Фізика сонця. 
Сонячна активність

Реферат на тему:

Фізика сонця. Сонячна активність

Історія вивчення Сонця починається з 1611 p., коли Галілей почав телескопічні спостереження Сонця. Ним були відкриті сонячні плями, визначено період обертання Сонця навколо своєї осі. У 1814 р. Й. Фраунгофер знайшов темні лінії поглинання в спектрі Сонця — це поклало початок вивченню хімічного складу зір. У 1843 р. німецький астроном Г. Швабе визначив циклічність сонячної активності. Розвиток методів спектрального аналізу дозволив вивчити фізичні умови на Сонці. З 1836 р. регулярно спостерігаються затемнення Сонця, що Дозволило виявити корону й хромосферу Сонця, а також сонячні протуберанці. У 1913 р. американський астроном Дж. Хейл довів існування на Сбнці магнітних полів. У 1931 р. Б. Ліо винайшов сонячний коронограф, що дозволив спостерігати корону й хромосферу поза затемненнями. До 1942 р. шведський астроном Б. Едлен довів наявність високої температури в сонячній короні. На початку 40-х років XX століття було відкрито радіовипромінювання Сонця. Істотним поштовхом для розвитку фізики Сонця в другій половині XX століття став розвиток магнітної гідродинаміки й фізики плазми. На сьогодні вивчення ультрафіолетового й рентгенівського випромінювання Сонця здійснюється методами позаатмосферної астрономії (з орбітальних обсерваторій, космічних лабораторій тощо).

Сонце — центральне тіло Сонячної системи, хоча разом з оточуючими зоря • ми воно становить лише незначну частину гігантського колективу зір і туманностей, який ми називаємо Галактикою. Сонце являє собою розпечену плазмову кулю. Сонце — найближча до Землі зоря. Маса Сонця 1,990 • 1030 кг (у 330 тис. разів більша за масу Землі). У Сонці зосереджено 99,866% маси Сонячної системи. Сонячний паралакс дорівнює 8,794″ (4,263 10″ 5 радіан). Відстань від Землі до Сонця змінюється від 1,4710 • 10″ м (у січні) до 1,5210 • 10″ (у липні), складаючи в середньому 1,4960 10″ м. Цю відстань прийнято вважати однією астрономічною одиницею. Середній кутовий діаметр Сонця складає ЗГ59,3″, чому відповідає лінійний діаметр Сонця, який дорівнює 1,392 10' м (у 109 разів більше за діаметр екватора Землі). Середня густина сонячної речовини — 1,41 г/см3. Прискорення вільного падіння на поверхні Сонця складає 273,98 м/с2 Друга космічна швидкість на поверхні Сонця дорівнює 6,18 105 м/с. Ефективна температура поверхні Сонця, що визначають відповідно до закону випромінювання Стефана-Больцмана, за повним випромінюванням Сонця дорівнює 5770 К. Одиниця світності Сонця дорівнює 4 1033 ерг/с (за 3 млрд років воно випроменило 4 105Э ерг/с). Якщо припустити, що первісно Сонце складалося з водню, який у результаті термоядерних реакцій перетворився на гелій, то кількість енергії, що виділилася, приблизно складатиме 10%. Звідси випливає, що для підтримки випромінювання на спостережуваному протягом мільярдів років рівні досить, щоб Сонце «витратило» не більш 10% свого первісного запасу водню.

Сонце як зоря є типовим жовтим карликом і розташовується в середній частині головної послідовності зір на діаграмі Герцшпрунга-Рессела. Спектральні класи О, В, А і частково F астрономами називаються «ранніми», a G, К, М — «пізніми». Сонце має спектральний клас G2. Швидкість руху щодо сукупності найближчих зір 19,^ 103 м/с. Сонце розташоване усередині однієї зі спіральних галузей нашої Галактики на відстані близько 10 кпс від її центру. Період обертання Сонця навколо центру Галактики складає близько 200 млн років.

