Активная область на Солнце (АО) это совокупность изменяющихся структурных образований в некоторой ограниченной области солнечной атмосферы, связанная с усилением в ней магнитного поля от значений 1020 до нескольких (45) тысяч эрстед. В видимом свете наиболее заметным структурным образованием активной области являются темные, резко очерченные солнечные пятна, часто образующие целые группы. Обычно среди множества более или менее мелких пятен выделяются два крупных, образующих биполярную группу пятен с противоположной полярностью магнитного поля в них. Отдельные пятна и вся группа обычно окружены яркими ажурными, похожими на сетку структурами факелами. Здесь магнитные поля достигают значений в десятки эрстед. В белом свете факелы лучше всего заметны на краю солнечного диска, однако, в сильных спектральных линиях (особенно водорода, ионизованного кальция и др. элементов), а также в далекой ультрафиолетовой и рентгеновской областях спектра, они значительно ярче и занимают большую площадь. Протяженности активной области достигают нескольких сотен тысяч километров, а время жизни от нескольких дней до нескольких месяцев. Как правило, их можно наблюдать практически во всех диапазонах солнечного электромагнитного спектра от рентгеновских, ультрафиолетовых и видимых лучей до инфракрасных и радио волн. На краю солнечного диска, когда активная область видна сбоку, над нею, в солнечной короне в эмиссионных линиях часто наблюдаются протуберанцы огромные плазменные «облака» причудливых форм. Время от времени в активной области происходят внезапные взрывы плазмы солнечные вспышки. Они порождают мощное ионизующее излучение (в основном, рентгеновское) и проникающее излучение (энергичные элементарные частицы, электроны и протоны). Высокоскоростные корпускулярные плазменные потоки изменяют структуру солнечной короны. Когда Земля попадает в такой поток, деформируется ее магнитосфера и возникает магнитная буря. Ионизующее излучение сильно влияет на условия в верхних слоях атмосферы и создает возмущения в ионосфере. Возможны влияния и на многие другие физические явления (см . раздел СОЛНЕЧНО-ЗЕМНЫЕ СВЯЗИ).
Пикельнер С.Б. Солнце.
М., Физматгиз, 1961
Мензел Д. Наше солнце
. М., Физматгиз, 1963
Витинский Ю.И., Оль А.И., Сазонов Б.И. Солнце и атмосфера Земли
. Л., Гидрометеоиздат, 1976
Кононович Э.В. Солнце дневная звезда
. М., Просвещение, 1982
Миттон С. Дневная звезда.
М., Мир, 1984
Кононович Э.В., Мороз В.И. Общий курс астрономии
. М., УРСС, 2001
Найти "СОЛНЕЧНАЯ АКТИВНОСТЬ " на
На диске Солнца нередко видны необычные обра-зования: участки пониженной яркости — солнечные пятна и повышенной яркости — факелы. На краю диска заметны вы-ступы хромосферы — протуберанцы, иногда появляются короткоживующие очень яркие пятна-вспышки. Все они полу-чили общее название — активные образования .
Обычно активные образования возникают в так называе-мых активных областях Солнца. Эти области могут занимать значительную долю солнечного диска. Главная характеристи-ка активных областей — выход на поверхность сильных ло-кальных (т. е. местных) магнитных полей, намного более силь-ных, чем регулярное магнитное поле Солнца. Типичная для активной области схема магнит-ного поля представлена на ри-сунке 62.
Солнце, как и другие небесные тела, вращается вокруг своей оси. Это даёт возможность определить на нем полюсы и экватор и построить систему гелиографических координат (Гелиос — Солнце), полностью аналогичных географическим.
Часто по обе стороны экватора в полосе гелиографических широт 10—30° появляются солнечные пятна и факелы — светлые пятнышки, хорошо видные у пятен и у края диска. В телескоп хорошо различают-ся тёмный овал пятна и окружающая его полутень. Обычно пятна появляются группами. Характерный размер тёмного пятна около 20 000 км. Пятно на фоне фото-сферы кажется совершенно черным, однако, поскольку в пят-не температура равна 4500 K, его излучение слабее излучения фотосферы всего в 3 раза.
