(5 оценок, среднее: 4,80 из 5)
Загрузка...
Учебная работа. Реферат: Солнце
История телескопических наблюдений Солнца начинается с наблюдений, выполненных Г.Галлилеем в 1611 году; были открыты солнечные пятна, определён период вращения Солнца вокруг собственной оси. В 1843 году германский астролог Г.Швабе нашел цикличность солнечной активности. Развитие способов спектрального анализа позволило изучить физические условия на солнце. В 1814 году Й.Фраунгофер нашел тёмные полосы поглащения в диапазоне Солнца — это положило начало исследованию хим состава Солнца. С 1836 года часто ведутся наблюдения затмений Солнца, что привело к обнаружению короны и хромосферы Солнца, также солнечный протуберанцев. В 1913 году южноамериканский астролог Дж.Хейл следил зеемановское расщепление фраунгоферовых линий диапазона солнечных пятен и сиим обосновал существование на солнце магнитных полей. К 1942 году шведский астролог Б.Эдлен и остальные отождествили несколько линий диапазона солнечной короны с линиями высокоионизированных частей, доказав сиим высшую температуру в солнечной короне. В 1931 году Б.Лио изобрёл солнечный коронограф, позволивший следить корону и хромосферу вне затмений. Сначала 40-х годов XX века было открыто радиоизлучение Солнца. Значимым толчком для развития физики Солнца во 2-ой половине XX века послужило развитие магнитной гидродинамики и физики плазмы. Опосля начала галлактической эпохи исследование ультрафиалетового и рентгеновского излучения Солнца ведётся способами внеатмосферной астрономии при помощи ракет, автоматических орбитальных обсерваторий на спутниках Земли, галлактических лабораторий с людьми на борту.
Вращение Солнца вокруг оси происходит в том же направлении, что и вращение Земли, в плоскости, наклонённой на 7°15′ к плоскости орбиты Земли (эклиптике). Скорость вращения определяется по видимому движению разных деталей в атмосфере Солнца и по сдвигу спектральных линий в диапазоне края диска Солнца вследствие эффекта Доплера. Таковым образом было найдено, что период вращения Солнца неодинаков на различных широтах. Положение разных деталей на поверхности Солнца определяется при помощи гелиографических координат, отсчитываемых от солнечного экватора (гелиографическая широта) и от центрального меридиана видимого диска Солнца либо от некого меридиана, избранного в качестве исходного (так именуемого меридиана Каррингтона). При всем этом считают, что солнце вращается как твёрдое тело. Один оборот относительно Земли точки с гелиографической широтой 17° совершают за 27,275 суток (синодический период). время оборота на той же широте Солнца относительно звёзд (сидерический период) — 25,38 суток. Угловая скорость вращения 7f 0для сидерического вращения меняется с гелиографической широтой 7w 0по закону:7w0=14,33°-3°sin527f в день. Линейная скорость вращения на экваторе Солнца-около 2000 м/сек.
солнце как звезда является обычным жёлтым лилипутом и размещается в средней части главной последовательности звёзд на диаграмме Герцшпрунга-Рессела.Видимая фотовизуальная звёздная величина Солнца равна -26,74, абсолютная зрительная звёздная величина M4v 0равна +4,83. Показатель цвета Солнца составляет для варианта голубой (В) и зрительной (М) областей диапазона M4B0-M4V0=0,65. Спектральный класс Солнца G2V. Скорость движения относительно совокупы ближайших звёзд 19,7х1053 0м/сек. солнце размещено снутри одной из спиральных веток нашей Галактики на расстоянии около 10 кпс от её центра. Период воззвания Солнца вокруг центра Галактики около 200 миллионов лет. Возраст Солнца — около 5х10590 лет.
