Реферат: Звезда по имени Солнце

существующие периоды колебаний и появляются новые. Это дает возможность

исследовать вращение внутренних слоев, которые другими методами пока изучать

нельзя. Считается, что именно благодаря неравномерному вращению Солнце имеет

магнитное поле.

Вот такая неожиданная и бурно развивающаяся сейчас область науки возникла

из, казалось бы, ничем не примечательных измерений движений солнечной

поверхности.

СОЛНЕЧНАЯ АТМОСФЕРА

Земная атмосфера – это воздух, которым мы дышим, привычная нам газовая

оболочка Земли. Такие оболочки есть и у других планет. Звёзды целиком состоят

из газа, но их внешние слои также именуют атмосферой. При этом внешней

считаются те слои, откуда хотя бы часть излучения может беспрепятственно, не

поглощаясь вышележащими слоями, уйти в окружающее пространство.

ФОТОСФЕРА

Фотосфера Солнца начинается на 200-300 км глубже видимого края солнечного диска.

Эти самые глубокие слои атмосферы называют фотосферой. Поскольку их

толщина составляет не более одной трёхтысячной доли солнечного радиуса,

фотосферу иногда условно называют поверхностью Солнца.

Плотность газов в фотосфере примерно такая же, как в земной стратосфере, и в

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 сохраняется относительно немного

простейших молекул и радикалов типа ОН, СН.

Особую роль в солнечной атмосфере играет не встречающийся в земной природе

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

отрицательно заряженных свободных электронов, которые поставляются легко

ионизуемыми атомами кальция, натрия, магния, железа и других металлов. При

возникновении отрицательные ионы водорода излучают большую часть видимого

света. Этот же свет ионы жадно поглощают, из-за чего непрозрачность атмосферы

с глубиной быстро растет. Поэтому видимый край Солнца и кажется нам очень

резким.

Почти все наши знания о Солнце основаны на изучении его спектра – узенькой

разноцветной полоски, имеющей ту же природу, что и радуга. Впервые, поставив

призму на пути солнечного луча, такую полоску получил Ньютон и воскликнул:

«Спектрум!» (лат. Spectrum – «видение»). Позже в спектре Солнца заметили

тёмные линии и сочли их границами цветов. В 1815г. Немецкий физик Йозеф

Фраунгофердал первое подробное описание таких линий в солнечном спектре, и их

стали называть его именем. Оказалось, что фраунгоферовы линии соответствуют

узким участкам спектра, которые сильно поглощаются атомами различных веществ.

В телескоп с большим увеличением можно наблюдать тонкие детали фотосферы: вся

она кажется усыпанной мелкими яркими зёрнышками – гранулами, разделёнными

сетью узких тёмных дорожек. Грануляция является результатом перемешивания

всплывающих более тёплых потоков газа и опускающихся боле холодных. Разность

температур между ними в наружных слоях сравнительно невелика (200-300 К), но

глубже, в конвективной зоне, она больше, и перемешивание происходит

значительно интенсивнее. Конвекция во внешних слоях Солнца играет огромную

роль, определяя общую структуру атмосферы. В конечном счете, именно конвекция

в результате сложного взаимодействия с солнечными магнитными полями является

причиной всех многообразных проявлений солнечной активности.

Магнитные поля участвуют во всех процессах на Солнце. Временами в небольшой

области солнечной атмосферы возникают концентрированные магнитные поля, в

несколько раз более сильные, чем на Земле. Ионизированная плазма – хороший

проводник, она не может перемещаться поперек линий магнитной индукции

сильного магнитного поля. Поэтому в таких местах перемешивание и подъем

горячих газов снизу тормозится, возникает тёмная область – солнечное пятно.

На фоне ослепительной фотосферы оно кажется совсем чёрным, хотя в

действительности яркость его слабее только раз в 10.

С течением времени величина, и форма пятен сильно меняется. Возникнув в виде

едва заметной точки – поры, пятно постепенно увеличивает свои размеры до

нескольких десятков тысяч километров. Крупные пятна как правило, состоят из

тёмной части (ядра) и менее тёмной – полутени, структура которого придает

пятну вид вихря. Пятна бывают окружены более яркими участками фотосферы,

называемыми факельными полями.