В пятне наблюдаются сильные магнитные поля (до 4,5 Тл). Именно наличие магнитного поля и определяет понижение температуры, поскольку оно препятствует конвекции и умень-шает тем самым поток энергии из глубинных слоёв Солнца. Пятно появляется в виде чуть расширенного промежутка меж-ду гранулами — в виде поры. Примерно через сутки пора раз-вивается в круглое пятно, а через 3—4 дня появляется полутень.
Со временем площадь пятна или группы пятен растёт и через 10—12 дней достигает максимума. После этого пятна группы начинают исчезать, и через полтора-два месяца группа исчезает вообще. Часто группа не успевает пройти все стадии и исчезает в гораздо более короткие сроки.
Образование солнечных пятен
При увеличении магнитного поля в фото-сфере конвекция сначала даже усиливается. Не очень сильное магнитное поле тормозит турбуленцию и тем самым облегча-ет конвекцию. Но более сильное поле уже затрудняет конвек-цию, и в месте выхода поля наружу температура падает — образуется солнечное пятно.
Пятна обычно окру-жены сетью ярких цепочек — фотосферным факелом. Шири-на цепочки определяется диаметром её ярких элементов (ти-па гранул) и составляет около 500 км, а длина доходит до 5000 км. Площадь факела намного (обычно в 4 раза) превы-шает площадь пятна. Факелы встречаются и вне групп или одиночных пятен. В этом случае они гораз-до слабее и заметны обычно на краю диска. Это говорит о том, что факел представляет собой облако более горячего газа в са-мых верхних слоях фотосферы. Факелы относительно устой-чивые образования. Они могут существовать в течение несколь-ких месяцев.
Над пятнами и факелами расположена флоккула — зона, в которой яркость хромосферы увеличена. Несмотря на уве-личение яркости, флоккула, как и хромосфера, остаётся не-видимой на фоне ослепительно яркого диска Солнца. Наблюдать её можно только с помощью специальных приборов — спектрогелиографов, в которых получается изображение Солн-ца в излучении в длине волны спектральной линии. В этом случае изображение флоккулы выглядит темной полоской.
Образование флоккул
Когда в углублении, образованном линиями напряжённости (рис. 62), скапливается плазма, из-за повыше-ния плотности усиливается излучение, падает температура и давление, что, в свою очередь, приводит к повышению плот-ности и усилению излучения. Постепенно «ловушка» перепол-няется, и плазма по линиям напряжённости стекает в фото-сферу. Устанавливается равновесие: горячий газ короны попа-дает в «ловушку», отдаёт свою энергию и стекает в фотосфе-ру. Так образуется флоккула.
Когда вращение Солнца выно-сит флоккулу на край Солнца, мы видим висящий спокойный протуберанец . Преобразование магнитных полей может привести к то-му, что линии напряжённости выпрямляются и плазма флок-кулы выстреливается вверх. Это эруптивный протуберанец .
Если в плазме встречаются два магнитных по-ля противоположной полярности, то происходит аннигиляция полей. Аннигиляция (уничтожение) магнитного поля по зако-ну Фарадея вследствие электромагнитной индукции вызывает появление сильного переменного электрического поля. По-скольку электрическое сопротивление плазмы мало, это вызы-вает мощный электрический ток, в магнитном поле которого запасается огромная энергия. Затем в взрывном процессе эта энергия выделяется в виде светового и рентгеновского излу-чений (рис. 61). Земной наблюдатель видит вспышку как яркую точку, неожиданно появляющуюся на диске Солнца, обычно вблизи группы пятен. Вспышку можно наблюдать в телескоп и в исключительных случаях невооружённым глазом. Материал с сайта
Однако основная часть энергии выделяется в виде кинети-ческой энергии движущихся в солнечной короне и межпла-нетном пространстве со скоростями до 1000 км/с выбросов ве-щества и потоков ускоренных до гигантских энергий (до де-сятков гигаэлектрон-вольт) электронов и протонов.
