Реферат: Солнце и его влияние на Землю

хорошо выраженный 11-летний цикл, их максимум совпадает с максимумом пятен.

У высокоширотных протуберанцев зависимость от фаз цикла солнечной активности

выражена меньше, максимум наступает через два года после максимума пятен.

Волокна, являющиеся спокойными протуберанцами, могут достигать длины

солнечного радиуса и существовать в течении нескольких оборотов Солнца.

Средняя высота протуберанцев над поверхностью Солнца составляет 30 - 50 тысяч

километров, средняя длина - 200 тысяч километров, ширина – 5 тысяч

километров. Согласно исследованиям А. Б. Северного, все протуберанцы по

характеру движения можно разбить на 3 группы: электромагнитные, в которых

движения происходят по упорядоченным искривлённым траекториям - силовым линиям

магнитного поля; хаотические, в которых преобладают неупорядоченные

турбулентные движения (скорости порядка 10 км/сек); эруптивные, в которых

вещество первоначального спокойного протуберанца с хаотическими движениями

внезапно выбрасывается с возрастающей скоростью (достигающей 700 км/сек)

прочь от Солнца. Температура в протуберанцах (волокнах) 5 - 10 тысяч

Кельвинов, плотность близка к средней плотности хромосферы. Волокна,

представляющие собой активные, быстро меняющиеся протуберанцы, обычно сильно

изменяются за несколько часов или даже минут. Форма и характер движений в

протуберанцах тесно связаны с магнитным полем в хромосфере и солнечной короне.

солнечная корона

Солнечная корона – самая внешняя и наиболее разрежённая часть солнечной

атмосферы, простирающаяся на несколько (более 10) солнечных радиусов. До 1931

года корону можно было наблюдать только во время полных солнечных затмений

в виде серебристо-жемчужного сияния вокруг закрытого Луной диска Солнца. В

короне хорошо выделяются детали её структуры: шлемы, опахала, корональные лучи

и полярные щёточки. После изобретения коронографа солнечную корону стали

наблюдать и вне затмений. Общая форма короны меняется с фазой цикла солнечной

активности: в годы минимума корона сильно вытянута вдоль экватора, в годы

максимума она почти сферична. В белом свете поверхностная яркость солнечной

короны в миллион раз меньше яркости центра диска Солнца. Ее свечение образуется

в основном в результате рассеяния фотосферного излучения свободными

электронами. Практически все атомы в короне ионизированы. Концентрация ионов

и свободных электронов у основания короны составляет 1059 частиц в

1 см. Нагрев короны осуществляется аналогично нагреву хромосферы. Наибольшее

выделение энергии происходит в нижней части короны, но благодаря высокой

теплопроводности корона почти изотермична - температура понижается наружу очень

медленно. Отток энергии в короне происходит несколькими путями.

В нижней части короны основную роль играет перенос энергии вниз благодаря

теплопроводности. К потере энергии приводит уход из короны наиболее быстрых

частиц. Во внешних частях короны большую часть энергии уносит солнечный

ветер – поток коронального газа, скорость которого растёт с удалением от

Солнца от нескольких км/сек у его поверхности до 450 км/сек на расстоянии

Земли. Температура в короне превышает 1056 К. В активных слоях

короны температура выше - до 1057 К. Над активными областями могут

образовываться так называемые корональные конденсации, в которых

концентрация частиц возрастает в десятки раз. Часть излучения внутри короны -

это линии излучения многократно ионизированных атомов железа, кальция, магния,

углерода, кислорода, серы и других химических элементов. Они наблюдаются и

в видимой части спектра и в ультрафиолетовой области. В солнечной короне

генерируется радиоизлучение Солнца в метровом диапазоне и рентгеновское

излучение, усиливающееся во много раз в активных областях. Как показали

рассчёты, солнечная корона не находится в равновесии с межпланетной средой.

Из короны в межпланетное пространство распространяются потоки частиц,

образующие солнечный ветер. Между хромосферой и короной имеется

сравнительно тонкий переходной слой, в котором происходит резкий рост

температуры до значений, характерных для короны. Условия в нём определяются

потоком энергии из короны в результате теплопроводности. Переходный слой

является источником большей части ультрафиалетового излучения Солнца.

Хромосфера, переходной слой и корона дают всё наблюдаемое радиоизлучение

Солнца. В активных областях структура хромосферы, короны и переходного слоя

меняется. Это изменение, однако, ещё недостаточно изучено.