Внутреннее строение Солнца определено в предположении, что оно является сферически симметричным телом и находится в равновесии. Уравнение переноса энергии, законсохранения энергии, уравнение состояния безупречного газа, законСтефана-Больцмана и условия гидростатического, лучистого и конвекционного равновесия вкупе с определяемыми из наблюдений значениями полной светимости, полной массы и радиуса Солнца и данным о его хим составе дают возможность выстроить модель внутреннего строения Солнца. Считают, что содержание водорода в солнце по массе около 70%, гелия около 27%, содержание всех других частей около 2,5%. На основании этих догадок вычислено, что температура в центре Солнца составляет 10-15х10560К, плотность около 1,5х1055 0кг/м530, давление 3,4х10516 н/м52 0(около 3х10511 0атмосфер).Считается, что источником энергии, пополняющим утраты на излучение и поддерживающим высшую температуру Солнца, являются ядерные реакции, происходящие в недрах Солнца. Среднее количество энергии, вырабатываемое снутри Солнца, составляет 1,92 эрг/г/сек. Выделение энергии определяется ядерными реакциями, при которых водород преобразуется в гелий. На солнце вероятны две группы термоядерных реакций: так именуемый протон — протонный (водородный) цикл и углеродный цикл (цикл Бете). Более возможно, что на солнце преобладает протонпротонный цикл, состоящий из трёх реакций, в первой из которых из ядер водорода образуются ядра дейтерия (тяжёлый изотоп водорода, атомная масса 2); во 2-ой из ядер водорода образуются ядра изотопа гелия с атомной массой 3 и, в конце концов, в третьей из их образуются ядра устойчивого изотопа гелия с атомной массой 4.
Перенос энергии из внутренних слоёв Солнца в главном происходит путём поглощения электромагнитного излучения, приходящего снизу, и следующего переизлучения. В итоге снижения температуры при удалении от Солнца равномерно возрастает длина волны излучения, переносящего огромную часть энергии в верхние слои. Перенос энергии движением жаркого вещества из внутренних слоёв, а охлаждённого вовнутрь (конвекция) играет существенную роль в сравнимо наиболее больших слоях, образующих конвективную зону Солнца, которая начинается на глубине порядка 0,2 солнечных радиуса и имеет толщину около 1058 0м. Скорость конвективных движений растёт с удалением от центра Солнца и во наружной части конвективной зоны добивается (2-2,5)х1053 0м/сек. В ещё наиболее больших слоях (в атмосфере Солнца) перенос энергии снова осуществляется излучением. В верхних слоях атмосферы Солнца (в хромосфере и короне) часть энергии доставляется механическими и магнитогидродинамическими волнами, которые генерируются в конвективной зоне, но поглощаются лишь в этих слоях. Плотность в верхней атмосфере весьма мала, и нужный отвод энергии за счёт излучения и теплопроводимости вероятен лишь, если кинетическая энергия этих слоёв довольно велика. В конце концов, в верхней части солнечной короны огромную часть энергии уносят потоки вещества, передвигающиеся от Солнца, так именуемый солнечный ветер. температура в любом слое устанавливается на таком уровне, что автоматом осуществляется баланс энергии: количество приносимой энергии за счёт поглощения всех видов излучения, теплопроводимостью либо движением вещества равно сумме всех энергетических утрат слоя.
Полное излучение Солнца определяется по освещённости, создаваемой им на поверхности Земли, — около 100 тыс. лк, когда солнце находится в зените. Вне атмосферы на среднем расстоянии Земли от Солнца освещённость равна 127 тыс. лк. Сила света Солнца составляет 2,84х10527 0свечей. количество энергии, приходящее в одну минутку на площадку в 1 см520, поставленную перпендикулярно солнечным лучам за пределами атмосферы на среднем расстоянии Земли от Солнца, именуют солнечной неизменной. Мощность общего излучения Солнца — 3,83х10526 0ватт, из которых на землю попадает около 2х10517 0ватт, средняя яркость поверхности Солнца (при наблюдении вне атмосферы Земли) составляет 1,98х1059 0нт, яркость центра диска Солнца 2,48х1059 0нт. Яркость диска Солнца миниатюризируется от центра к краю, причём это уменьшение зависит от длины волны, так что яркость на краю диска Солнца для света с длиной волна 3600А составляет 0,2 яркости его центра, а для 5000А — около 0,3 яркости центра диска Солнца. На самом краю диска Солнца яркость падает в 100 раз в протяжении наименее одной секунды дуги, потому граница диска Солнца смотрится весьма резкой.