Фотосфера постепенно переходит в более разреженные внешние слои солнечной

атмосферы – хромосферу и корону.

ХРОМОСФЕРА

Хромосфера (греч. «сфера цвета») названа так за свою красно-фиолетовую

окраску. Она видна во время полных солнечных затмений как яркое клочковатое

кольцо вокруг чёрного диска Луны, только что затмившего Солнце. Хромосфера

весьма неоднородна и состоит в основном из продолговатых вытянутых язычков

(спикул), придающих ей вид горящей травы. Температура этих хромосферных струй в

два-три раза выше, чем в фотосфере, а плотность в сотни тысяч раз меньше. Общая

протяженность хромосферы 10-15 тыс. километров.

Рост температуры в хромосфере объясняется распространением волн и магнитных

полей, проникающих в неё из конвективной зоны. Вещество нагревается примерно

так же, как если бы это происходило в гигантской микроволновой печи. Скорости

тепловых движений частиц возрастают, учащаются столкновения между ними, и

атомы теряют свои внешние электроны: вещество становится горячей

ионизированной плазмой. Эти же физические процессы поддерживают и необычайной

высокую температуру самых внешних слоёв солнечной атмосферы, которые

расположены выше хромосферы.

Часто во время затмения над поверхностью Солнца можно наблюдать причудливой

формы «фонтаны», «облака», «воронки», «кусты», «арки» и прочие ярко светящиеся

образования из хромосферного вещества. Они бывают неподвижными или медленно

изменяющимися, окруженными плавно изогнутыми струями, которые втекают в

хромосферу, или вытекают из неё, поднимаясь на десятки и стони тысяч

километров. Это самые грандиозные образования солнечной атмосферы –

протуберанцы. При наблюдении в красной спектральной линии, излучаемой

атомами водорода, они кажутся на фоне солнечного диска тёмными, длинными и

изогнутыми волокнами.

Протуберанца имеют примерно ту же плотность и температуру, что и хромосфера.

Но они находятся над ней и окружены более высокими, сильно разреженными

верхними слоями солнечной атмосферы. Протуберанца не падают в хромосферу

потому, что их вещество поддерживается магнитными полями активных областей

Солнца.

Впервые спектр протуберанца вне затмения наблюдали французский астроном Пьер

Жансен и его английский коллега Джозеф Локьер в 1868 г. Щель спектроскопа

располагают так, чтобы она пересекала край Солнца, и если вблизи него

находится протуберанец, то можно заметить спектр его излучения. Направляя

щель на различные участки протуберанца или хромосферы, можно изучить их по

частям. Спектр протуберанцев, как и хромосферы, состоит из ярких линий,

главным образом водорода, гелия и кальция. Линии излучения других химических

элементов тоже присутствуют, но они намного слабее.

Некоторые протуберанцы, пробыв долгое время без заметных изменений, внезапно

как бы взрываются, и вещество их со скоростью в сотни километров в секунду

выбрасывается в межпланетное пространство. Вид что указывает на непрерывное

движение составляющих её газов.

Иногда нечто похожее на взрывы происходит в очень небольших по размеру областях

атмосферы Солнца. Это так называемые хромосферные вспышки. Они длятся

обычно несколько десятков минут. Во время вспышек в спектральных линиях

водорода, гелия ионизированного кальция и некоторых других элементов свечение

отдельного участка хромосферы внезапно увеличивается в десятки раз. Особенно

сильно возрастает ультрафиолетовое и рентгеновское излучение: порой его

мощность в несколько раз превышает общую мощность излучения Солнца в этой

коротковолновой области спектра до вспышки.

Пятна, факелы, протуберанцы, хромосферные вспышки – всё это проявление

солнечной активности. С повышением активности число этих образований на

Солнце становится больше.

КОРОНА

В отличие от фотосферы и хромосферы самая внешняя часть атмосферы Солнца –

корона – обладает огромной протяженностью: она простирается на миллионы

километров, что соответствует нескольким солнечным радиусам, а её слабое

продолжение уходит ещё дальше.

