній і-й групі, якщо на Сонці немає жодної плями, то W=0; коли одна, то W=11. Такі обчислення проводять на кожний день, після чого, усереднюють, знаходять середньомісячне, середнє за рік число Вольфа.

Показано, що кількість плям на Сонці змінюється середньому з періодом 11,1 роки, проте проміжок між двома максимумами коливається в межах від 7,5 років до 16. Тому передбачати настання конкретного максимуму нелегко.

Для зручності при характеристиках того, чи іншого циклу введено їхню умовну нумерацію. Першим названо той цикл, який розпочався в 1755 р. У 1985 р. закінчився 21-й і розпочався 22-й цикл.

У кожному 11-річному циклі головні плями у всіх груп мають магнітне поле однієї полярності, а наступні за ними — протилежної. Через 11 років картина розподілу полярності магнітного поля змінюється на протилежну. Тому часто говорять про 22 - річний цикл Хейла.

Зіставлення числа Вольфа у різних максимумах сонячної активності вказує на існування вікового циклу — певної повторюваності найбільших максимумів через 100 років. Підозрюють, що є і тисячолітній цикл сонячної активності з періодом близько 1800 років.

Со́нячна акти́вністьСА») — термін, що характеризує поточну сонячну радіацію, її спектральний розподіл, електромагнітні явища та зміни в часі характеристик Сонця. СА визначається сукупністю фізичних змін, які відбуваються на Сонці. Зовнішні прояви сонячної активності — сонячні плями, факели, флокули, протуберанці тощо. Впливає на зміну погоди та клімату.

Розрізняють періодичні компоненти цих змін, основним з яких є 11-річний сонячний цикл, і аперіодичні зміни.

Зміни світимості Сонця за період його спостереження і космічних польотів знаходилися в межах точності приладів. Невелика частина ультрафіолетового діапазона змінюється в межах декількох відсотків. Загальна світимість Сонця змінюється на 0.1% або на 1.3 Вт/м² в межах 11-річних циклів активності. Повна кількість сонячної радіації, яка одержується на верхній границі земної атмосфери, складає в середньому 1 366 Вт/м².

Оцінки змін сонячної активності на основі чутливих до клімату радіоізотопних маркерів (англ. proxy) дають різні результати — з одного боку є свідчення дуже незначних змін (~0.1%) протягом останніх 2 000 років, інші дослідження вказують на збільшення світимості на ~0.2% з початку 17-го ст.

На клімат впливає також вулканічна активність, як, наприклад, у випадку мінімуму Маундера. Крім змін яскравості Сонця, більш м'яко на клімат впливає сонячний вітер в земній магнітосфері та зміни в ультрафіолетовій частині спектра Сонця. Але ці питання станом на 2009 рік ще слабко пропрацьовані.

Історія вивчення сонячної активності






400 літня історія числа сонячних плям.

Найбільш вивчений вид СА - зміна числа сонячних плям. Перші повідомлення про їх спостереження датуються 800 р. до н.е. в Китаї, перші малюнки -1128 р. В 1610 астрономи почали користуватися телескопом для спостереженням за сонячними плямами. Фізична природа плям була неясною до ХХ ст. В XV і XVI ст. спостерігалася низька СА - Мінімум Маундера. В 1845 професори Д.Генрі і С.Александер з Прінстонського університету спостерігали Сонце за допомогою термометра і виявили, що плями випромінюють менше радіації у порівнянні з іншими ділянками сонячної поверхні. Пізніше було виявлено, що більша радіація має місце від сонячних факелів.

Зв'язок СА і клімату Землі досліджується з 1900 р. Ч.Г.Аббот із Смітсоніанської астрофізичної обсерваторії (САО) вивчав активність Сонця і заснував сонячну обсерватарію в Калама (Чилі). Дослідження проводилися і в Маунт-Вільсон. Результат цієї роботи - виділення 27 гармонічних періодів СА в межахх циклу Хейла, включаючи цикли періодом 7, 13 і 39 місяців. Також простежувався зв'язок цих періодів з погодою шляхом складання сонячних трендів з температурою і рівнем осадні у містах. З виділенням науки дендрохронології почали відшуковувати зв'язок швидкості ростудерев і СА. Статистичні дослідження зв'язку погоди і клімату з СА були популярними з 1801, коли В.Гершель помітив зв'язок між сонячними плямами і цінами на пшеницю.

Сьогодні цей зв'язок досліджують за допомогою штучних супутників Землі і сучасної досконалої астрономічної апаратури.