В активных областях хромосферы наблюдаются внезапные и сравнительно

кратковременные увеличения яркости, видимые сразу во многих спектральных

линиях. Эти яркие образования существуют от нескольких минут до нескольких

часов. Они называются солнечными вспышками (прежнее название - хромосферные

вспышки). Вспышки лучше всего видны в свете водородной линии, но наиболее

яркие видны иногда и в белом свете. В спектре солнечной вспышки

насчитывается несколько сотен эмиссионных линий различных элементов,

нейтральных и ионизированных. Температура тех слоёв солнечной атмосферы,

которые дают свечение в хромосферных линиях (1-2)х1054 К, в более

высоких слоях - до 1057 К. Плотность частиц во вспышке достигает

10513 -10514 в одном кубическом сантиметре. Площадь

солнечных вспышек может достигать 10515 м. Обычно солнечные вспышки

происходят вблизи быстро развивающихся групп солнечных пятен с магнитным

полем сложной конфигурации. Они сопровождаются активизацией волокон и

флоккулов, а также выбросами вещества. При вспышке выделяется большое

количество энергии (до 10521 - 10525 джоулей).

Предполагается, что энергия солнечной вспышки первоначально запасается в

магнитном поле, а затем быстро высвобождается, что приводит к локальному

нагреву и ускорению протонов и электронов, вызывающих дальнейший разогрев газа,

его свечение в различных участках спектра электромагнитного излучения,

образование ударной волны. Солнечные вспышки дают значительное увеличение

ультрафиалетового излучения Солнца, сопровождаются всплесками рентгеновского

излучения (иногда весьма мощными), всплесками радиоизлучения, выбросом

карпускул высоких энергий вплоть до 10510 эв. Иногда наблюдаются

всплески рентгеновского излучения и без усиления свечения в хромосфере.

Некоторые вспышки (они называются протонными) сопровождаются особенно сильными

потоками энергичных частиц - космическими лучами солнечного происхождения.

Протонные вспышки создают опасность для находящихся в полёте космонавтов,

так как энергичные частицы, сталкиваясь с атомами оболочки корабля

порождают рентгеновское и гамма-излучение, причём иногда в опасных дозах.

Уровень солнечной активности (число активных областей и солнечных пятен,

количество и мощность солнечных вспышек и т.д.) изменяется с периодом около 11

лет. Существуют также слабые колебания величины максимумов 11-летнего цикла с

периодом около 90 лет. На Земле 11-летний цикл прослеживается на целом ряде

явлений органической и неорганической природы (возмущения магнитного поля,

полярные сияния, возмущения ионосферы, изменение скорости роста деревьев с

периодом около 11 лет, установленным по чередованиям толщины годовых колец, и

т.д.). На земные процессы оказывают также воздействие отдельные активные

области на Солнце и происходящие в них кратковременные, но иногда очень мощные

вспышки. Время существования отдельной магнитной области на Солнце может

достигать одного года. Вызываемые этой областью возмущения в магнитосфере и

верхней атмосфере Земли повторяются через 27 суток (с наблюдаемым с Земли

периодом вращения Солнца). Наиболее мощные проявления солнечной активности -

солнечные (хромосферные) вспышки происходят нерегулярно (чаще вблизи периодов

максимальной активности), длительность их составляет 5-40 минут, редко

несколько часов. Энергия хромосферной вспышки может достигать 10525

джоулей, из выделяющейся при вспышке энергии лишь 1-10% приходится на

электромагнитное излучение в оптическом диапазоне. По сравнению с полным

излучением Солнца в оптическом диапазоне энергия вспышки не велика, но

коротковолновое излучение вспышки и генерируемые при вспышек электроны, а

иногда солнечные космические лучи могут дать заметный вклад в рентгеновское и

карпускулярное излучение Солнца. В периоды повышения солнечной активности его

рентгеновское излучение увеличивается в диапазоне 30 -10 нм в два раза, в

диапазоне 10 -1 нм в 3-5 раз, в диапазоне 1-0,2 нм более чем в сто раз. По

мере уменьшения длины волны излучения вклад активных областей в полное

излучение Солнца увеличивается, и в последнем из указанных диапазонов

практически всё излучение обусловлено активными областями. Жёсткое

рентгеновское излучение с длиной волны меньше 0,2 нм появляется в спектре

Солнца всего лишь на короткое время после вспышек.

В ультрафиолетовом диапазоне (длина волны 180-350 нм) излучение Солнца за

11-летний цикл меняется всего на 1-10%, а в диапазоне 290-2400 нм остаётся

практически постоянным и составляет 3,6•10526 ватт.