Обертання Сонця навколо осі відбувається в площині, нахиленій на 7° 15' до площини орбіти Землі (екліптики). Швидкість обертання визначається за зсувом різних видимих деталей в атмосфері Сонця і за зрушенням спектральних ліній у спектрі краю диска Сонця внаслідок ефекту Доплера. Так було виявлено, що період обертання Сонця неоднаковий на різних широтах. Положення різних деталей на поверхні Сонця визначається за допомогою геліографічних координат, що відраховуються від сонячного екватора (геліографічна широта) і від центрального меридіана видимого диска Сонця або від певного меридіана, обраного в якості початкового (так званого меридіана Каррінгтона). Один оберт щодо Землі точки з геліографічною широтою 17° здійснюють за 27,275 доби (синодичний період). Час оберту на тій самій широті Сонця щодо зір (сидеричний період) — 25,38 доби. Лінійна швидкість обертання на екваторі Сонця — близько 2000 м/с.

Приблизна модель внутрішньої будови Сонця виглядає як сферично симетричне тіло, що знаходиться в рівновазі. За масою в Сонці міститься близько 70% Гідрогену, 27% Гелію, 2,5% припадає на всі інші елементи. Виділення енергії відбувається шляхом ядерних реакцій, за яких водень перетворюється на гелій. На Сонці можливі дві групи термоядерних реакцій: так званий протон-протон-ний (гідрогеновий) цикл і карбоновий цикл (цикл Бете). Основна реакція Гідрогену зводиться до протон-протонного циклу, який практично забезпечує сучасну світність Сонця.

«Вигоряння» водню під дією термоядерних реакцій відбувається тільки в надрах Сонця, а в зовнішніх його шарах відносний вміст зберігається незмінним. Перенос енергії з надр, як правило, відбувається за рахунок поглинання електромагнітного випромінювання, що надходить знизу, і наступного перевипромінювання. У результаті зниження температури при віддаленні від Сонця поступово збільшується довжина хвилі випромінювання. Конвективна зона Сонця починається на глибині близько 0,2 сонячного радіуса і завтовшки близько 10° м. У зовнішній частині конвективної зони Сонця швидкість конвективних рухів досягає (2−2,5) • 103 м/с. В атмосфері Сонця (у хромосфері й короні) також відбувається циркуляція речовини. Густина у верхній атмосфері дуже мала, тому відвід енергії можливий тільки в тому випадку, якщо кінетична енергія цих шарів досить велика. У верхній частині сонячної корони енергію несе сонячний вітер, що складається з потоків речовини, які рухаються від Сонця. У кожному шарі температура встановлюється на такому рівні, щоб загалом автоматично здійснювався баланс енергії, тобто енергетичні втрати відшкодовувалися достатньою кількістю принесеної енергії.

Повне випромінювання Сонця визначається за освітленістю поверхні Землі, коли світило знаходиться в зеніті (близько 100 тис. лк). Поза атмосферою на середній відстані Землі від Сонця освітленість дорівнює 127 тис. лк. Сила світла Сонця складає 2,84 • 10″ кандел. Кількість енергії, що припадає за 1 хв на площу в 1 см², розташовану перпендикулярно до сонячних променів за межами атмосфери на середній відстані Землі від Сонця, називають сонячною константою. Потужність випромінювання Сонця на Землю складає близько 2 10″ Вт, середня яскравість поверхні Сонця (при спостереженні поза атмосферою Землі) складає 1,98−109 ніт, яскравість центру диска Сонця — 2,48 109 ніт.

Спектр.Сонця — це безперервний спектр, на який накладено більше 20 тисяч ліній поглинання. Розподіл енергії у надрах Сонця (його спектральний склад) загалом відповідає розподілові енергії у випромінюванні абсолютно чорного тіла з температурою близько 6000 К. В окремих ділянках спектра можуть спостерігатися помітні відхилення. Максимум енергії у спектрі Сонця відповідає довжині хвилі 4600 А. Основним елементом у складі Сонця є Гідроген, потім іде Гелій, кількість атомів якого в 4−5 разів менша, ніж Гідрогену, кількість атомів інших елементів приблизно в 1000 разів менша за число атомів Гідрогену, до їх числа входять Оксиген, Карбон, Нітроген, Магній, Ферум та інші.

