Реферат: Исследование Солнца - ближайшей звезды

волн: звуковыми, а также магнитозвуковыми и альвеновскими. Последние типы

волн связаны с наличием у Солнца магнитного поля, которое оказывает сильное

влияние на волновые движения, происхождение на Солнце магнитных полей большой

напряжённости остаётся пока не вполне ясным, хотя слабые поля (в малых

масштабах) вполне могут генерироваться движениями солнечной электропроводящей

плазмы (в частности в конвективной зоне).

На не больших высотах над фотосферой потери энергии волн не

13

велики, так как плотность газа здесь ещё значительна и он легко «высвечивает»

запасённую энергию, т. е. Преобразует её в энергию теплового излучения.

Поэтому в сравнительно узком (до 1 тыс. км) переходном слое от фотосферы к

более высоким слоям температура даже падает (от 6000 до 5000 К). На больших

высотах роль нагрева волнами начинает быстро возрастать, поскольку из-за

падения плотности эффективность излучения плазмой резко уменьшается. По этой

же причине на высотах выше 1 тыс. км над фотосферой температура начинает

медленно, а затем всё быстрее расти (рис.4.). Этот слой хромосферы Солнца

называют хромосферой.

Рис.3. Схема строения хромосферы. Указаны значения температуры

и электронной концентрации в зависимости от высоты.

Выше хромосферы наступает полная ионизация водорода и гелия, температура

плазмы поднимается до 1-2 млн. градусов. Здесь начинается солнечная корона.

Её можно увидеть во время полных солнечных затмений, когда Луна полностью

закрывает Солнце, тогда на очень короткое время вокруг затмившегося

солнечного диска на фоне тёмного неба вспыхивает серебристое сияние. Корону

можно наблюдать и не только во время солнечных затмений – с помощью

специальных инструментов.

Начиная с некоторой высоты короны, возникает истечение солнечной плазмы в

межпространство – солнечный ветер. Разряжённая плазма солнечного ветра с

большой скоростью расходится во всех направлениях, обтекая магнитосферы Земли

и других планет солнечной системы, комет и т. д.

Причина истечения солнечного ветра заключается в том, что размеры короны

имеющей температуру несколько миллионов градусов, 2 раза превышает размеры

Солнца, и гравитационное притяжение не способно её удержать.

14

Солнечная активность.

Все проявления солнечной активности теснейшим образом с наличием у Солнца

магнитного поля. Появление магнитных областей на Солнце и их эволюция сильно

воздействуют на все рассмотренные нами выше физические процессы в верхних

слоях солнечной атмосферы.

Рождение магнитной области, как правило, начинается с появлением сильного,

магнитного поля в атмосфере, и эта область фотосферы становится ярче –

появляется факел. Возрастание яркости свечения имеет и в хромосфере, где

наблюдается флоккул, а в короне в этом месте образуется плотное и горячие

облако плазмы – нормальная конденсация.

Нарастание магнитного поля (на уровне фотосферы) в области свечения факела

сначала наблюдается как появление тёмных пор, которые затем, сливаясь и

разрастаясь, образуют резко очертаное тёмное пятно, окружённое более светлой

каймой – полутенью. Размеры пятен обычно лежат в пределах 10 – 15 тыс. км, а

напряжённость магнитного поля составляет 80 – 120 А/м (в факелах

напряжённость поля достигает нескольких тысяч ампер на метр). Обычно пятна

возникают не в одиночку, а целыми группами. Иногда группа состоит из пятен с

магнитным полем одной полярности (униполярная группа), чаще всего в активной

области наблюдаются группы пятен с полем обеих полярностей – биполярные

группы. Пятна увлекаются вращением Солнца, но имеют не большие и собственные

движения. Температура плазмы в пятне ниже фотосферной на 1500 – 2000 К,

поэтому они и выглядят тёмными на фоне фотосферы.