Спектральный состав света, излучаемого Солнцем, другими словами распределение энергии в центре Солнца (опосля учёта воздействия поглощения в земной атмосфере и воздействия фраунгоферовых линий), в общих чертах соответствует распределению энергии в излучении полностью чёрного тела с температурой около 6000 К. Но в отдельных участках диапазона имеются приметные отличия. Максимум энергии в диапазоне Солнца соответствует длине волны 4600 А. Диапазон Солнца — это непрерывный диапазон, ни который наложено наиболее 20 тыщ линий поглощения (фраунгоферовых линий). Наиболее 60% из их отождествлено со спектральными линиями узнаваемых хим частей путём сопоставления длин волн и относительной интенсивности полосы поглощения в солнечном диапазоне с лабораторными спектрами. исследование фраунгоферовых линий даёт сведения не только лишь о хим составе атмосферы Солнца, да и о физических критериях в тех слоях, в каких образуются те либо другие поглощения. Преобладающим элементом на солнце является водород. Количество атомов гелия в 4-5 раз меньше, чем водорода. Число атомов всех остальных частей вкупе взятых, по последней мере, в 1000 раз меньше числа атомов водорода. Посреди их более обильны кислород, углерод, азот, магний, железо и остальные. В диапазоне Солнца можно отождествить также полосы, принадлежащие неким молекулам и вольным радикалам: OH, NH, CH, CO и остальным.
Магнитные поля на солнце измеряются основным образом по зеемановскому расщеплению линий поглощения в диапазоне Солнца. Различают несколько типов магнитных полей на Солнце. Общее магнитное поле Солнца невелико и добивается напряжённости в 1 э той либо другой полярности и изменяется со временем. Это поле тесновато соединено с межпланетным магнитным полем и его секторной структурой. Магнитные поля, связанные с солнечной активностью, могут достигать в солнечных пятнах напряжённости в несколько тыщ э. Структура магнитных полей в активных областях весьма запутана, чередуются магнитные полюсы различной полярности. Встречаются также локальные магнитные области с напряжённостью поля в сотки э вне солнечных пятен. Магнитные поля попадают и в хромосферу, и в солнечную корону. Огромную роль на солнце играют магнитогазодинамические и плазменные процессы. При температуре 5000 — 10000 К газ довольно ионизирован, проводимость его велика и благодаря не малым масштабам солнечных явлений
Атмосферу Солнца образуют наружные, доступные наблюдениям слои. Практически всё излучение Солнца исходит из нижней части его атмосферы, именуемой фотосферой. На основании уравнений лучистого переноса энергии, лучистого и локального термодинамического равновесия и наблюдаемого потока излучения можно на теоретическом уровне выстроить модель распределения температуры и плотности с глубиной в фотосфере. Толщина фотосферы около трёхсот км, её средняя плотность 3х105-4 0кг/м530. температура в фотосфере падает по мере перехода к наиболее наружным слоям, среднее её давление изменяется от 2х1054 0до 1052 0н/м520. Существование конвекции в подфотосферной зоне Солнца проявляется в неравномерной яркости фотосферы, видимой её зернистости так именуемой грануляционной структуре. Гранулки представляют собой калоритные пятнышки наиболее либо наименее круглой формы. Размер гранул 150 — 1000 км, время жизни 5 — 10 минут, отдельные гранулки удаётся следить в течении 20 минут. Время от времени гранулки образуют скопления размером до 30 тыщ км. Гранулки ярче межгранульных промежутков на 20-30%, что соответствует разнице в температуре в среднем на 300 К. В отличие от остальных образований, на поверхности Солнца грануляция схожа на всех гелиографических широтах и не зависит от солнечной активности. Скорости хаотических движений (турбулентные скорости) в фотосфере составляют по разным определениям 1-3 км/сек. В фотосфере обнаружены квазипериодические колебательные движения в