Сонячні плями - це відносно темні області на фотосфері Сонця, в яких інтенсивне магнітне поле пригнічує конвекцію плазмі і знижує її температуру на 2000 °K. Факели трохи яскравіші області, що формуються навколо груп плям, і таким чином забезпечують вихід енергії, заблокований у сусідніх темних областях. Зв'язок світимості Сонця з кількістю плям є предметом спорів, починаючи з перших їх спостережень у XVII ст. Сьогодні відомо, що цей зв'язок існує - плями, як правило, приблизно до 0.3% зменшують світимість Сонця одночасно збільшують світимість до 0.05% шляхом утворення флокул та яскравої сітки, пов'язаної з магнітним полем. Вплив на сонячну світимість магнітно-активних областей підтвердили тільки перші штучні супутники Землі в 1980-х роках. Орбітальні обсерваторії «Німбус 7», запущена 25 жовтня 1978, і «Сонячний максимум», запущена 14 лютого 1980, визначили, що завдяки яскравим областям навколо плям яскравість Сонця збільшується.

Сонячні плями

Ще задовго до винаходу телескопа люди помічали на неяскравому Сонці, що заходить, або на Сонці, видимому крізь легкі хмари, темні плями. Раніше не лише не знали, що є плямами, але і не допускали думки про те, що плями знаходяться на Сонці. Лише тепер, опісля три з половиною століття з тих пір, як Галілей довів, що плями – це реальні утворення на поверхні Сонця, починає з’ясовуватися їх фізична природа.

Сонячні плями значно більші за гранули. Гранули – це верхівки конвективних потоків, проникаючих у фотосферу. Діаметри найбільших плям досягають десятків тисяч кілометрів. Плями – непостійні, мінливі деталі фотосфери, що існують від декількох днів до декількох місяців. Інколи на Сонці не буває плям зовсім, а інколи одночасно спостерігаються десятки крупних плям. Багатолітні спостереження плямоутворюючої діяльності Сонця показали, що є циклічні коливання числа плям. Середня тривалість циклу складає приблизно 11 років. Група плям на Сонці, що з’явилася в квітні 1947 року, виявилася найбільшою зі всіх, що будь-коли спостерігалися на диску денного світила. Їх максимальний розмір склав 18130000000 км2. Зате група плям, що утворилася в червні 1943 року, виявилася самою довгоживучою: вона проіснувала протягом 200 днів.

Центральна частина плями – ядро (або тінь) – оточена волокнистою півтінню. Поблизу краю сонячного диска кругла пляма видно як еліптичне, а зовсім близько від краю диска – як вузька смужка півтіні. Це можна пояснити тим, що пляма є конічною воронкою, глибина якої приблизно 300 – 400 км. Плями видаються темними лише по контрасту з фотосферою. Насправді температура ядра (найхолоднішій частині плями) близько 4300 До, тобто вище за температуру електричної дуги, на яку, як відомо, неможливо дивитися без захисних окулярів. Лінії в спектрі плям помітно розщеплені. Це явище пояснюється тим, що речовина плям схильна до дії сильних магнітних полів.

Зазвичай плями спостерігаються групами. Пляма в групі, яка розташована першою по напряму обертання Сонця, називається головною, остання пляма в групі – хвостовою. Головні і хвостові плями мають протилежну полярність, наприклад головні – північний магнітний полюс, а хвостові – південний, тобто в цілому група плям нагадує гігантський магніт. Магнітне поле плям в тисячі разів перевершує спільне магнітне поле Сонця. Тому сонячні плями подібні до «магнітних островів» у фотосфері Сонця. Дивно, що в останніх 11-річних циклах групи плям змінюють свою полярність. Наприклад, якщо в даному 11-річному циклі всі головні плями груп в північній півкулі Сонця мали північний магнітний полюс, то наступному циклі північний магнітний полюс буде в хвостових плям.

Магнітне поле плям – одна з найбільш важливих характеристик. Саме з магнітним полем зв’язана і причина появи сонячних плям. Сильне магнітне поле плями пригнічує конвективні течії, що приносять енергію з надр Сонця, і тому газ в плямі остигає. Але повний потік енергії повинен збережуться, тому частина її, заблокована магнітним полем, повинна випромінюватися в околицях плями, утворюючи довкола нього яскравий ореол. Температура ореолу в середньому на 10 До вище навколишнього газу, а радіус перевищує радіус плями приблизно в два рази.
Фотосферниє факели – деталі світліші (а значить, і гарячіші), ніж фотосфера. Якщо група плям знаходиться поблизу краю сонячного диска, то довкола неї зазвичай видно безліч факелів – факельне поле. Факели виникають незадовго до появи сонячних плям і існують в середньому в три рази довше за плями. У місцях, де спостерігаються факели, на поверхню Сонця виноситься гарячіша речовина, ніж в інших ділянках фотосфери. Це пов’язано з місцевим посиленням конвекції в підфотосферних шарах.