Резкое понижение температуры в области пятна связано с тем, что конвективные

движения здесь подавляются сильными магнитными полями. Из-за высокой

проводимости плазмы магнитные силовые линии как бы «вморожены» в вещество и

следуют за ним при всех его движениях. Так происходит пока магнитное поле

слабое. Однако магнитные поля с напряжённостью свыше 10 тыс. А/м уже

оказывают сопротивление и способны ограничить движение солнечной плазмы.

Поэтому – то перенос тепловой энергии конвекцией в этом случае резко

уменьшается и газ охлаждается над остановленными ячейками супергрануляции.

В магнитном поле пятен возможен лишь один вид конвективных движений –

«скольжение» газа вдоль силовых линий (вверх, вниз). Это объясняет, почему

перенос энергии в пятнах всё же больше, чем, если бы существовал лишь один

перенос энергии излучением.

15

Очень интересными структурными образованьями в атмосфере Солнца являются

протуберанцы. Они представляют собой массы сравнительно холодного газа,

часто весьма причудливых форм, поднимающиеся над хромосферой и окружённые

горячей корональной плазмой. На краю Солнца их можно наблюдать в спектральной

линии водорода Н как светлые облака, а в проекции на солнечный диск –

как тёмные волокна (поскольку протуберанец излучает меньше энергии, чем

поглощает).

Образование протуберанцев тесно связано со структурой магнитных полей

биполярных активных областях, так, как обычно протуберанцы «предпочитают»

располагаться вдоль границы раздела полярности поля в таких областях. Масса

газа, сосредоточенная в одном протуберанце, очень велика – она лишь в 10 раз

меньше массы всей солнечной короны, а его температура в 100 – 500 раз ниже

корональной.

Согласно современным представлениям образующийся «зародыш» будущего

протуберанца «высасывает» вещество из хромосферы (рис.5.). Физика процесса

здесь следующая. В магнитной структуре типа «примятой арки» (т.е. с впадиной

на вершине), которая может образоваться на границе раздела полярности поля в

активной области, нагрев плазмы происходит снизу (альвеновскими волнами).

Интенсивность нагрева газа на боковых сторонах «арки» выше, чем на её

вершине. Это уменьшение нагрева на вершине приводит к охлаждению газа, и под

действием силы тяжести он опускается в «яму» магнитного поля и уплотняется.

На его место поднимается нагретый газ с боковых поверхностей «арки» и так же

накапливается в «яме», причём при увеличении его плотности растут потери

энергии на излучение, т.е. газ быстро охлаждается.

Рис.5. Протуберанец «висящий» на силовых линиях магнитного поля.

16

Естественно, что по мере наполнения холодного газа в «яме» магнитного поля её

глубина растёт, т.к. магнитные силовые линии прогибаются под тяжестью

протуберанца. Поскольку теплопроводность поперёк силовых линий поля не

велика, магнитное поле, окружающее родившийся протуберанец, защищает его от

нагрева горячей коронольной плазмой. Так действует этот «сифон», примерно за

сутки накапливающий массу протуберанца.

17

Солнечные вспышки.

Наиболее мощным проявлением солнечной активности являются вспышки, во время

которых за очень короткий промежуток времени (до 1000 с) выделяется очень

большое количество энергии эквивалентное выделяемому при взрыве нескольких

десятков миллионов (а в редких случаях и сотни миллионов) водородных бомб.

В годы максимальной активности может быть около 10 вспышек в сутки, в

минимуме на протяжении многих месяцев их может не быть ни одной.

Чаще всего вспышки возникают в так называемых нейтральных областях между

пятнами, имеющими противоположную полярность. Размеры области, охваченной

вспышкой, меньше 1000км. Процесс развития не большой вспышки продолжается 5-

10 мин. Самых мощных – несколько часов. Обычно вспышки начинаются с

внезапного выделения энергии в верхней хромосфере или нижней короне, причём

за 1–2мин, а для очень больших вспышек за 10 – 60 мин. количество

освобождённой энергии достигает 10 – 10 Дж.