круговом направлении. Они происходят на площадках размерами 2-3 тыщи км с периодом около 5 минут и амплитудой скорости порядка 500 м/сек. Опосля нескольких периодов колебания в данном месте затухают, потом могут появиться опять. Наблюдения проявили также существование ячеек, в каких движение происходит в горизонтальном направлении от центра ячейки к её границам. Скорости таковых движений около 500 м/сек. размеры ячеек — супергранул составляют 30-40 тыщ км. По положению супергранулы совпадают с ячейками хромосферной сетки. На границах супергранул магнитное поле усилено. Подразумевают, что супергранулы отражают на глубине нескольких тыщ км под поверхностью конвективных ячеек такового же размера. Сначало предполагалось, что фотосфера даёт лишь непрерывное излучение, а полосы поглощения образуются в расположенном над ней обращающем слое. Позднее было установлено, что в фотосфере образуются и спектральные полосы, и непрерывный диапазон. Но для упрощения математических выкладок при рассчёте спектральных линий понятие обращающего слоя время от времени применяется.
Нередко в фотосфере наблюдаются солнечные пятна и факелы. Солнечный пятна — это тёмные образования, состоящие, как правило, из наиболее тёмного ядра (тени) и окружающей его полутени. Поперечникы пятен добиваются двухсотен тыщ км. время от времени пятно бывает окружено светлой каёмкой. совершенно мелкие пятна именуют порами. время жизни пятен от нескольких часов до нескольких месяцев. В диапазоне пятен ещё больше линий и полос поглощения, чем в диапазоне фотосферы, он припоминает диапазон звезды спектрального класса КО. Смещения линий в диапазоне пятен из-за эффекта Доплера показывает на движение вещества в пятнах — вытекание на наиболее низких уровнях и втекание на наиболее больших, скорости движения добиваются 3 тыщи м/сек. Из сравнений интенсивности линий и непрерывного диапазона пятен и фотосферы следует, что пятна холоднее фотосферы на 1-2 тыщи градусов (4500 К и ниже). Вследствие этого на фоне фотосферы пятна кажутся тёмными, яркость ядра составляет 0,2-0,5 яркости фотосферы, яркость полутени около 80% фотосферной. Все солнечные пятна владеют мощным магнитным полем, достигающим для больших пятен напряжённости 5 тыщ эстердов. Обычно пятна образуют группы, которые по собственному магнитному полю могут быть униполярными, биполярными и мультиполярными, другими словами содержащими много пятен различной полярности, нередко объединённых общей полутенью. Группы пятен постоянно окружены факелами и флоккулами, протуберанцами, поблизости их время от времени происходят солнечные вспышки, и в солнечной короне над ними наблюдаются образования в виде лучей шлемов, опахал — всё это вкупе образует активную область на солнце. Среднегодовое число наблюдаемых пятен и активных областей, также средняя площадь, занимаемая ими, изменяется с периодом около 11 лет. Это — средняя величина, длительность же отдельных циклов солнечной активности колеблется от 7,5 до 16 лет. Наибольшее число пятен, сразу видимых на поверхности Солнца, изменяется для разных циклов наиболее чем вдвое. В главном пятна встречаются в так именуемых царских зонах, простирающихся от 5 до 30° гелиографической широты по обе сторона солнечного экватора. Сначала цикла солнечной активности широта места расположения пятен выше, а в конце цикла — ниже, а на наиболее больших широтах возникают пятна новейшего цикла. Почаще наблюдаются биполярные группы пятен, состоящие из 2-ух больших пятен — головного и следующего, имеющих обратную магнитную полярность, и несколько наиболее маленьких. Головные пятна имеют одну и ту же полярность в течение всего цикла солнечной активности, эти полярности обратны в северной и южной полусферах Солнца. По-видимому, пятна представляют собой углубления в фотосфере, а плотность вещества в их меньше плотности вещества в фотосфере на том же уровне.