Сонячна активність

Комплекс нестаціонарних утворень в атмосфері Сонця (плями, факели, протуберанці, спалахи і ін.) називається сонячною активністю. Так, сонячні плями завжди пов’язані з фотосферними факелами, спалахи і протуберанці в більшості випадків утворюються над «обуреною» фотосферою і так далі Області на Сонці, де спостерігаються плями, факели, спалахи, протуберанці і інші прояви сонячної активності, називаються активними областями ( або центрами активності). Центри активності, зароджуючись на деякій глибині під фотосферою, тягнуться у вигляді декількох ярусів далеко в сонячну корону. Сполучна ланка між різними ярусами центрів активності – магнітне поле.

Новий вигляд сонячної активності виявляється у вигляді невеликих короткочасних спалахів, які безладно, немов висип, покривають всю поверхню Сонця. Поверхня нашої зірки покрита так званими гранулами, зовні схожими на плями змінної яскравості, що переливаються, узор яких постійно міняється. Окрім гранул на Сонці присутні і крупніші утворення, звані супергранулами. Ці структури є зовнішнім проявом конвективних течій в надрах Сонця. У них гарячий газ піднімається на поверхню, остигає і знову занурюється углиб. Проводячи спостереження, астрономи відмітили, що на тлі узору супергранул то в одному, то у іншому місці постійно з’являються невеликі (порядку діаметру Землі) і короткоживучі (не більше декількох хвилин) яскраві плями – спалахи, що згодом прозвали «блималками». Енергія вибухів, що породжують ці спалахи, невелика – біля однієї мільйонної енергії «звичайного» сонячного спалаху – але такі вибухів багато, і ними покрита вся поверхня Сонця.

На Сонці виявили «мох» – хитромудрі «пухнасті» утворення. Сонячний мох дуже швидко «зростає» в підставах деяких корональних петель, що виникають в активних областях після сонячних спалахів, і існує зазвичай протягом 10 годин. Нагадує він швидше за все не мох, а губку, в якій невеликі яскраві плями і волокна чергуються з темними порожнечами. Області, покриті «мохом», тягнуться на 10-20 тис. км. і підведені над видимою поверхнею Сонця на 1500-2500 км.


Схожі:

3. Відстань прямої видимості між антенами
Поширення хвиль над плоскою поверхнею Землі. Інтерференційна формула напруженості електричного поля в точці прийому при поширенні...
Штучні супутники Землі обертаються навколо неї або за колам, і тоді...
У деяких фантастичних романах описуються штучні супутники Землі, нерухомо висять за межами атмосфери в зеніті над Вінницею. Чи можливі...
За випромінюванням у якому діапазоні відкрили пульсари?
На яку мінімальну відстань до Землі наближались астероїди за час існування нашої планети?
«Я знаю: мова мамина свята»
Хто не любить свою мову – той не любить свою батьківщину”. „Я не смію тебе розлюбить, моє вічне кохання, о мово!”. „Хто не знає рідної...
Довідка Про стан та перспективи використання земельних ресурсів
Земельний фонд Коломийського району становить 102606,9 га з яких 67945,6464 га займають сільськогосподарські землі, 25754,5058 га...
Фарби видобувають з землі: з глини, руди, різнокольорових каменів...
Синій порошок, або пігмент, раніше видобували з напівдорогоцінного каменю лазурита. Фарба з лазурита – ультрамарин, або ляпіс-лазур...
С. В. Молчанов
...
РОБОЧА НАВЧАЛЬНА ПРОГРАМА для студентів спеціальності 060100 «Правознавство» Затверджено
Змістовний модуль Договір оренди землі, суборенда землі, судова практика, зарубіжний досвід 13
12 Загальні положення та правові засади оренди землі
Завданням оренди землі є регулювання відносин з метою створення умов для раціонального користування земельною ділянкою
7-й клас. ГЕОМЕТРІЯ
Геометричні фігури. Точка, пряма, відрізок, промінь, кут та їх властивості. Вимірювання відрізків і кутів. Бісектриса кута. Відстань...
Додайте кнопку на своєму сайті:
Портал навчання


При копіюванні матеріалу обов'язкове зазначення активного посилання © 2013
звернутися до адміністрації
bibl.com.ua
Головна сторінка