Рефераты по Физике

Солнечная активность, атмосфера и погода

Страница 4

Но где лежит граница между солнечной активностыо и тем, что исследователи Солнца привыкли называют спокойным Солнцем? И является ли эта граница стабильной?

,

Обычно солнечной активностью называют целый комплекс различных явлений, происходящих в атмосфе­ре Солнца, которые охватывают сравнительно большие области, поперечником не менее нескольких тысяч кило­метров, и отличаются весьма значительными измене­ниями со временем физических характеристик соответ­ствующих слоев солнечной атмосферы.

Пока ученые интересовались средними характери­стиками того или иного слоя солнечной атмосферы и старались избегать тех областей, в которых эти харак­теристики резко выделялись, именно эти области и рас­сматривались как проявления солнечной активности. Но пришло время, когда исследователи Солнца заинте­ресовались детальным строением не только активных образований, но и «спокойных» областей Солнца. То­гда некоторые ученые стали склоняться к мнению, что никакой резкой границы между активными и спокойны­ми областями нашего дневного светила вообще нет. Все Солнце бурлит, изменяется. И стоит ли вводить какое-то условное разделение, если дело только в мас­штабе происходящих явлений?

Спокойное Солнце отличается не только масштабами явлений, по также их хаотичностью, а сол­нечная активность — упорядоченностью. В принципе можно согласиться с тем, что граница между «спокой­ным» и «активным» Солнцем весьма условна. Дальней­шие исследования помогут уточнить эту границу. Сейчас же у нас пока нет оснований отступать от класического определения солнечной активности. Единствен­но, в чем мы сделаем отступление, это в том, что не будем игнорировать микроструктуру активных образо­ваний на Солнце, поскольку понимание ее природы значительно способствует раскрытию сущности этих явлений.

2.2. Солнечные пятна

Совсем недавно, какую-нибудь сотню с небольшим лет назад, когда говорили о солнечной активности, то подразумевали солнечные пятна. Если даже не уходить в глубь веков, можно вспомните, что еще в Древней Руси сквозь дым лесных пожаров люди видели «темные пятна, аки гвозди». Они боялись этих пятен, счита­ли их дурным предзнаменованием. Затем в начале XVII века Галилей впервые направил телескоп на Солнце и с тех пор начались более или менее регулярные наблюдения солнечных пятен. А с середины XIX столе­тия эти наблюдения ведутся ежедневно, если позволяет погода.

Больше ста лет посвятили исследователи Солнца изучению солнечных пятен. Но мы нисколько не погре­шим против истины, если возьмемся утверждать, что и теперь среди явлений солнечной активности труд­но найти более сложное и во многих отношениях не­понятное образование, чем солнечное пятно. Пере­чень достаточно уверенных заключений о его приро­де невелик. Мы и начнем с этих, так сказать, азбучных истин.

Солнечные пятна представляют собой относительно холодные места фотосферы Солнца. Температура их па 1500—2000° ниже температуры окружающей среды. Поэтому по контрасту они кажутся нам темными. Пятна имеют тарелкообразную форму с «дном» на глуби­не 700—1000 км.

В начале нынешнего столетия было обнаружено, что солнечные пятна обладают сильным магнитным полем. Согласно теории Л. Бирмана, такое поле в состоянии уменьшить или даже подавить конвективный перенос энергии в подфотосферных слоях. Таким образом, в них создается дефицит выходящей лучистой энергии. На этом основании считают, что именно магнитное поле является виновником низкой температуры солнечных пятен, поскольку оно не позволяет переносить энергию из более низких слоев в более высокие. Напряженность магнитного поля пятен всегда больше 1500 Гс, а в большинстве случаев составляет 2000—3000 Гс. Иногда она достигает даже 5000 Гс. Размеры солнечных пятен весьма разнообразны. Они колеблются от тысячи до десятков тысяч километров.

Рис. I. Снимок солнечного пятна, полученный подученный 30 июня 1970 г на советской стратосферной, обсерватории (вверху). Солнечный диск 26 июля 1981 г. в белом свете и увеличенная фотография группы солнечных пятен, расположенная слева внизу на диске (Горная астрономическая станция ГАО ан ссср)  

Солнечные пятна (рис.1) имеют довольно сложное строение. Самая темная внутреняя их часть называется тенью или ядром. Она в большинстве случаев окруже­на более светлой волокнистой структурой, которая называется полутенью. Наличие полутени служит признаком устойчивости пятна, как бы большей его «живучести». Нередко встречаются и солнечные пятна без полутени. Обычно они существуют немногим более одних суток и в течение часов остаются неизменными. Разме­ры их колеблются от 1000 до 3500 км . Такие пятна на­зывают норами. Рассмотрим основные особенности пра­вильных пятен, т. е. пятен без заметных отклонений от круглой формы.

Тень пятна в среднем занимает 0,17 его общей площа­ди и составляй всего 5—15% яркости фотосферы в видимом свете. Раньше многие исследователи Солнца считали, что "чем больше размер пятна, тем темнее его тень.

Сейчас это утверждение представляется весьма сомнительным. В течение долгого времени было общепринято, что, в отличие от полутени, вся площадь тени пятна является однородно темной. Однако наблюдения из стратосферы показали, что она обладает большой неоднородностью и активностью.

В тени пятен, как правило, наблюдаются очень ма­ленькие яркие точки диаметром 100—150 км. Они существуют иногда до трех часов и значительно горячее стального вещества ядра. В тени среднего по разме­ру пятна одновременно появляется примерно 20 ярких точек. Они свидетельствуют о неоднородности магнитного поля ядра пятна. Дальними «родственниками» ярких точек, по-видимому, можно считать вспышки в тени. Это быстро изменяющиеся яркие неоднородно­сти, которые лучше всего заметны в фиолетовых линиях ионизованного кальция Н и К и отчасти в красной линии водорода На. Вспышки в тени длятся примерно 50 с, повторяются каждые 100—200 с, передвигаясь по Направлению к полутени со скоростью около 40 км/с. Диаметр их составляет примерно 200 км, а напряженность магнитного поля - 2000 Гс. Следует отметить, что пока неизвестно, связаны ли эти вспышки с яркими точками тени. Скорее всего, они порождены волновыми процессами, образующимися в более низких слоях яра пятна. В тени многих солнечных пятен, хотя и не всех, отмечались колебания скорости по лучу зрения с периодом около 165 с и амплитудой 0,2. Кроме того, там наблюдались колебания магнитного поля.

Перейти на страницу:  1  2  3  4  5  6  7  8  9  10  11  12  13  14  15