Проникающее в корону магнитное поле захватывается по-током солнечного ветра . При определённой конфигурации маг-нитного поля оно сжимает плазму, ускоряя её до очень боль-ших скоростей. Одновременно поток плазмы вытягивает ли-нии магнитной индукции. Таким образом формируется корональный луч.
Влияние вспышек
Вспышки на Солнце оказывают силь-ное воздействие на ионосферу Земли, существенно влияют на состояние околоземного космического пространства. Име-ются свидетельства влияния вспышек на
Здесь представлено моделирование солнечной активности в реальном времени. Обновление изображений происходит раз в 30 минут. Возможно периодическое отключение датчиков и камер на спутниках в виду технических неисправностей. Проект не отвечает за изображения.
Изображение Солнца в реальном времени(онлайн).
Ультрафиолетовый телескоп, яркие пятна соответствуют 60-80 тыс. градусам по Кельвину. Спутник SOHO LASCO C3
Изображение короны солнца в реальном времени(онлайн).
Показывает солнечный ветер протяженностью около 8,5 миллионов километров от Солнца.
Изображение солнечного ветра в реальном времени(онлайн).
Пустое поле соответствует 32 диаметрам Солнца. Диаметр изображения около 45 миллионов километров на расстоянии от Солнца, или половина диаметра Меркурия. За Солнцем можно наблюдать много ярких звезд. Спутник SOHO LASCO C2
Вспышки на Солнце
На шкале существует пять категорий (по возрастанию мощности): A, B, C, M и X. Помимо категории каждой вспышке присваивается некоторое число. Для первых четырех категорий это число от нуля до десяти, а для категории X - от нуля и выше.
Индекс геомагнитной возмущенности и магнитные бури
Индекс Kp определяет степень геомагнитной возмущенности. Чем выше индекс Kp тем возмущения больше. Kp 4 - сильные возмущения.
Сравнение основных графиков по солнцу
Прогноз солнечной активности на 27 дней
HAARP феррозонд (магнитометр)
"Компонент H" (черный след) положителен магнитный север,"Компонент D" (красный след) положителен Восток,
"Компонент Z" (синий след) положителен вниз
Примечание: Время на картинках указано североатлантическое, то есть относительно московского времени нужно отнять 7 часов (UTC=MST-4)
Источники информации: http://www.swpc.noaa.gov/
http://www.irf.se/
http://www.tesis.lebedev.ru/
Характеристики Солнца
Расстояние до Солнца : 149.6 млн. км = 1.496· 1011 м = 8.31 световая минута
Радиус Солнца
: 695 990 км или 109 радиусов Земли
Масса Солнца
: 1.989 · 1030 кг = 333 000 масс Земли
Температура поверхности Солнца
: 5770 К
Химический состав Солнца на поверхности
: 70% водорода (H), 28% гелия (He), 2% остальных элементов (C, N, O, ...) по массе
Температура в центре Солнца
: 15 600 000 К
Химический состав в центре Солнца
: 35% водорода (H), 63% гелия (He), 2% остальных элементов (C, N, O, ...) по массе
Содержание статьи
СОЛНЕЧНАЯ АКТИВНОСТЬ. Активная область на Солнце – (АО) – это совокупность изменяющихся структурных образований в некоторой ограниченной области солнечной атмосферы, связанная с усилением в ней магнитного поля от значений 10–20 до нескольких (4–5) тысяч эрстед. В видимом свете наиболее заметным структурным образованием активной области являются темные, резко очерченные солнечные пятна, часто образующие целые группы. Обычно среди множества более или менее мелких пятен выделяются два крупных, образующих биполярную группу пятен с противоположной полярностью магнитного поля в них. Отдельные пятна и вся группа обычно окружены яркими ажурными, похожими на сетку структурами – факелами. Здесь магнитные поля достигают значений в десятки эрстед. В белом свете факелы лучше всего заметны на краю солнечного диска, однако, в сильных спектральных линиях (особенно водорода, ионизованного кальция и др. элементов), а также в далекой ультрафиолетовой и рентгеновской областях спектра, они значительно ярче и занимают большую площадь. Протяженности активной области достигают нескольких сотен тысяч километров, а время жизни – от нескольких дней до нескольких месяцев. Как правило, их можно наблюдать практически во всех диапазонах солнечного электромагнитного спектра от рентгеновских, ультрафиолетовых и видимых лучей до инфракрасных и радио волн. На краю солнечного диска, когда активная область видна сбоку, над нею, в солнечной короне в эмиссионных линиях часто наблюдаются протуберанцы – огромные плазменные «облака» причудливых форм. Время от времени в активной области происходят внезапные взрывы плазмы – солнечные вспышки. Они порождают мощное ионизующее излучение (в основном, рентгеновское) и проникающее излучение (энергичные элементарные частицы, электроны и протоны). Высокоскоростные корпускулярные плазменные потоки изменяют структуру солнечной короны. Когда Земля попадает в такой поток, деформируется ее магнитосфера и возникает магнитная буря. Ионизующее излучение сильно влияет на условия в верхних слоях атмосферы и создает возмущения в ионосфере. Возможны влияния и на многие другие физические явления (см . раздел СОЛНЕЧНО-ЗЕМНЫЕ СВЯЗИ).