Плотность вещества в солнечной короне убывает с высотой значительно

медленнее, чем плотность воздуха в земной атмосфере. Уменьшение плотности

воздуха при подъеме вверх определяется притяжением Земли. На поверхности

Солнца сила тяжести значительно больше, и, казалось бы, его атмосфера не

должна быть высокой. В действительности она необычайно обширна.

Следовательно, имеются какие то силы, действующие против притяжения Солнца.

Эти силы связаны с огромными скоростями движения атомов и электронов в

короне, разогретой до температуры 1-2 млн. 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 и общий вид короны. Глаз наблюдателя едва

начинает привыкать к внезапно наступившим сумеркам, а появившийся из-за края

луны яркий луч Солнца уже возвещает о конце затмения. Поэтому часто зарисовки

короны, выполненные опытными наблюдателями во время одного и того же

затмения, сильно различались. Не удавалось даже точно определить её цвет.

Изобретение фотографии дало астрономам объективный и документальный метод

исследования. Однако получить хороший снимок короны тоже не легко. Дело в

том, что ближайшая к Солнцу её часть, так называемая внутренняя корона,

сравнительно яркая, в то время как далеко простирающаяся корона

представляется очень бледным сиянием. Поэтому если на фотографиях хорошо

видна внешняя корона, то внутренняя оказывается 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 – большими и маленькими выдержками. Или же

корону фотографируют, помещая перед фотопластиной специальный «радиальный»

Фильтр, ослабляющий кольцевые зоны ярких внутренних частей короны. На таких

снимках её структуру можно проследить до расстояний во много солнечных

радиусов.

Уже первые удачные фотографии позволили обнаружить в короне большое

количество деталей: корональные лучи, всевозможные «дуги», «шлемы» и другие

сложные образования, чётко связанные с активными областями.

Главной особенностью короны является лучистая структура. Корональные лучи

имеют самую разнообразную форму: иногда они короткие, иногда длинные, бывают

лучи прямые, а иногда сильно изогнут.

Ещё в 1897 г. пулковский

астроном Алексей Павлович Ганский обнаружил, что общий вид солнечной короны

периодически меняется. Оказалось, что это связанно с 11-летним циклом солнечной

активности.

С 11-летним периодом меняется как общая яркость, так и форма солнечной

короны. В эпоху максимума солнечных пятен она имеет сравнительно округлую

форму. Прямые и направленные вдоль радиуса Солнца лучи короны наблюдаются как

у солнечного экватора, так и в полярных областях. Когда же пятен мало,

корональные лучи образуются лишь в экваториальных и средних широтах. Форма

короны становится 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

перемещением в течение 11-летнего цикла зоны преимущественного образования

пятен. После минимума пятна начинают возникать по обе стороны от экватора на

широтах 30-40 градусов. Затем зона пятнообразования постепенно опускается к

экватору.

Тщательные исследования позволили установить, то между структурой короны и

отдельными образованиями в атмосфере Солнца существует определённая связь.

Например, над пятнами и факелами обычно наблюдаются яркие и прямые

корональные лучи. В их сторону изгибаются соседние лучи. В основании

корональных лучей яркость хромосферы увеличивается. Такую её область называют

обычно возбуждённой. Она горячее и плотнее соседних, невозбуждённых областей.

Над пятнами в короне наблюдаются яркие сложные образования. Протуберанцы так

же часто бывают окружены оболочками из корональной материи.

Корона оказалась уникальной естественной лабораторией, в которой можно

наблюдать вещество в самых необычных и недостижимых на Земле условиях.

На рубеже 19-20 столетий, когда физика плазмы фактически еще не существовала,

наблюдаемые особенности короны представлялись необъяснимой загадкой. Так, по

цвету корона удивительно похожа на Солнце, как будто его свет отражается

зеркалом. При этом, однако, во внутренней короне совсем исчезают характерные

для солнечного спектра фраунгоферовы линии. Они вновь появляются далеко от

края Солнца, во внешней короне, но уже очень слабые. Кроме того, свет короны

поляризован: плоскости, в которых колеблются световые волны, располагаются в

основном касательно к солнечному диску. С удалением от Солнца доля

поляризованных лучей сначала увеличивается (почти до 50%), а затем

уменьшается. Наконец , в спектре короны появляются яркие эмиссионные линии,

которые почти до середины 20 века не удавалось отожествить ни с одним из

известных химических элементов.