У результаті взаємодії диференціального обертання Сонця з рухами газу, що проводить електрику, генерується магнітне поле Сонця. Магнітне поле ви-являється на поверхні Сонця у вигляді сонячних плям, які сягають у діаметрі до 90 тис. км, і оточуючих їх активних областей. Розрізняють кілька типів магнітних полів на Сонці. Загальне магнітне поле Сонця невелике і тісно пов’язане з міжпланетним магнітним полем і його секторною структурою. Магнітні поля, пов’язані із сонячною активністю, можуть сягати в сонячних плямах напруженості в кілька тисяч ерстед. В активних областях магнітних полів магнітні полюси різної полярності чергуються. Зустрічаються і локальні магнітні області. Магнітні поля проникають і в хромосферу, і в сонячну корону.

Атмосферу Сонця утворюють зовнішні шари, що доступні спостереженню. Майже усе випромінювання Сонця надходить із фотосфери. Товщина фотосфери близько 300 км, її середня густина — 3 • 104 кг/м]. Середня температура у фотосфері близько 6000 К, на межі фотосфери — 4200 К. Тиск змінюється від 2 104 до 102 н/мг. Конвекція в підфотосферній зоні Сонця виявляється в нерівномірній яскравості фотосфери, її зернистій структурі - так званій грануляційній структурі. Гранули мають вигляд яскравих плям округлої форми, завбільшки 150−1000 км і тривалістю життя 5−10 хвилин, рідше — 20 хвилин. Іноді можна спостерігати масове скупчення гранул завдовжки до 30 тис. км. На поверхні Сонця грануляція однакова на всіх геліографічних широтах і не залежить від сонячної активності. Швидкості хаотичних рухів (турбулентні швидкості) у фотосфері складають за різними визначеннями 1−3 км/с. У фотосфері виявлені квазіперіодичні коливальні рухи в радіальному напрямку. Вони відбуваються на майданчиках завбільшки 2−3 тис. км із періодичністю близько 5 хв і амплітудою швидкості приблизно 500 м/с. Після декількох періодів коливання вони загасають і можуть знову виникнути в цьому ж місці. Нижче розташовані дуже великі конвективні утворення — «гігантські комірки», супергранули, у яких рух відбувається (близько 500 м/с) у горизонтальному напрямку від центру комірки до її меж. Розміри комірок сягають 30−40 тис. км. За положенням супергранули збігаються з комірками хромосферної сітки. На межах цих комірок магнітне поле посилене. Відомо, що у фотосфері утворюються спектральні лінії і безперервний спектр.

У фотосфері досить часто можна спостерігати темні утворення, що називаються сонячними плямами. З активністю появи плям на середніх і низьких. широтах частіше пов’язують активність Сонця. Усі сонячні плями мають сильне магнітне поле. Невеликі плями називають порами, а діаметр великої плями може сягати 200 тис. км. Складаються вони з темного ядра (тіні) і навколишньої півтіні, іноді можуть бути оточені світлою облямівкою. Одні плями на поверхні Сонця можуть «проіснувати» кілька годин, а інші - місяць.

Поява плям підпорядковується таким закономірностям;

— 11-річний цикл появи плям на широтах ± 40°;

— 22-річний магнітний цикл плям;

— екваторіальний дрейф зони появи плям;

— зміна знака полярного магнітного поля в максимумі плямоутворення.

У спектрі плям ліній і смуг поглинання ще більше, ніж у спектрі фотосфери, крім того, вони зміщаються, що вказує на рух речовини в плямах: відбувається витікання на низьких рівнях і втікання на вищих, зі швидкістю руху до 3 тис. м/с. З порівнянь інтенсивності ліній і безперервного спектра плям і фотосфери випливає, що плями холодніші за фотосферу на 1−2 тис. градусів (4500 К і нижче). Через це на фоні фотосфери плями здаються темними, яскравість ядра складає 0,2−0,5 яскравості фотосфери, яскравість півтіні - близько 80% фотосферної.

Зазвичай плями утворюють три групи, які за своїм магнітним полем можуть бути уніполярними, біполярними і мультиполярними, тобто містити багато плям різної полярності, часто об'єднаних загальною півтінню. Із закінченням переполюсування магнітного поля з’являються і численні дрібномасштабні магнітні структури — полярні смолоскипи, яскраві рентгенівські точки в короні, протуберанці, у сонячній короні над ними спостерігаються утворення у вигляді променів, шоломів, віял — усе це утворює активну область на Сонці.