Первые наблюдения солнечных пятен.
Иногда на Солнце даже невооруженным глазом сквозь закопченное стекло можно заметить черные точечки – пятна. Это наиболее заметные образования во внешних, непосредственно наблюдаемых слоях солнечной атмосферы. Сообщения о солнечных пятнах, иногда наблюдавшихся сквозь туман или дымы пожарищ, встречаются в старинных хрониках и летописях. Например, наиболее ранние упоминания о «местах черных» на Солнце в Никоновской летописи относятся к 1365 и 1371. Первые телескопические наблюдения в самом начале 17 в. были почти одновременно независимо друг от друга выполнены Галилео Галилеем в Италии, Иоганом Холдсмитом в Голландии, Христофором Шейнером в Германии и Томасом Харриотом в Англии. При очень хороших атмосферных условиях на фотографиях Солнца можно иногда увидеть не только тонкую структуру солнечных пятен, но и светлые ажурные площадки вокруг них – факелы, лучше всего заметные на краю солнечного диска. При этом видно, что в отличие от идеального излучателя (например, белого гипсового шарика, равномерно освещенного со всех сторон), диск Солнца на краю кажется темнее. Это означает, что у Солнца нет твердой поверхности с яркостью, одинаковой по всем направлениям. Причина потемнения диска Солнца к краю в газовой природе внешних, охлаждающихся его слоев, в которых температура, как и в более глубоких слоях, продолжает уменьшаться наружу. На краю диска Солнца луч зрения пересекает более высокие и холодные слои его атмосферы, излучающие существенно меньше энергии.
Галилео Галилей о солнечных пятнах.
Галилей родился в Пизе (Северная Италия) в 1564. В 1609 он одним из первых направил на небо свой крохотный телескоп. В наше время каждый школьник из очкового стекла и обыкновенной лупы сам себе может сделать даже лучший инструмент. Однако поразительно, как много нового увидел Галилей в свой весьма несовершенный телескоп: спутники Юпитера, горы и впадины на Луне, фазы Венеры, пятна на Солнце, звезды в Млечном Пути и многое другое. Будучи приверженцем идей Коперника о центральном положении Солнца в нашей планетной системе, он стремился подтвердить его идеи наблюдениями. В 1632 Галилей издал свою знаменитую книгу Диалог о двух системах мира . Фактически это была первая научно-популярная книга, написанная блестящим литературным языком, причем не по-латыни, как было тогда принято среди ученых, а на понятном всем соотечественникам Галилея итальянском языке. Эта книга оказалось смелой и рискованной поддержкой учения Коперника, за что вскоре Галилей был привлечен инквизицией к суду. Наблюдения Солнца Галилей, естественно, надеялся использовать как наиболее убедительный аргумент. Поэтому в 1613 он издал в виде прекрасных гравюр три письма под общим названием Описания и доказательства, относящиеся к солнечным пятнам . Эти письма были ответом на нелепые доводы аббата Шейнера, который также наблюдал солнечные пятна, но принял их за планеты, которые, по его мнению, двигались в направлении, предписанном системой Птолемея (геоцентрической), а потому якобы ее подтверждавшие. Галилей указал на ошибку Шейнера, который не заметил, что его труба переворачивала изображение. Затем он доказал, что пятна принадлежат Солнцу, которое, как оказалось, вращается. Галилей даже высказал предположение, оказавшееся верным, но доказать которое удалось только через два с половиной столетия, о том, что пятна состоят из газов более холодных и прозрачных, чем атмосфера Солнца. Наконец, сравнив черноту пятен с темнотой неба за краем изображения Солнца и заметив, что Луна темнее фона неба вблизи Солнца, он установил, что солнечные пятна ярче самых светлых мест на Луне. Это сочинение Галилея – первое серьезное научное исследование, посвященное физической природе Солнца. Вместе с тем, это сочинение – блестящий образец художественной литературы, иллюстрированный прекрасными гравюрами самого автора.