Оказалось, что главная причина всех этих особенностей короны- высокая

температура сильно разреженного газа. При температуре свыше 1 млн. градусов

средние скорости атомов водорода превышают 100км/с, а у свободных электронов

они еще раз в 40 больше. При таких скоростях, несмотря на сильную

разреженность вещества (всего100 млн. частиц в 1 куб.см, что в 100млрд раз

разреженнее воздуха на Земле!), сравнительно часты столкновения атомов,

особенно с электронами. Силы электронных ударов так велики, что атомы легких

элементов практически полностью лишаются всех своих электронов и от них

остаются лишь «голые» атомные ядра. Более тяжелые элементы сохраняют самые

глубокие электронные оболочки, переходя в состояние высокой степени

ионизации.

Итак, корональный газ - это высокоионизированная плазма; она состоит из

множества положительно заряженных ионов всевозможных химических элементов и

чуть большего количества свободных электронов, возникших при ионизации атомов

водорода (по одному электрону), гелия (по два электрона) и более тяжелых

атомов. Поскольку в таком газе основную роль играют подвижные электроны, его

часто называют электронным газом, хотя при этом подразумевается наличие

такого количества положительных ионов, которое полностью обеспечивало бы

нейтральность плазмы в целом.

Белый цвет короны объясняется рассеиванием обычного солнечного света на

свободных электронах. Они не вкладывают своей энергии при рассеянии:

колеблясь в такт световой волны, они лишь изменяют направление света, при

этом поляризуя его. Таинственные яркие линии в спектре порождены необычным

излучением высокоионизованных атомов железа, аргона, никеля, кальция и других

элементов, возникающим только в условиях сильного разрешения. Наконец, линии

поглощения во внешней короне вызваны рассеиванием на пылевых частицах,

которые постоянно присутствуют в межзвездной среде. А отсутствие линий во

внутренней короне связано с тем. Что при рассеянии на очень быстро движущихся

электронах все световые кванты испытывают столь значительные изменения

частот, что даже сильные фраунгоферовы линии солнечного спектра полностью

«замываются».

Итак, корона Солнца - самая внешняя часть его атмосферы, самая разреженная и

самая горячая. Добавим, что она и самая близкая к нам: оказывается, она

простирается далеко от Солнца в виде постоянно движущегося от него потока

плазмы - солнечного ветра. Вблизи Земли его скорость составляет в

среднем 400-500 км/с, а порой достигает почти 1000 км/с. распространяясь далеко

за пределы орбит Юпитера и Сатурна, солнечный ветер образует гигантскую

гелиосферу, граничащую с еще более разреженной межзвездной средой.

Фактически мы живем окруженные солнечной короной, хотя и защищенные от ее

проникающей радиации надежным барьером в виде земного магнитного поля. Через

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 микроорганизмов. Солнце- главный (хотя и

не единственный) двигатель происходящих на Земле процессов. Но не только

тепло и свет получает Земля от Солнца. Различные виды солнечного излучения и

потоки частиц оказывают постоянное влияние на ее жизнь.

Солнце посылает на Землю электромагнитные волны всех областей спектра - от

многокилометровых радиоволн до гамма- лучей. Окрестностей Земли достигают

также заряженные частицы разных энергий - как высоких (солнечные космические

лучи), так и низких и средних (потоки солнечного ветра, выбросы от вспышек).

Наконец, Солнце испускает мощный поток элементарных 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 отклоняет или задерживает геомагнитное

поле). Но их энергии достаточно для того, чтобы вызвать полярные сияния и

возмущения магнитного поля нашей планеты.

ЭНЕРГИЯ СОЛНЕЧНОГО СВЕТА.

Электромагнитное излучение подвергается строгому отбору в земной атмосфере.

Она прозрачна только для видимого света и ближних ультрафиолетового и

инфракрасного излучений, а также для радиоволн в сравнительно узком диапазоне

(от сантиметровых до метровых). Все остальное излучение либо отражается, либо

поглощается атмосферой, нагревая и ионизируя ее верхние слои.