Основные эффекты, проявляющиеся при вспышке, - это нагрев большого объёма

солнечной плазмы до очень высокой температуры (до 100 млн. К) и ускорение

значительного числа частиц до релятивистских энергий (генерация солнечных

космических лучей). Проявление вторичных эффектов при вспышке связанно с

распространением нагретого газа и ускоренных частиц вдоль силовых линий

магнитного поля в хромосферу, что вызывает интенсивное излучение в оптическом

и ультрафиолетовом диапазонах. Кроме того, горячий газ испускает тепловое

рентгеновское излучение, а энергичные электроны, тормозясь в плотной плазме

хромосферы, дают рентгеновское излучение с нетепловым спектром (в котором

интенсивность излучения изменяется с частотой по степенному закону).

Наконец, в солнечной атмосфере от области энерговыделения вспышки

распространяются ударные волны, скорости которых лежат в пределах 0.5 – 1

млн. м/с. Ударные волны могут воздействовать на протуберанцы, активизируя их

и иногда приводя к полному разрушению и выбрасывания вещества протуберанца

высоко в корону.

За последние годы удалось установить, что вспышки почти неизбежно возникают в

активной области, когда из–под фотосферы начинает «всплывать» область с

магнитным полем, имеющим противоположную полярность по отношению к

существующему в

18

«старой» области. Иногда это связано с появлением нескольких небольших пятен

(сателлитов), имеющих поле другого направления, в непосредственной

окрестности больших пятен (даже в области их полутени) развитой активной

области. Очевидно, что нарастающее магнитное поле определённого направления,

вторгаясь в область, «занятою» полем другого направления, будет приводить к

быстрому росту градиентов поля в этой области.

Исследования ультрафиолетового и рентгеновского (нетеплового) излучения

вспышек, проведённые в последние годы с помощью ракет и спутников, позволили

установить, что это излучение отчётливо разделяется на две компоненты –

медленно изменяющуюся и импульсивную. ''Медленная'' компонента обычно с

начала слабо, а затем всё быстрее возрастает и после достижения максимума

постепенно спадает. Импульсивная компонента появляется в момент быстрого

роста медленно меняющейся и состоит обычно из одного или нескольких отдельных

всплесков.

Таким образом, излучение вспышки практически во всех диапазонах спектра состоит

из множества различных всплесков различной продолжительности, а, следовательно,

характер изменения теплового рентгеновского излучения и эмиссии в линии Н

не может быть объяснён медленным нагревом и постепенным охлаждением всей

области, занимаемой вспышкой. Это заставляет предположить тонкую структуру

области вспышки, где процессы ускорения и нагрева частиц происходят в

отдельных, сравнительно не больших объёмах плазмы с магнитным полем. Появление

же всплесков рентгеновского излучения может быть связано с лучами быстрых

частиц, имеющих степенное распределение по энергиям.

Коротко об основных характеристиках быстрых частиц, генерируемых вспышками

можно, сказать следующее. Обычные вспышки дают электроны с энергиями 3 – 10

кэВ с тепловым спектром, с их помощью можно объяснить тепловое рентгеновское

излучение высокотемпературной плазмы вспышки. Более мощные вспышки порождают

не ''тепловые'' электроны с энергиями 20 –100 кэВ, иногда до 500 кэВ. При

вспышках с ещё большей энергетикой появляются протоны с энергиями 10 – 100

мэВ и релятивистские электроны. Наконец, наиболее мощные вспышки способны

приводить к появлению солнечных космических лучей с максимальной энергией

частиц, достигающей 1 – 10 ГэВ.

И так, наблюдается картина изучения вспышки в линии Н , в оптическом, а

так же в ультрафиолетовом, гамма и рентгеновском диапазонах создаётся или

непосредственно самими быстрыми частицами, или же в результате нагрева

хромосферы частицами

высоких энергий. Эта совокупность наблюдательных данных должна являться

моделью для построения моделей вспышек.