Полярні смолоскипи — яскраві фотосферні утворення, видимі в білому світлі недалеко від краю диска Сонця. У надрах Сонця смолоскипи практично не помітні, тому що їх контраст невеликий. Зазвичай смолоскипи з’являються раніше плям і зберігаються ще якийсь час після їх зникнення, їхня середня тривалість існування складає 15 діб, але може тривати і близько 3 місяців. Кількість смолоскипів на диску Сонця залежить від фази циклу сонячної активності. Смолоскипи мають складну волокнисту структуру, їхній контраст залежить від довжини хвилі, на якій проводяться спостереження. Температура смолоскипів на кілька сотень градусів перевищує температуру фотосфери, загальне випромінювання з одного квадратного сантиметра перевищує фотосферне на 3−5%.

Вище фотосфери розташований шар атмосфери, що називається хромосферою. Хромосферу можна побачити під час повного сонячного затемнення, коли Місяць повністю закриє фотосферу. У цей момент вона являє собою рожеве кільце з виступаючими зубчиками — хромосферними спікулами. Одночасно на Сонці може бути до 250 тис. спікул діаметром від 200 до 2000 км. Швидкість піднімання плазми в спікулах досягає 30 км/с. При спостереженні в монохроматичному світлі на диску Сонця видно яскраву хромосферну сітку, що складається з окремих вузликів (від 1000 до 8000 км). Розміри коміроксітки — 30−40 тис. км. Є припущення, що спікули утворюються на межі комірок хромосферної сітки.

Встановлено, що в хромосфері відбувається хаотичний рух газових мас зі швидкостями до 15 103 м/с. У хромосфері смолоскипи помітні як світлі утворення, що називаються зазвичай флокулами. Полярні смолоскипи можуть являти собою окремі яскраві точки завбільшки від 700 до 3500 км, пари яскравих точок на відстані близько 7000 км, ланцюжок яскравих точок завдовжки до 30 тис. км і дифузійні утворення завбільшки від 7 до 20 і більше тис. км. У червоній лінії спектра Гідрогену добре видно темні утворення, що називаються волокнами. На краю диска Сонця волокна виступають за диск і спостерігаються на фоні неба як яскраві протуберанці. Волокна й протуберанці низькоширотних зон показують добре виражений 11-річний цикл, їхній максимум збігається з максимумом плям. Високоширотні протуберанці менше залежать від фаз сонячної активності, максимум настає через два роки після максимуму плям. Волокна, які є спокійними протуберанцями, можуть сягати довжини сонячного радіуса й існувати протягом декількох обертів Сонця. Середня висота протуберанців над поверхнею Сонця складає 30- 50 тис. км, середня довжина — 200 тис. км, ширина — 5 тис. км. Протуберанці за характером руху (за А. Б. Северним) поділяються на 3 групи:

— електромагнітні, де рухи відбуваються за впорядкованими скривленими траєкторіями — силовим лініям магнітного поля;

— хаотичні, у яких переважають неупорядковані турбулентні рухи (швидкості порядку 10 км/с);

— еруптивні, де речовина первісного спокійного протуберанця з хаотичними рухами раптово викидається зі зростаючою швидкістю (до 700 км/с) геть від Сонця.

Температура в протуберанцях сягає 5−10 тис. К, густина близька до середньої густини хромосфери. Волокна, що представляють собою активні, мінливі протуберанці, досить швидко змінюються за кілька годин, іноді й за кілька хвилин. Форма й характер рухів у протуберанцях взаємозалежні з магнітним полем у хромосфері й сонячній короні.

Сонячна корона — зовнішня і найбільш розріджена частина сонячної атмосфери, що простягається на кілька (більше 10) сонячних радіусів. Корону Сонця раніше можна було спостерігати тільки під час повного сонячного затемнення, сьогодні ж її можна вивчати за допомогою орбітальних телескопів і коронографів. У великомасштабній структурі сонячної корони добре виділяються такі утворення: шоломоподібні структури, віяла, корональні промені й полярні щіточки. Загальна форма корони змінюється з фазою циклу сонячної активності: у роки мінімуму корона сильно витягнута уздовж екватора, у роки максимуму вона майже сферична. Світіння сонячної корони утворюється, як правило, у результаті розсіювання фотосферного випромінювання вільними електронами. Практично всі атоми в короні іонізовані. Концентрація іонів і вільних електронів біля основи корони складає 109 часток у 1 см³. Нагрівання корони аналогічне до нагрівання хромосфери. Найбільше виділення енергії відбувається в нижній частині корони, але завдяки високій теплопровідності корона майже ізотермічна — температура до зовнішнього шару знижується дуже повільно.