Поглощение рентгеновских и жёстких ультрафиолетовых лучей начинается на

высотах 300-350 км; на этих же высотах отражаются наиболее длинные

радиоволны, приходящие из космоса. При сильных всплесках солнечного

рентгеновского излучения от хромосомных вспышек рентгеновские кванты

проникают до высот 80-100 км от поверхности Земли, ионизируют атмосферу и

вызывают нарушение связи на коротких волнах.

Мягкое (длинноволновое) ультрафиолетовое излучение способно проникать ещё

глубже, оно поглощается на высоте 30-35 км. Здесь ультрафиолетовые кванты

разбивают на атомы (диссоциируют) молекулы кислорода (О2) с последующим

образованием озона(03). Тем самым создается непрозрачный для ультрафиолета

«озонный экран», предохраняющий жизнь на Земле от гибельных лучей. Не

поглотившаяся часть наиболее длинноволнового ультрафиолетового излучения

доходит до земной поверхности. Имен эти лучи вызывают у людей загар, и даже

ожог кожи при длительном пребывании на солнце.

Излучение в видимом диапазоне поглощается слабо. Однако оно рассеивается

атмосферой даже в отсутствии облаков, и часть его возвращается в межпланетное

пространство. Облака, состоящие из капелек воды и твердых частиц, значительно

усиливают отражение солнечного излучения. В результате до планеты доходит в

среднем около половины падающего на границу земной атмосферы света.

Количество солнечной энергии, приходящейся на поверхность площадью 1 квадратный

метр, развёрнутую перпендикулярно солнечным лучам на границе земной атмосферы,

называется солнечной постоянной. Измерять её с Земли очень трудно, и

потому значения, найденные до начала космических исследований, были весьма

приблизительными. Небольшие колебания (если они реально существовали) заведомо

«тонули» в неточности измерений. Лишь выполнение специальной космической

программы по определению солнечной постоянной позволило найти её надёжное

значение. По последним данным она составляет 1370 Вт/м^2 с точность до 0.5%.

Колебаний, превышающих 0.2% за время измерений не выявлено.

На Земле излучение поглощается сушей и океаном. Нагретая земная поверхность в

свою очередь излучает в длинноволновой инфракрасной области. Для такого

излучения азот кислород атмосферы прозрачны. Зато оно жадно поглощается

водяным паром и углекислым газом. Благодаря Тим малым составляющим воздушная

оболочка удерживает тепло. В этом и заключается 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 атмосферной либо

постоянно повышалась бы, либо постоянно падала.

СОЛНЕЧНЫЙ ВЕТЕР И МЕЖПЛАНЕТНЫЕ

МАГНИТНЫЕ ПОЛЯ.

В конце 50-х гг. ХХ в. американский астрофизик Юджин Паркер пришел к выводу,

что, поскольку газ в солнечной короне имеет высокую температуру, которая

сохраняется с удалением от Солнца, он должен непрерывно расширяться, заполняя

солнечную систему. Результаты, полученные с помощью советских и американских

космических аппаратов, подтвердили правильность теории Паркера.

В межпланетном пространстве действительно мчится направленный от Солнца поток

вещества, получивший название солнечный ветер. Он представляет собой

продолжение расширяющейся солнечной короны; составляют его в основном ядра

атомов водорода (протоны) и гелия (альфачастицы), а также электроны. Частицы

солнечного ветра летят со скоростями, составляющими несколько сот километров в

секунду, удаляясь от Солнца на многие десятки астрономических единиц – туда,

где межпланетная среда Солнечной системы переходит в разреженный межзвездный

газ. А вместе с ветром в межпланетное пространство переносятся и солнечные

магнитные поля.

Общее магнитное поле Солнца по форме линий магнитной индукции немного

напоминает земное. Но силовые линии земного поля близ экватора замкнуты и не

пропускают направленные к Земле заряженные частицы. Силовые линии солнечного

поля, напротив, в экваториальной области разомкнуты и вытягиваются в

межпланетное пространство, искривляясь подобно спиралям. Объясняется это тем,

что силовые линии остаются связанными с Солнцем, которое вращается вокруг

своей оси. Солнечный ветер вместе с «вмороженным» в него магнитным полем

формирует газовые хвосты комет, направляя их в сторону от Солнца. Встречая на

своем пути Землю, солнечный ветер сильно деформирует ее магнитосферу, в

результате чего наша планета обладает длинным магнитным «хвостом», также

направленным от Солнца. Магнитное поле Земли чутко отзывается на обдувающие

ее потоки солнечного вещества.