19

Радио- и рентгеновское Солнце.

В видимом свете Солнце абсолютно доминирует над всеми другими небесными

светилами, его блеск в 10 раз больше блеска Сириуса. В радио- и

рентгеновских диапазонах оно выглядит значительно скромнее. Если говорить

точнее, то в радиодиапазоне на небе наблюдается не одно, а несколько примерно

одинаковых ''солнц''. Ведь по мощности радиоизлучения наше Солнце одинаково с

радиоисточником Кассеопея А, тогда как яркость источника Лебедь А всего в 1.6

раза, а источник Стрелец А – в 5 раз меньше. Кроме того, на небе имеются ещё

10 радиоисточников, которые слабее Солнца всего в 10 раз. Аналогичная картина

наблюдается и в рентгеновском диапазоне. Первые попытки обнаружить солнечное

радиоизлучение были предприняты ещё в 1900 г., однако оно было отмечено (к

тому же случайно) военными радиолокационными станциями только в 1940 и 1942

гг.

Если бы Солнце излучало как тепловой источник, имеющий температуру 6000 К, то

в радиодиапазоне распределение энергии в зависимости от длинны волны

подчинялось бы формуле Рэлея – Джинса. На самом деле это будет так лишь для

волн чья длинна меньше 1 см. Интенсивность излучения спокойного Солнца на

длине волны равной 1 м. Соответствует температура порядка 200 000 К, а при

длине волны равной 10 м. – температура около одного миллиона градусов. В

период высокой солнечной активности для этих длин волн интенсивность

излучения достигает температуры соответственно 10 К и 10 К.

На фоне усиленного радиоизлучения на метровых волнах (шумовые бури наблюдающиеся

в течении нескольких часов и даже дней) время от времени выделяются всплески

длительностью около секунды. Это всплески 1 типа.

Всплески 2 типа начинаются примерно через 10 мин. после

сильной вспышки и продолжается 5 – 30 мин. Здесь в каждый данный момент

времени излучение сосредоточенно в двух частотных интервалах (на первой и

второй гормон илах)причём в процессе развития явления происходит дрейф по

частоте – уменьшение её в 2 –8 раз за время 10 – 15 мин.

Всплески 3 типа – самое обычное проявление радиоизлучения

активного Солнца. Возникают они непосредственно в момент вспышки на частотах

около 600 Мгц (длина волны около 50 см). На протяжении около 10 сек.

происходит быстрый дрейф в частоте и затухание явления.

Всплесками 4 типа широкодиапазонное и непрерывное

20

(продолжающееся несколько часов) радиоизлучение, следующее обычно за всплесками

2 типа.

Всплесками 5 типа названо широкодиапазонное непрерывное

излучение, следующее за всплесками 3 типа и продолжающееся

несколько минут.

Примерно через две мин. после начала оптической вспышки начинается

рентгеновская вспышка. В это время поток рентгеновского излучения от активной

области Солнца увеличивается на 3 – 4 порядка. Установлено, что поток

излучения в отдельных рентгеновских диапазонах начинает несколько

увеличиваться уже за несколько часов до начала вспышки. Это даёт возможность

с большей степенью вероятности предсказать момент её появления.

Сопоставление снимков вспышки, полученных в рентгеновских лучах и в лини Н

приводит к выводу, что размеры области, охваченной рентгеновской вспышкой,

меньше, чем оптической. Температура газа, излучающегося в рентгеновском

диапазоне 20-40 миллионов градусов.

21

''Корональные дыры''

Уже давно известно, что в короне Солнца существуют области с низкой

плотностью. Они отчётливо заметны на некоторых фотографиях короны, полученных

во время солнечных затмений. Эти области называются ''коронольными дырами''.