Постоянство энергии, получаемой Землёй от Солнца, обеспечивает стационарность

теплового баланса Земли. Солнечная активность существенно не сказывается не

энергетике Земли как планеты, но отдельные компоненты излучения хромосферных

вспышек могут оказывать значительное влияние на многие физические,

биофизические и биохимические процессы на Земле.

Активные области являются мощным источником корпускулярного излучения.

Частицы с энергиями около 1 кэв (в основном протоны), распространяющиеся

вдоль силовых линий межпланетного магнитного поля из активных областей

усиливают солнечный ветер. Эти усиления (порывы) солнечного ветра повторяются

через 27 дней и называются рекуррентными. Аналогичные потоки, но ещё большей

энергии и плотности, возникают при вспышках. Они вызывают так называемые

спорадические возмущения солнечного ветра и достигают Земли за интервалы

времени от 8 часов до двух суток. Протоны высокой энергии (от 100 Мэв до 1

Гэв) от очень сильных "протонных" вспышек и электроны с энергией 10-500 кэв,

входящие в состав солнечных космических лучей, приходят к Земле через

десятки минут после вспышек; несколько позже приходят те из них, которые

попали в "ловушки" межпланетного магнитного поля и двигались вместе с

солнечным ветром. Коротковолновое излучение и солнечные космические лучи (в

высоких широтах) ионизируют земную атмосферу, что приводит к колебаниям её

прозрачности в ультрафиолетовом и инфракрасном диапазонах, а также к

изменениям условий распространения коротких радиоволн (в ряде случаев

наблюдаются нарушения коротковолновой радиосвязи).

Усиление солнечного ветра, вызванное вспышкой, приводит к сжатию магнитосферы

Земли с солнечной стороны, усилению токов на её внешней границе, частичному

проникновению частиц солнечного ветра в глубь магнитосферы, пополнению

частицами высоких энергий радиационных поясов Земли и т.д. Эти процессы

сопровождаются колебаниями напряжённости геомагнитного поля (магнитной

бурей), полярными сияниями и другими геофизическими явлениями, отражающими

общее возмущение магнитного поля Земли. Воздействие активных процессов на

Солнце (солнечных бурь) на геофизические явления осуществляется как

коротковолновой радиацией, так и через посредство магнитного поля Земли. По-

видимому, эти факторы являются главными и для физико-химических и

биологических процессов. Проследить всю цепь связей, приводящих к 11-летней

периодичности многих процессов на Земле пока не удаётся, но накопленный

обширный фактический материал не оставляет сомнений в существовании таких

связей. Так, была установлена корреляция между 11-летним циклом солнечной

активности и землетрясениями, урожаями сельхозкультур, числом сердечно-

сосудистых заболеваний и т.д. Эти данные указывают на постоянное действие

солнечно-земных связей.

Наблюдения Солнца ведутся с помощью рефракторов небольшого или среднего

размера и больших зеркальных телескопов, у которых большая часть оптики

неподвижна, а солнечные лучи направляются внутрь горизонтальной или

башенной установки телескопа при помощи одного или двух движущихся зеркал.

Создан специальный тип солнечного телескопа - внезатменный коронограф. Внутри

коронографа осуществляется затемнение Солнца специальным непрозрачным

экраном. В коронографе во много раз уменьшается количество рассеянного

света, поэтому можно наблюдать вне затмения самые внешние слои атмосферы

Солнца. Солнечные телескопы часто снабжаются узкополосными светофильтрами,

позволяющими вести наблюдения в свете одной спектральной линии. Созданы

также нейтральные светофильтры с переменной прозрачностью по радиусу,

позволяющие наблюдать солнечную корону на расстоянии нескольких радиусов

Солнца. Обычно крупные солнечные телескопы снабжаются мощными спектрографами

с фотографической или фотоэлектрической фиксацией спектров. Спектрограф

может иметь также магнитограф - прибор для исследования зеемановского

расщепления и поляризации спектральных линий и определения величины и

направления магнитного поля на Солнце. Необходимость устранить замывающее

действие земной атмосферы, а также исследования излучения Солнца в

ультрафиолетовой, инфракрасной и некоторых других областях спектра, которые

поглощаются в атмосфере Земли, привели к созданию орбитальных обсерваторий за

пределами атмосферы, позволяющих получать спектры Солнца и отдельных

образований на его поверхности вне земной атмосферы.