БОМБАРДИРОВКА ЭНЕРГИЧНЫМИ ЧАСТИЦАМИ

Помимо непрерывно «дующего» солнечного ветра наше светило служит источником

энергичных заряженных частиц (в основном протонов, ядер атомов гелия и

электронов) с энергией 10^6 – 10^9 электронвольт (эВ). Их называют

солнечными космическими лучами. Расстояние от Солнца до Земли – 150 млн.

километров – наиболее энергичные из этих частиц покрывают всего за 10 - 15 мин.

Основным источником солнечных космических лучей являются хромосферные вспышки.

По современным представлениям, вспышка – это внезапное выделение энергии,

накопленной в магнитном поле активной зоны. На определенной высоте над

поверхностью Солнца возникает область, где магнитное поле на небольшом

протяжении резко меняется по величине и направлению. В какой-то момент

силовые линии поля «пересоединяются», конфигурация его резко меняется, что

сопровождается ускорением заряженных частиц до высокой энергии, нагревом

вещества и появлением жесткого электромагнитного излучения. При этом

происходит выброс частиц высокой энергии в межпланетное пространство и

наблюдается мощное излучение в радиодиапазоне.

Хотя «принцип действия» вспышки ученые, по-видимому, поняли правильно,

детальной теории вспышек пока нет.

Вспышки – самые мощные взрывоподобные процессы, наблюдаемые на Солнце, точнее

в его хромосфере. Они могут продолжаться всего несколько минут, но за то

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 жесткого рентгеновского излучения и солнечных космических лучей,

рождающиеся при вспышках, оказывают сильное влияние на физические процессы

верхней атмосфере Земли и околоземном пространстве. Если не принять

специальных мер, могут выйти из строя сложные космические приборы и солнечные

батареи. Появляется даже серьезная опасность облучения космонавтов,

находящихся на орбите. Поэтому в разных странах проводятся работы по научному

предсказанию солнечных вспышек на основании измерений солнечных магнитных

полей.

Как и рентгеновское излучение, солнечные и космические лучи не доходят до

поверхности Земли, но могут ионизировать верхние слои её атмосферы, что

сказывается на устойчивости радиосвязи между отдалёнными пунктами. Но

действия частиц этим не ограничивается. Быстрые частицы вызывают сильные токи

в земной атмосфере, приводит к возмущению магнитного поля нашей планеты и

даже влияют на циркуляцию воздуха в атмосфере.

Наиболее ярким и впечатляющим проявлением бомбардировки атмосферы солнечными

частицами являются полярное сияние. Это свечении в верхних слоях

атмосферы, имеющее либо размытые (диффузные) формы, либо вид корон или

занавесей (драпри), состоящих из многочисленных отдельных лучей. Сияние обычно

бывает красного или зелёного цвета: именно так светятся основные составляющие

атмосферы – кислород и азот – при облучении их энергичными частицами. Зрелище

бесшумно возникающих кранных и зелёных полос и лучей, беззвучная игра цветов,

медленная или почти мгновенное угасание колеблющихся «занавесей» оставляют

незабываемое впечатление. Подобные явления лучше всего видны вдоль овала

полярных сияний, расположенного между десятью градусами и двадцатью градусами

широты от магнитных полюсов. В период максимума солнечной активности в Северном

полушарии овал смещается к югу, и сияние можно наблюдать в более низких

широтах.

Частота и интенсивность полярных сияний достаточно чётко следуют солнечному

циклу: в максимуме солнечной активности редкий день обходится без сияний, а в

минимуме они могут отсутствовать месяцами. Наличие или отсутствие полярных

сияний, таким образом, служат неплохим показателем активности Солнца. И это

позволяет проследить Солнечные циклы в прошлом, за пределами того

исторического периода, когда проводились систематические наблюдения солнечных

пятен.

Страницы: 1, 2