В активных областях Солнца наблюдаются факелы — калоритные фотосферные образования, видимые в белоснежном свете в большей степени поблизости края диска Солнца. Обычно факелы возникают ранее пятен и есть некое время опосля их исчезновения. Площадь факельных полщадок в несколько раз превосходит площадь соответственной группы пятен. количество факелов на диске Солнца зависит от фазы цикла солнечной активности. Наибольший контраст (18%) факелы имеют поблизости края диска Солнца, но не на самом краю. В центре диска Солнца факелы фактически не заметны, контраст их весьма мал. Факелы имеют сложную волокнистую структуру, контраст их зависит от длины волны, на которой проводятся наблюдения. температура факелов на несколько сот градусов превосходит температуру фотосферы, общее излучение с 1-го квадратного сантиметра превосходит фотосферное на 3-5%. По-видимому, факелы несколько высятся над фотосферой. Средняя длительность их существования — 15 суток, но может достигать практически трёх месяцев.
Выше фотосферы размещен слой атмосферы Солнца, именуемый хромосферой. Без особых телескопов хромосфера видна лишь во время полных солнечных затмений как розовое кольцо, окружающее тёмный диск в те минутки, когда Луна на сто процентов закрывает фотосферу. Тогда можно следить и диапазон хромосферы. На краю диска Солнца хромосфера представляется наблюдающему как неровная полоса, из которой выступают отдельные зубчики — хромосферные спикулы. Поперечник спикул 200-2000 км, высота порядка 10000 км, скорость подъёма плазмы в спикулах до 30 км/сек. сразу на солнце существует до 250 тыщ спикул. При наблюдении в монохроматическом свете на диске Солнца видна колоритная хромосферная сетка, состоящая из отдельных узелков — маленьких поперечником до 1000 км и больших поперечником от 2000 до 8000 км. Большие узелки представляют собой скопления маленьких. размеры ячеек сетки 30-40 тыщ км. Считают, что спикулы образуются на границах ячеек хромосферной сетки. Плотность в хромосфере падает с повышением расстояния от центра Солнца. Число атомов в одном куб. сантиметре меняется от 10515 0вблизи фотосферы до 1059 0в верхней части хромосферы. Исследование спектров хромосферы привело к выводу, что в слое, где происходит переход от фотосферы к хромосфере, температура перебегает через минимум и по мере роста высоты над основанием хромосферы становится равной 8-10 тыщ Кельвинов, а на высоте в несколько тыщ км добивается 15-20 тыщ Кельвинов. Установлено, что в хромосфере имеет пространство хаотическое движение газовых масс со скоростями до 15х1053 0м/сек. В хромосфере факелы в активных областях видны как светлые образования, именуемые обычно флоккулами. В красноватой полосы диапазона водорода отлично видны тёмные образования, именуемые волокнами. На краю диска Солнца волокна выступают за диск и наблюдаются на фоне неба как калоритные протуберанцы. Более нередко волокна и протуберанцы встречаются в четырёх расположенных симметрично относительно солнечного экватора зонах: полярных зонах севернее +40° и южнее -40° гелиографической широты и низкоширотных зонах около v30° сначала цикла солнечной активности и v17° в конце цикла. Волокна и протуберанцы низкоширотных зон демонстрируют отлично 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 опосля максимума пятен. Волокна, являющиеся размеренными протуберанцами, могут достигать длины солнечного радиуса и существовать в течении нескольких оборотов Солнца. Средняя высота протуберанцев над поверхностью Солнца составляет 30-50 тыщ км, средняя длина 200 тыщ км, ширина — 5 тыщ км. Согласно исследованиям А.Б.Северного, все протуберанцы по в один момент выбрасывается с растущей скоростью (достигающей 700 км/сек) прочь от Солнца. температура в протуберанцах (волокнах) 5-10 тыщ Кельвинов, плотность близка к средней плотности хромосферы. Волокна, представляющие из себя активные, стремительно меняющиеся протуберанцы, обычно очень меняются за несколько часов либо даже минут. Форма и нрав движений в протуберанцах тесновато соединены с магнитным полем в хромосфере и солнечной короне.