ПУТЬ СОЛНЦА СРЕДИ ЗВЕЗД

Суточный путь Солнца

Каждый день, поднимаясь из-за горизонта в восточной стороне неба, Солнце

проходит по небу и вновь скрывается на западе. Для жителей Северного полушария

это движение происходит слева направо, для южан ­– справа налево. В полдень

Солнце достигает наибольшей высоты, или, как говорят астрономы,

кульминирует. Полдень – это верхняя кульминация, а бывает еще и нижняя – в

полночь. В наших средних широтах нижняя кульминация Солнца не видна, так как

она происходит под горизонтом. А вот за Полярным кругом, где Солнце летом

иногда не заходит, можно наблюдать и верхнюю, и нижнюю кульминации.

На географическом полюсе суточный путь Солнца практически параллелен

горизонту. Появившись в день весеннего равноденствия, Солнце четверть года

поднимается все выше и выше, описывая круги над горизонтом. В день летнего

солнцестояния оно достигает максимальной высоты (23,5˚). Следующие

четверть года, до осеннего равноденствия, Солнце спускается. Это полярный

день. Затем на полгода наступает полярная ночь.

В средних широтах на протяжении года видимый суточный путь Солнца то

сокращается, то увеличивается. Наименьшим он оказывается в день зимнего

солнцестояния, наибольшим – в день летнего солнцестояния. В дни равноденствий

Солнце находится на небесном экваторе. В это же время оно восходит в точке

востока и заходит в точке запада.

В период от весеннего равноденствия до летнего солнцестояния место восхода

Солнца немного смещается от точки восхода влево, к северу. А место захода

удаляется от точки запада вправо, хотя тоже к северу. В день летнего

солнцестояния Солнце появляется на северо-востоке, а в полдень оно

кульминирует на максимальной за год высоте. Заходит Солнце на северо-западе.

Затем места восхода и захода смещаются обратно к югу. В день зимнего

солнцестояния Солнце восходит на юго-востоке, пересекает небесный меридиан на

минимальной высоте и заходит на юго-западе.

Следует учитывать, что вследствие рефракции (то есть преломления световых

лучей в земной атмосфере) видимая высота светила всегда больше истинной.

Поэтому восход Солнца происходит раньше, а заход – позже, чем это было бы при

отсутствии атмосферы.

Итак, суточный путь Солнца представляет собой малый круг небесной сферы,

параллельный небесному экватору. В то же время в течении года Солнце

перемещается относительно небесного экватора то к северу, то к югу. Дневная и

ночная части его пути неодинаковы. Они равны только в дни равноденствий,

когда Солнце находится на небесном экваторе.

Годичный путь Солнца

Выражение "путь Солнца среди звезд" кому-то покажется странным. Ведь днем

звезд не видно. Поэтому нелегко заметить, что Солнце медленно, примерно на

1˚ за сутки, перемещается среди звезд справа налево. Зато можно

проследить, как в течение года меняется вид звездного неба. Все это –

следствие обращения Земли вокруг Солнца.

Путь видимого годичного перемещения Солнца на фоне звезд именуется

эклиптикой (от греческого "эклипсис" – "затмение"), а период оборота по

эклиптике – звездным годом. Он равен 265 суткам 6 часам 9 минутам 10

секундам, или 365, 2564 средних солнечных суток.

Эклиптика и небесный экватор пересекаются под углом 23˚26' в точках

весеннего и осеннего равноденствия. В первой из этих точек Солнце обычно

бывает 21 марта, когда оно переходит из южного полушария неба в северное. Во

второй – 23 сентября, при переходе их северного полушария в южное. В наиболее

удаленной к северу точке эклиптике Солнце бывает 22 июня (летнее

солнцестояние), а к югу – 22 декабря (зимнее солнцестояние). В високосный год

эти даты сдвинуты на один день.

Из четырех точек эклиптики главной является точка весеннего равноденствия.

Именно от нее отсчитывается одна из небесных координат – прямое восхождение.

Она же служит для отсчета звездного времени и тропического года –

промежутка времени между двумя последовательными прохождениями центра Солнца

через точку весеннего равноденствия. Тропический год определяет смену времен

года на нашей планете.

Так как точка весеннего равноденствия медленно перемещается среди звезд

вследствие прецессии земной оси, продолжительность тропического года меньше

продолжительности звездного. Она составляет 365,2422 средних солнечных суток.

Около 2 тысяч лет назад, когда Гиппарх составил свой звездный каталог (первый

дошедший до нас целиком), точка весеннего равноденствия находилась в

созвездии Овна. К нашему времени она переместилась почти на 30˚, в

созвездие Рыб, а точка осеннего равноденствия – из созвездия Весов в

созвездие Девы. Но по традиции точки равноденствий обозначаются прежними

знаками прежних "равноденственных" созвездий – Овна и Весов. То же случилось

и с точками солнцестояния: летнее в созвездии Тельца отмечается знаком Рака,

а зимнее в созвездие Стрельца – знаком Козерога.

