Введение. «Солнечная активность»[1]

Лабораторная работа

«Солнечная активность» [1]

Введение

Солнце – это звезда, которая относится ктипу G2V по основной спектральной классификации («желтый карлик»). Звезды этого типа характеризуются видимым желтым цветом, температурой в диапазоне от 5000 до 6000 К. Однако, Солнце для нас является источником жизни, поэтому его изучение представляет огромный интерес.

Итак, Солнце единственная звезда в солнечной системе. Оно имеет массу 1,9891·10³⁰ кг, что составляет99,866 % от суммарной массы всей Солнечной системы; средний диаметр 1,392·10⁹м (109 диаметров Земли); температура поверхности 5800 К; удаленность Солнца от Земли – 149,6 млн км. Эти оценки были сделаны, исходя из так называемой «стандартной модели Солнца» (см. ниже).

Солнечная активность характеризуется различными факторами. Прежде всего, это число пятен на поверхности Солнца – областей с сильным магнитным полем и более низкой температурой, чем области вне пятен (рис. 1). В области пятна возникает сильное магнитное поле, которое подавляет конвективные течения, приносящие энергию из недр Солнца, в результате чего газ в центре пятна остывает иего температура составляет всего 4000 К – 5000 К, в то время как вокруг пятна наблюдается яркий ореол с более высокой температурой порядка 6000 К.Солнечная активность сопровождается также солнечными вспышками, протуберанцами, корональными дырами.

Рис. 1	Рис. 2

Статистика солнечных пятен сводится к подсчету числа групп пятен и числа всех пятен , включая в группы и одиночные пятна. По результатам подсчета вычисляется число Вольфа: .

Например, если число групп пятен (рис. 2) и число пятен , то число Вольфа .

Если среднее число Вольфа превышает 200 единиц, а среднее количество солнечных групп было больше десяти, то это соответствует эпохе максимума пятнообразовательной деятельности Солнца и максимальной солнечной активности. Так, например, в июле 2000 года среднемесячный показатель числа Вольфа достиг аномальных величин, превысив 300 единиц. Последствием такой активности Солнца явилось наблюдение полярного сияния в ночь с 15 на 16 июля 2000 года в Москве и Подмосковье, что является редкостью для наших широт (широта 56^o).

Если угловой размер солнечного пятна составляет 17", то его линейные размеры около 12363 км, что примерно составляет диаметр Земли.

Это же можно оценивать и проще. Если угловой размер Солнца около 30 минут=1800, то угловой размер пятна, которое в сто раз меньше, имеет примерно размеры в сто раз меньше размеров Солнца. А это примерно размеры нашей Земли.

Впервые движение пятен на Солнце наблюдал Галилей в 1612 году. Онобнаружил группы пятен и изменения в них, доказал, что тени пятен ярче светлых мест на Луне и сделал следующие выводы:

1) пятна принадлежат Солнцу и возникают вблизи экватора (1610);

2) период вращения Солнца почти месяц (1611).

Рис. 3. Страницы из книги Галилея

В начале 1970-х гг. американский астронавт Э. Гибсон, который готовился к полету на орбитальной космической лаборатории «SkyLab» в качестве астронома – наблюдателя Солнца, написал книгу «Спокойное Солнце».Вэтой книге в доходчивой форме он изложил основные представления по физике Солнца. «Спокойное Солнце»– идеализированный объект, служащий отправной точкой для изучения всех солнечных явлений. Наиболее важным результатом, полученным тогда при наблюдении рентгеновских изображений Солнца из космоса, стали новое открытие известного ранее явления – «корональных дыр» (темные участки в короне) и отождествление их с источниками квазистационарных потоков высокоскоростного – солнечного ветра. Сейчас уже известно, что солнечная корона очень неоднородна, нестационарна, термодинамически и механически неравновесна. В ней всегда есть механические движения и электрические токи – источники свободной энергии для ее разогрева до наблюдаемых температур – порядка 10⁶ К. По той же причине внешние, горячие участки солнечной короны не удерживаются силой тяготения, а постоянно удаляются от светила со сверхзвуковой скоростью – образуется солнечный ветер, направленный от Солнца наружу. Участки солнечной короны с открытой геометрией магнитного поля – корональные дыры – слабо светятся в рентгеновских лучах из-за низкой плотности плазмы в них, но отдают свою энергию наружу в основном в виде потоков солнечного ветра. Участки же короны с замкнутыми (петельными и арочными) структурами поля удерживают в себе более плотную плазму. Энергия здесь отводится вниз в виде тепловых потоков и вверх – в виде электромагнитного излучения в крайнем ультрафиолетовом и рентгеновском диапазонах. Иногда из-за перегрева или магнитогидродинамической неустойчивости вещество во время корональных выбросов массы вырывается наружу с огромными скоростями – до 1 тыс. км/с и более. Импульсные и быстрые вспышки (в течение минут) обычно происходят в более плотных слоях атмосферы, а длительные (часами) корональные выбросы массы – выше, где плазмы меньше.

В настоящее время наука не располагает способами проведения непосредственных измерений в крайне горячих недрах Солнца. Поэтому все сведения о них остаются косвенными, так как связаны с моделями внутреннего строения Солнца. Сейчас большинство исследователей опирается в своем поиске на «стандартную модель Солнца», сформировавшуюся в середине XX в. В ее основе лежит представление о Солнце как о сферически симметричном теле с известным составом, светимостью, массой и радиусом, в центре которого идут постоянные термоядерные реакции с большим выделением энергии. Предполагается, что внутренние слои, где перенос энергии осуществляется в основном излучением фотонов, находятся в гидростатическом равновесии, а во внешних слоях происходит конвективное перемешивание на определенной постоянной глубине. Согласно этой модели, температура поверхности Солнца составляет 5780 К, а в центре она выше 15´10⁶ К. Средняя плотность солнечного вещества равна 1,4 г/см³. Плотность увеличивается к центру примерно до 160 г/см³. Около 3/4 всей массы Солнца приходится на водород, порядка 1/4 – на гелий. Остальные элементы в отдельности составляют лишь малые доли процента. Модель постоянно совершенствуется. Однако вопрос о точности стандартной модели не так прост и является дискуссионным.

Используя стандартную модель, можно вычислить распределение основных физических параметров, таких как температура, плотность, давление, а по ним определить темп ядерных превращений.