Наблюдения солнечных пятен.
Общее число пятен и образованных ими групп медленно меняется в течение некоторого периода времени (цикла) от 8 до 15 лет (в среднем 10–11 лет). Важно, что наличие пятен на Солнце влияет на магнитное поле Земли. Это было замечено Горребовым еще в 18 в., а сейчас уже известно, что солнечная активность связана с очень многими земными явлениями, так что изучение солнечно-земных связей очень важно для практической жизни. Поэтому необходимы непрерывные и постоянные наблюдения Солнца, которые часто затрудняются плохой погодой и недостаточностью сети специальных обсерваторий. Ясно, что даже скромные любительские наблюдения, но выполненные тщательно и хорошо описанные (с указанием времени, места и т.д.) могут оказаться полезными для международной сводки данных о солнечной активности (см . Solar Geophysical data). Кроме того, наблюдения, выполненные любителем в данном месте, могут натолкнуть наблюдателя на обнаружение новой, ранее не замеченной связи с каким-нибудь земным явлением, специфическим именно для этого места. Каждый любитель на своем телескопе может определять самый известный индекс солнечной активности – относительное число солнечных пятен Вольфа (по имени немецкого астронома, который ввел его в середине 19 в.). Чтобы определить число Вольфа, надо подсчитать сколько на изображении Солнца видно отдельных пятен, а затем прибавить к полученному числу удесятеренное число групп, которые они образуют. Очевидно, что результат такого подсчета сильно зависит от очень многих причин, начиная от размера инструмента, качества изображения, на которое сильно влияют погодные условия, и кончая искусством и зоркостью наблюдателя. Поэтому каждый наблюдатель должен на основании сравнения длительных своих наблюдений с общепринятыми данными оценить тот средний коэффициент, на который он должен умножить свои оценки чисел Вольфа, чтобы в среднем получились результаты в общепринятой шкале. Сводку общепринятых значений чисел Вольфа (W) можно найти, например, в бюллетене Солнечные данные , издаваемом Пулковской обсерваторией в Санкт-Петербурге.
Физические особенности солнечных пятен.
Пятна и особенно группы солнечных пятен – наиболее заметные активные образования в фотосфере Солнца. Известно множество случаев, когда большие пятна на Солнце наблюдались невооруженным глазом через закопченное стекло. Пятна всегда связаны с появлением сильных магнитных полей с напряженностью до нескольких тысяч эрстед в солнечной активной области. Магнитное поле замедляет конвективный перенос тепла, из-за чего температура фотосферы на небольшой глубине под пятном уменьшается на 1–2 тысячи К. Пятна зарождаются в виде множества мелких пор, часть которых скоро гибнет, а некоторые разрастаются в темные образования с яркостью раз в 10 меньшей, чем у окружающей фотосферы. Тень солнечного пятна окружена полутенью, образованной радиальными по отношению к центру пятна волоконцами. Продолжительность существования солнечных пятен – от нескольких часов и дней до нескольких месяцев. Большинство солнечных пятен образуют вытянутые примерно вдоль солнечного экватора пары – биполярные группы солнечных пятен с противоположной полярностью магнитных полей у восточных и западных членов группы. Количество солнечных пятен и образованных ими биполярных групп циклически (т.е. за непостоянный интервал времени, в среднем близкий к 11 годам) меняется: сначала сравнительно быстро увеличиваясь, а затем медленно убывая.