Области где практически отсутствует излучения короны. Особенно хорошо

''корональные дыры'' проявляются на гелиограммах, полученных в мягком

рентгеновском диапазоне: в эти случаях на диске Солнца ''дыры'' наблюдаются

как проекции на диск почти чёрных областей.

''Корональные дыры'', по – видимому, характеризуются не только понижением

плотности, но и резким изменением других параметров в областях короны.

Площадь занимаемая типичной ''дырой'', составляет 1 – 5 % площади солнечного

диска. Изменение площади занятой ''дырой'', происходит со средней скоростью

20 000 км /с (около 0.1% площади солнечного диска за 1 день). ''Корональные

дыры'' как и другие солнечные детали, вращаются вместе с Солнцем, делая на

экваторе видимый оборот за 27 суток. Однако вращение ''дыр'' имеет некоторую

особенность, которая отличает их от других деталей – характерное для Солнца

дифференциальное вращение (увеличение периода обращения с приближением к

гелиографическим полюсам) для ''дыр'' практически отсутствует, а при переходе

от экватора к полюсам период меняется всего на 3% (изменение для обычных

образований на Солнце около 20%).

Изменение температуры с высотой в области ''дыр'' происходит в 5 раз быстрее,

а изменение газового давления – в 2-3 раза медленнее, чем в окружающих её

''обычных'' областях солнечной атмосферы. Вследствие этого поток тепла из

короны в нижележащие слои в ''корональных дырах'' примерно в 10 раз меньше.

Следует отметить, что вместе с усилением солнечного ветра последние

обстоятельство приводит к существенной ''утечки'' энергии из области ''дыр''.

Особое внимание привлекает устойчивость ''корональных дыр'' (до 0.5 года) и

их почти ''твёрдотельное'' вращение. Возможно, эти факты отражают особенности

происхождения крупномасштабных солнечных магнитных полей, которые не смотря

на дифференциальный характер вращения поверхностных слоёв Солнца, вращаются с

постоянной скоростью вместе с более глубокими слоями , где образуются эти пол

22

Список используемой литературы:

1. Никольский Г.М. Не видимое Солнце. М.,

''Знание'', 1980.

2. Томозов В.Н. и Цитович В.Н. Взрывные процессы

на Солнце. М., ''Знание'', 1979.

3. Кипенхан Р. 100 миллионов солнц: рождение,

жизнь и смерть звёзд. М., Мир, 1990.

4. Климишин М.А. Астрономия наших дней. М.,

''Наука'', 1976.

5. Астрономия: учеб. пособие для студентов

физ. – мат. А 91 фак. пед. ин-тов. М.,

Просвещение, 1983.

6. Мухин И.М. Мир астрономии: Рассказы о

Вселенной, звёздах и галактиках. М., Мол.

Гвардия, 1987.

23

План:

1. От молодого Солнца к современному.......2

2. Почему на Солнце нет дейтерия?........5

3. Почему на Солнце мало лития?...........6

4. Что произойдёт в будущем с нашим Солнцем?...7

5. Общие сведения о Солнце............10

6. Общие сведения о физических процессах на Солнце....................12

7. Солнечная активность.............15

8. Солнечные вспышки............18

9. Радио- и рентгеновское Солнце.........20

10. ''Корональные дыры''...........22

11. Список используемой литературы.........23

МИНЕСТЕРСТВО ОБРАЗОВАНИЯ РОССИЙСКОЙ ФЕДЕРАЦИИ МУНИУИПАЛЬНОЕ ОБЩЕОБРАЗОВАТЕЛЬНОЕ УЧРЕЖДЕНИЕ ШКОЛА №48. ''Исследование Солнца – ближайшей звезды'' Подготовила : Ученица 11 класса А Зизе Наталья Вячеславовна. Проверил: учитель астрономии Масюкова Ольга Владимировна. г. Волгоград 2000 – 2001 уч.г.

Страницы: 1, 2