Солнечная корона — самая наружная и более разрежённая часть солнечной атмосферы, простирающаяся на несколько (наиболее 10) солнечных радиусов. До 1931 года корону можно было следить лишь во время полных солнечных затмений в виде серебристо-жемчужного сияния вокруг закрытого Луной диска Солнца. В короне отлично выделяются детали её структуры: шлемы, опахала, корональные лучи и полярные щёточки. Опосля изобретения коронографа солнечную корону стали следить и вне затмений. Общая форма короны изменяется с фазой цикла солнечной активности: в годы минимума корона очень вытянута вдоль экватора, в годы максимума она практически сферична. В белоснежном свете поверхностная яркость солнечной короны в миллион раз меньше яркости центра диска Солнца. Свечение её появляется в главном в итоге рассеяния фотосферного излучения вольными электронами. Фактически все атомы в короне ионизированы. Концентрация ионов и вольных электронов у основания короны составляет 1059 0частиц в 1 см530. Нагрев короны осуществляется аналогично нагреву хромосферы. Наибольшее выделение энергии происходит в нижней части короны, но благодаря высочайшей теплопроводимости корона практически изотермична — температура снижается наружу весьма медлительно. Отток энергии в короне происходит несколькими способами. В нижней части короны главную роль играет перенос энергии вниз благодаря теплопроводимости. К потере энергии приводит уход из короны более стремительных частиц. Во наружных частях короны огромную 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 превосходит 1056 0К. В активных слоях короны температура выше — до 1057 0К. Над активными областями могут создаваться так именуемые корональные конденсации, в каких концентрация частиц увеличивается в 10-ки раз. часть излучения снутри короны — это полосы излучения неоднократно ионизированных атомов железа, кальция, магния, углерода, кислорода, серы и остальных хим частей. Они наблюдаются и в видимой части диапазона и в ультрафиалетовой области. В солнечной короне генерируется радиоизлучение Солнца в метровом спектре и рентгеновское излучение, нарастающее во много раз в активных областях. Как проявили рассчёты, солнечная корона не находится в равновесии с межпланетной средой. Из короны в межпланетное место распространяются потоки частиц, образующие солнечный ветер. Меж хромосферой и короной имеется сравнимо узкий переходной слой, в каком происходит резкий рост температуры до значений, соответствующих для короны. Условия в нём определяются потоком энергии из короны в итоге теплопроводимости. 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 изменяется. Это изменение, но, ещё недостаточно исследовано.