Фотосферные факелы.
Вокруг пятен часто наблюдаются яркие площадки, называемые факелами от греческого слова факелос (пучок, факел). Это начальная фаза проявления солнечной активности, лучше всего заметная вблизи края солнечного диска, где контраст с невозмущенным фоном фотосферы достигает 25–30%. Факелы выглядят как совокупность мелких ярких точек (факельных гранул размером в сотни километров), образующих цепочки и ажурную сетку. Они есть практически в любой активной области на Солнце, и их появление предшествует образованию пятен. Вне активных областей факелы периодически появляются в полярных областях Солнца.
Флоккулы.
В хромосфере над факелами наблюдаются их продолжения, имеющие сходную структуру и называемые флоккулами (от латинского флоккулис – маленький клочок, пушинка). Это проявление солнечной активности в хромосфере, хорошо заметное на диске Солнца при наблюдении в спектральных линиях водорода, гелия, кальция и других элементов.
Протуберанцы и волокна.
Наибольших размеров могут достигать активные образования в солнечной короне – протуберанцы. Это облака хромосферного вещества в короне, поддерживаемые магнитными полями. Они обладают волокнистой и клочковатой структурой и состоят из движущихся нитей и сгустков плазмы, отличаясь исключительным многообразием форм: иногда это как бы спокойные стога сена, иногда – закрученные воронки, напоминающие грибы лисички, или кустарники, нередко это фигуры самых причудливых форм. Они сильно различаются также и по своим динамическим особенностям, начиная от спокойных долгоживущих образований вплоть до внезапно взрывающихся эруптивных протуберанцев. Наиболее долгоживущие, медленно изменяющиеся спокойные протуберанцы подобны занавесям, почти вертикально висящим на силовых линиях магнитного поля. При наблюдении на диске Солнца такие протуберанцы проецируются в длинные узкие волокна, которые на изображениях Солнца в красной спектральной линии водорода выглядят темными. Это объясняется тем, что вещество протуберанцев поглощает фотосферное излучение только снизу, а рассеивает его по всем направлениям.
Солнечные вспышки.
В хорошо развитой активной области иногда внезапно происходит взрыв небольшого объема солнечной плазмы. Это наиболее мощное проявление солнечной активности называется солнечной вспышкой.
Оно возникает в области изменения полярности магнитного поля, где в малой области пространства «сталкиваются» сильные противоположно направленные магнитные поля, в результате чего существенно меняется их структура. Обычно солнечная вспышка характеризуется быстрым ростом (до десятка минут) и медленным спадом (20–100 мин.). Во время вспышки возрастает излучение практически во всех диапазонах электромагнитного спектра. В видимой области спектра это увеличение сравнительно невелико: у самых мощных вспышек, наблюдаемых даже в белом свете на фоне яркой фотосферы, оно составляет не более полутора – двух раз. Зато в далекой ультрафиолетовой и рентгеновской областях спектра и, особенно, в радиодиапазоне на метровых волнах это увеличение очень велико. Иногда наблюдаются всплески гамма лучей. Примерно половина общей энергии вспышки уносится мощными выбросами плазменного вещества, которое проходит через солнечную корону и достигает орбиты Земли в виде корпускулярных потоков, взаимодействующих с земной магнитосферой, что иногда приводит к появлению полярных сияний.