У нижній частині корони витік енергії униз відбувається завдяки теплопровідності. До втрати енергії призводить відхід із корони найшвидших часток. У зовнішніх частинах корони велику частину енергії несе сонячний вітер (потік коронального газу). Температура в короні перевищує 106 К. В активних шарах корони ' температура сягає 107 К. Над активними областями можуть утворюватися так звані корональні конденсації, у яких концентрація часток зростає в десятки разів. У сонячній короні генерується радіовипромінювання Сонця в метровому діапазоні й рентгенівське випромінювання, що підсилюється в багато разів в активних областях. З корони поширюються в міжпланетний простір потоки часток, що утворюють сонячний вітер. Між хромосферою й короною є порівняно тонкий перехідний шар, у якому відбувається різкий стрибок температури до значень, характерних для корони. Умови в ньому визначаються потоком енергії з корони в результаті теплопровідності. Перехідний шар є джерелом більшої частини ультрафіолетового випромінювання Сонця. Хромосфера, перехідний шар і корона створюють радіовипромінювання Сонця. В активних областях структура хромосфери, корони і перехідного шару змінюється, але цей процес ще мало вивчений.

У хромосфері можливі видимі в багатьох спектральних лініях раптові й короткочасні збільшення яскравості - це сонячні спалахи. Спалахи найкраще помітні у світлі Гідрогенової лінії, але найбільш яскраві помітні й у білому світлі. У спектрі сонячного спалаху нараховується кілька сотень емісійних ліній різних елементів, нейтральних й іонізованих. Температура тих шарів сонячної атмосфери, що дають світіння в хромосферних лініях (1−2)-10″ К, у вищих шарах — до 10' К. Густина часток у спалаху сягає 10″ -ІО14 у 1 см³. Площа сонячних спалахів може сягати 10'5 м2. Зазвичай сонячні спалахи відбуваються в сусідніх зонах із плямоутвореннями. Вони супроводжуються активізацією волокон і флокулів, а також викидами речовини. При спалаху виділяється велика кількість енергії (до 1021−10ь Дж). Передбачається, що енергія сонячного спалаху спочатку запасається в магнітному полі, а потім швидко вивільняється, що призводить до локального нагрівання й прискорення протонів й електронів, які викликають подальше підвищення температури газу, його світіння в різних ділянках спектра електромагнітного випромінювання, утворення ударної хвилі.

Сонячні спалахи значно збільшують ультрафіолетове випромінювання Сонця, вони також супроводжуються сплесками радіоі рентгенівського випромінювання, викидом корпускул високих енергій аж до 1010 еВ. Іноді спостерігаються сплески рентгенівського випромінювання і без посилення світіння в хромосфері. ^_.

Рівень сонячної активності змінюється протягом 11-річного циклу. Існують також слабкі коливання величини максимумів 11-річного циклу з періодом близько 90 років. Найбільш потужні прояви сонячної активності - сонячні спалахи — відбуваються нерегулярно (частіше поблизу періодів максимальної активності), їх тривалість складає 5−40 хв, рідше — кілька годин. Енергія хромосферного спалаху може сягати 1025 Дж, з яких лише 1 — 10% припадає на електромагнітне випромінювання в оптичному діапазоні. У періоди підвищення сонячної активності рентгенівське випромінювання збільшується в діапазоні 30−10 нм удвічі, у діапазоні 10−1 нм у 3−5 разів, у діапазоні 1−0,2 нм — більше ніж у сто разів. Тверде рентгенівське випромінювання з довжиною хвилі менше 0,2 нм з’являється в спектрі Сонця після. спалахів і лише на короткий час.

В ультрафіолетовому діапазоні (довжина хвилі 180−350 нм) випромінювання Сонця за 11-річний цикл змінюється всього на 1 — 10%, а в діапазоні 290- 2400 нм залишається практично постійним і складає 3,6 • 1026Вт.

Сталість енергії, одержуваної нашою планетою від Сонця, забезпечує стаціонарність теплового балансу Землі, але окремі компоненти випромінювання хромосферних спалахів можуть вагомо впливати на фізичні, біофізичні й біохімічні процеси Землі.