В активных областях хромосферы наблюдаются неожиданные и сравнимо краткосрочные роста яркости, видимые сходу в почти всех спектральных линиях. Эти калоритные образования есть от нескольких минут до нескольких часов. Они именуются солнечными вспышками (прежнее заглавие — хромосферные вспышки). Вспышки лучше всего видны в свете водородной полосы, но более калоритные видны время от времени и в белоснежном свете. В диапазоне солнечной вспышки насчитывается несколько сотен эмиссионных линий разных частей, нейтральных и ионизированных. температура тех слоёв солнечной атмосферы, которые дают свечение в хромосферных линиях (1-2)х1054 0К, в наиболее больших слоях — до 1057 0К. Плотность частиц во вспышке добивается 105130-10514 0в одном кубическом сантиметре. Площадь солнечных вспышек может достигать 10515 0м520. Обычно солнечные вспышки происходят поблизости стремительно развивающихся групп солнечных пятен с магнитным полем сложной конфигурации. Они сопровождаются активизацией волокон и флоккулов, также выбросами вещества. При вспышке выделяется огромное количество энергии (до 105210-10525 0джоулей). Предполагается, что энергия солнечной вспышки сначало запасается в магнитном поле, а потом стремительно высвобождается, что приводит к локальному нагреву и убыстрению протонов и электронов, вызывающих предстоящий разогрев газа, его свечение в разных участках диапазона электромагнитного излучения, образование ударной волны. Солнечные вспышки дают существенное повышение ультрафиалетового излучения Солнца, сопровождаются всплесками рентгеновского излучения (время от времени очень массивными), всплесками радиоизлучения, выбросом карпускул больших энергий прямо до 10510 0эв. Время от времени наблюдаются всплески рентгеновского излучения и без усиления свечения в хромосфере. Некие вспышки (они именуются протонными) сопровождаются в особенности сильными потоками энергичных частиц — галлактическими лучами солнечного происхождения. Протонные вспышки делают опасность для находящихся в полёте астронавтов, потому что энергичные частички, сталкиваясь с атомами оболочки корабля порождают рентгеновское и гамма-излучение, причём время от времени в небезопасных дозах.
Уровень солнечной активности (число активных областей и солнечных пятен, количество и мощность солнечных вспышек и т.д.) меняется с периодом около 11 лет. Есть также слабенькие колебания величины максимумов 11-летнего цикла с периодом около 90 лет. На Земле 11-летний цикл выслеживается 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 годичных колец, и т.д.). На земные процессы оказывают также действие отдельные активные области на Солнце и происходящие в их краткосрочные, но время от времени весьма массивные вспышки. время существования отдельной магнитной области на солнце может достигать 1-го года. Вызываемые данной нам областью возмущения в магнитосфере и верхней атмосфере Земли повторяются через 27 суток (с наблюдаемым с Земли периодом вращения Солнца). Более массивные проявления солнечной активности — солнечный (хромосферные) вспышки происходят нерегулярно (почаще поблизости периодов наибольшей активности), продолжительность их составляет 5-40 минут, изредка несколько часов. Энергия хромосферной вспышки может достигать 10525 джоулей, из выделяющейся при вспышке энергии только 1-10% приходится на электромагнитное излучение в оптическом спектре. По сопоставлению с полным излучением Солнца в оптическом спектре энергия вспышки не велика, но коротковолновое излучение вспышки и генерируемые при вспышек электроны, а время от времени солнечные галлактические лучи могут отдать приметный вклад в рентгеновское и карпускулярное излучение Солнца. В периоды увеличения солнечной активности его рентгеновское излучение возрастает в спектре 30-10 нм вдвое, в спектре 10-1 нм в 3-5 раз, в спектре 1-0,2 нм наиболее чем в 100 раз. По мере уменьшения длины волны излучения вклад активных областей в полное излучение Солнца возрастает, и в крайнем из обозначенных диапазонов фактически всё излучение обосновано активными областями. Жёсткое рентгеновское излучение с длиной волны меньше 0,2 нм возникает в диапазоне Солнца всего только на куцее время опосля вспышек.
В ультрафиалетовом спектре (длина волны 180-350 нм) излучение Солнца за 11-летний цикл изменяется всего на 1-10%, а в спектре 290-2400 нм остаётся фактически неизменным и составляет 3,6х105260 ватт.
Всепостоянство энергии, получаемой Землёй от Солнца, обеспечивает стационарность термического баланса Земли. Солнечная активность значительно не сказывается не энергетике Земли как планетки, но отдельные составляющие излучения хромосферных вспышек могут оказывать существенное воздействие на почти все физические, биофизические и биохимические процессы на Земле.