Как правило, вспышки сопровождаются выбросом высокоэнергичных заряженных частиц. Если во время вспышки удается зарегистрировать протоны, то такая вспышка называется «протонной». Потоки энергичных частиц от протонных вспышек представляют серьезную опасность для здоровья и жизни космонавтов в космическом пространстве. Они могут вызывать сбои в работе бортовых компьютеров и других приборов, а также их деградацию. Самые мощные вспышки видны даже в «белом свете» на фоне яркой фотосферы, но такие события весьма редки. Впервые такую вспышку 1 сентября 1859 независимо наблюдали в Англии Кэррингтон и Ходжсон. Наблюдать солнечные вспышки легче всего в красной линии водорода, излучаемой хромосферой. В радио диапазоне усиление радио яркости в активных областях бывает настолько велико, что полный поток энергии радиоволн, идущих от всего Солнца, возрастает в десятки и даже многие тысячи раз. Эти явления называются всплесками радиоизлучения Солнца. Всплески проявляются на всех длинах волн – от миллиметровых до километровых. Они создаются распространяющимися в солнечной короне ударными волнами, порожденными вспышкой. Их сопровождают потоки ускоренных протонов и электронов, вызывающих нагрев плазмы в хромосфере и короне до температур в десятки миллионов кельвинов. Считается, что наиболее вероятным источником энергии, выделяющейся во время солнечной вспышки, является магнитное поле. При усилении напряженности магнитного поля в некоторой области хромосферы или короны происходит накопление большого количества магнитной энергии. При этом могут возникать неустойчивые состояния, приводящие к почти мгновенному взрывному процессу выделения энергии, соизмеримой с энергией миллиардов ядерных взрывов. Все явление длится от нескольких минут до нескольких десятков минут, за которые выделяется до 10 25 –10 26 Дж (10 31–32 эрг) в виде энергичного выброса плазмы и потока солнечных космических лучей, а также электромагнитного излучения всех диапазонов – от рентгеновского и гамма-излучения до метровых радиоволн. Жесткое ультрафиолетовое и рентгеновское излучения от вспышек изменяют состояние земной атмосферы, вызывая магнитные возмущения, которые оказывают существенное воздействие на всю атмосферу Земли, обуславливая многие геофизические, биологические и другие явления.
Солнечные космические лучи
– поток заряженных частиц высоких энергий, ускоренных в верхних слоях солнечной атмосферы, которые возникают во время вспышек на Солнце. Они регистрируются у поверхности Земли в виде внезапных и резких повышений интенсивности космических лучей на фоне более высоко энергичных галактических космических лучей. Полученный из наблюдений верхний предел энергии частиц солнечных космических лучей eк » 2·10 10 эВ. Нижняя граница их энергии неопределённа и превышает мега электрон вольт (eк Ј 10 6 эВ). Во время некоторых вспышек она опускается ниже 10 5 эВ, т.е., по существу, смыкается с верхней границей энергии частиц солнечного ветра. Условно принятый нижний предел энергии солнечных космических лучей составляет 10 5 – 10 6 эВ. При меньших энергиях поток частиц приобретает свойства плазмы, для которой уже нельзя пренебрегать электромагнитным взаимодействием частиц между собой и с межпланетным магнитным полем.
Основную долю солнечных космических лучей составляют протоны с eк і 10 6 эВ, имеются также ядра с зарядом Z і 2 (вплоть до ядер 28 Ni) и энергией eк от 0,1 до 100 МэВ/нуклон, электроны с eк і 30 кэВ (экспериментальный предел). Зарегистрированы заметные потоки дейтронов 2 H, установлено наличие трития 3 Н и основных изотопов С, О, Ne и Аr. Во время некоторых вспышек возникает заметное количество ядер изотопа 3 Не. Относительное содержание ядер с Z і 2 в основном отражает состав солнечной атмосферы, тогда как доля протонов меняется от вспышки к вспышке.
Комплекс явлений (процессов), предшествующих моменту t 0 генерации солнечных космических лучей, а также процессов, происходящих вблизи момента t 0 (сопутствующие эффекты) и сопровождающих генерацию солнечных космических лучей (с запаздыванием Т относительно момента t 0 или t 0 + Dt , где Dt – длительность ускорения), называется солнечным протонным событием (СПС). Для частиц с eк і 10 8 эВ зависимость от времени интенсивности потока солнечных космических лучей у Земли (временной профиль СПС) имеет характерный несимметричной вид. Он изображается кривой с очень быстрым нарастанием (за минуты и десятки минут) с более медленным (от нескольких часов до » 1 суток) спадом. При этом амплитуда возрастания на поверхности Земли может достигать сотен и тысяч процентов по отношению к фоновому потоку галактических космических лучей. По мере удаления от поверхности Земли (в стратосфере, на орбитах ИСЗ и в межпланетном пространстве) энергетический порог регистрации солнечных космических лучей постепенно снижается, а частота наблюдаемых протонных событий значительно увеличивается. При этом временной профиль лучей, как правило, растягивается на несколько десятков часов.