И наконец, последнее, что связано с видимым годичным движением Солнца.

Половину эклиптики от весеннего равноденствия до осеннего (с 21 марта по 23

сентября) Солнце проходит за 186 суток. Вторую половину, от осеннего

равноденствия да весеннего, – за 179 суток (180 в високосный год). Но ведь

половинки эклиптики равны: каждая по 180˚. Следовательно, Солнце

движется по эклиптике неравномерно. Эта неравномерность объясняется

изменением скорости движения Земли по эллиптической орбите вокруг Солнца.

Неравномерность движения Солнца по эклиптике приводит к разной длительности

времен года. Для жителей северного полушария, например, весна и лето на шесть

суток продолжительнее осени и зимы. Земля 2-4 июня расположена от Солнца на 5

миллионов километров дольше, чем 2-3 января, и движется по своей орбите

медленнее в соответствии со вторым законом Кеплера. Летом Земля получает от

Солнца меньше тепла, но зато лето в Северном полушарии продолжительнее зимы.

Поэтому в Северном полушарии Земли теплее, чем в Южном.

СОЛНЕЧНЫЕ ЗАТМЕНИЯ

В момент лунного новолуния может произойти солнечное затмение – ведь именно в

новолуние Луна проходит между Солнцем и Землей. Астрономы заранее знают,

когда и где будет наблюдаться солнечное затмение, и сообщают об этом в

астрономических календарях.

Земле достался один-единственный спутник, но зато какой! Луна в 400 раз

меньше Солнца и как раз в 400 раз ближе его к Земле, поэтому на небе Солнце и

Луна кажутся дисками одинаковых размеров. Так что при полном солнечном

затмении Луна целиком заслоняет яркую поверхность Солнца, оставляя при этом

открытой всю солнечную атмосферу.

Точно в назначенный час и минуту сквозь темное стекло видно, как на яркий

диск Солнца наползает с правого края что-то черное, как появляется на нем

черная лунка. Она постепенно разрастается, пока наконец солнечный круг не

примет вид узкого серпа. При этом быстро ослабевает дневной свет. Вот Солнце

полностью прячется за темной заслонкой, гаснет последний дневной луч, и тьма,

кажущаяся тем глубже, чем она внезапнее, расстилается вокруг, повергая

человека и всю природу в безмолвное удивление.

О затмении Солнца 8 июля 1842 года в городе Павии (Италия) рассказывает

английский астроном Фрэнсис Бейли: "Когда наступило полное затмение и

солнечный свет мгновенно потух, вокруг темного тела Луны внезапно возникло

какое-то яркое сияние, похожее на корону ил на ореол вокруг головы святого.

Ни в каких отчетах о прошлых затмения не было написано о чем-то подобном, и я

вовсе не ожидал увидеть великолепие, находившееся теперь у меня перед

глазами. Ширина короны, считая от окружности диска Луна, была равна примерно

половине лунного диаметра. Она казалась составленной из ярких лучей. Ее свет

был плотнее около самого края Луны, а по мере удаления лучи короны

становились все слабее, тоньше. Ослабление света шло совершенно плавно вместе

с увеличение расстояния. Корона представлялась в виде пучков прямых слабых

лучей; их внешние концы расходились веером; лучи были неравной длины. Корона

была не красноватая, не жемчужная, она была совершенно белого цвета. Ее лучи

переливались или мерцали, как газовое пламя. Как не блестяще было это

явление, какие бы восторги оно не вызывало у зрителей, но все же в этом

странном, дивном зрелище было точно что-то зловещее, и я вполне понимаю,

насколько могли быть потрясены и испуганы люди во времена, когда эти явления

происходили совершенно неожиданно.

Наиболее удивительной подробностью всей картины было появление трех больших

выступов (протуберанцев), которые высились над краем Луны, но составляли,

очевидно, часть короны. Они походили на горы громадной высоты, на снеговые

вершины Альп, когда те освещены красными лучами заходящего Солнца. Их красный

цвет впадал в лиловый или пурпуровый; быть может, лучше всего подошел бы сюда

оттенок цветов персика. Свет выступов, в противоположность остальным частям

короны, был совершенно спокоен, "горы" не искрились и не переливались. Все

три выступа, несколько разные по величине, были видны до последнего момента

полной фазы затмения. Но как только прорвался первый луч Солнца, протуберанцы

вместе с короной пропали бесследно, и сразу восстановился яркий свет дня".

Страницы: 1, 2, 3