Активные области являются массивным источником корпускулярного излучения. Частички с энергиями около 1 кэв (в главном протоны), распространяющиеся вдоль силовых линий межпланетного магнитного поля из активных областей усиливают солнечный ветер. Эти усиления (порывы) солнечного ветра повторяются через 27 дней и именуются рекуррентными. Подобные потоки, но ещё большей энергии и плотности, появляются при вспышках. Они вызывают так именуемые спорадические возмущения солнечного ветра и добиваются Земли за интервалы времени от 8 часов до 2-ух суток. Протоны высочайшей энергии (от 100 Мэв до 1 Гэв) от весьма мощных «протонных» вспышек и электроны с энергией 10-500 кэв, входящие в состав солнечных галлактических лучей, приходят к Земле через 10-ки минут опосля вспышек; несколько позднее приходят те из их, которые попали в «ловушки» межпланетного магнитного поля и двигались вкупе с солнечным ветром. Коротковолновое излучение и солнечные галлактические лучи (в больших широтах) ионизируют земную атмосферу, что приводит к колебаниям её прозрачности в ультрафиолетовом и инфракрасном спектрах, также к изменениям критерий распространения маленьких радиоволн (в ряде всевозможных случаев наблюдаются нарушения коротковолновой радиосвязи).
Усиление солнечного ветра, вызванное вспышкой, приводит к сжатию магнитосферы Земли с солнечной стороны, усилению токов на её наружной границе, частичному проникновению частиц солнечного ветра в глубь магнитосферы, пополнению частичками больших энергий радиационных поясов Земли и т.д. Эти процессы сопровождаются колебаниями напряжённости геомагнитного поля (магнитной бурей), полярными сияниями и иными геофизическими явлениями, отражающими общее возмущение магнитного поля Земли. действие активных действий на солнце (солнечных бурь) на геофизические явления осуществляется как коротковолновой радиацией, так и через посредство магнитного поля Земли. По-видимому эти причины являются главными и для физико-химических и био действий. Проследить всю цепь связей, приводящих к 11-летней периодичности почти всех действий на Земле пока не удаётся, но скопленный широкий фактический материал не оставляет колебаний в существовании таковых связей. Так, была установлена корреляция меж 11-летним циклом солнечной активности и землетрясениями, урожаями сельхозкультур, числом сердечно-сосудистых болезней и т.д. Эти данные указывают на неизменное действие солнечно-земных связей.
Наблюдения Солнца ведутся при помощи рефракторов маленького либо среднего размера и огромных зеркальных телескопов, у каких большая часть оптики недвижна, а солнечные лучи направляются вовнутрь горизонтальной либо башенной установки телескопа с помощью 1-го либо 2-ух передвигающихся зеркал. Сотворен особый тип солнечного телескопа — внезатменный коронограф. Снутри коронографа осуществляется затемнение Солнца особым непрозрачным экраном. В коронографе во много раз миниатюризируется количество рассеяного света, потому можно следить вне затмения самые наружные слои атмосферы Солнца. Солнечные телескопы нередко снабжаются узкополосными светофильтрами, позволяющими вести наблюдения в свете одной спектральной полосы. Сделаны также нейтральные светофильтры с переменной прозрачностью по радиусу, дозволяющие следить солнечную корону на расстоянии нескольких радиусов Солнца. Обычно большие солнечные телескопы снабжаются массивными спектрографами с фотографической либо фотоэлектрической фиксацией спектров. Спектрограф может иметь также магнитограф устройство для исследования зеемановского расщепления и поляризации спектральных линий и определения величины и направления магнитного поля на солнце. Необходимость убрать замывающее действие земной атмосферы, также исследования излучения Солнца в ультрафиалетовой, инфракрасной и неких остальных областях диапазона,которые поглощаются в атмосфере Земли, привели к созданию орбитальных обсерваторий за пределами атмосферы, позволяющих получать диапазоны Солнца и отдельных образований на его поверхности вне земной атмосферы.
]]>