Распределение солнечных космических лучей по энергиям и зарядам у Земли определяется механизмом ускорения частиц в источнике (солнечная вспышка), особенностями их выхода из области ускорения и условиями распространения в межпланетной среде, поэтому форму спектра солнечных космических лучей надежно установить весьма трудно. По-видимому, она неодинакова в различных интервалах энергии: в представлении дифференциального энергетического спектра степенной функцией ~ e-– gк показатель g по мере уменьшения энергии убывает) (спектр становится более пологим). В межпланетных магнитных полях спектр заметно трансформируется со временем, при этом значение g увеличивается и спектр остается круто падающим, т.е. число частиц быстро уменьшается с ростом энергии. Показатель спектра в источнике может меняться от события к событию в пределах 2 Ј g Ј 5 в зависимости от мощности СПС и рассматриваемого интервала энергий, а у Земли – соответственно в пределах 2 Ј g Ј 7. Полное число ускоренных протонов, вышедших в межпланетное пространство во время мощного СПС, может превышать 10 32 , а их суммарная энергия і10 31 эрг, что сравнимо с энергией электромагнитного излучения вспышки. Высота, на которой происходит ускорение частиц в атмосфере Солнца, по-видимому, неодинакова для разных вспышек: в одних случаях область ускорения (источник) находится в короне, при концентрации частиц плазмы п ~ 10 11 см –3 , в других – в хромосфере, где п ~ 10 13 см –3 . На выход солнечных космических лучей за пределы солнечной атмосферы существенно влияет конфигурация магнитных полей в короне.
Ускорение частиц тесно связано с механизмом возникновения и развития самих солнечных вспышек. Основным источником энергии вспышки является магнитное поле. При его изменениях возникают электрические поля, которые и ускоряют заряженные частицы. Наиболее вероятными механизмами ускорения частиц во вспышках принято считать электромагнитные. Частицы космических лучей с зарядом Ze , массой Ат р и скоростью n в электромагнитных полях принято характеризовать магнитной жесткостью R = Am p с n/Ze , где А – атомный номер элемента. При ускорении квазирегулярным электрическим полем, возникающим при разрыве нейтрального токового слоя во вспышке, в процесс ускорения вовлекаются все частицы горячей плазмы из области разрыва, при этом формируется спектр солнечных космических лучей вида ~ ехр (–R/R 0), где R 0 – характеристическая жесткость. Если магнитное поле в области вспышки меняется регулярным образом (например, растет со временем по определенному закону), то возможен эффект бетатронного ускорения. Такой механизм приводит к степенному спектру по жесткостям (~ R – g). В сильно турбулентной плазме солнечной атмосферы возникают также нерегулярно меняющиеся электрические и магнитные поля, которые приводят к стохастическому ускорению. Наиболее детально разработан механизм статистического ускорения при столкновениях частиц с магнитными неоднородностями (механизм Ферми). Этот механизм дает энергетический спектр вида ~ e– gк.
В условиях вспышки основную роль должны играть быстрые (регулярные) механизмы ускорения, хотя теория допускает и альтернативную возможность – медленное (стохастическое) ускорение. Из-за сложности физической картины вспышек и недостаточной точности наблюдений сделать выбор между различными механизмами трудно. Вместе с тем наблюдения и теоретический анализ показывают, что во вспышке может работать некоторая комбинация механизмов ускорения. Принципиально важную информацию о процессах ускорения солнечных космических лучей можно получить, регистрируя поток нейтронов и гамма-излучение от вспышек, а также по рентгеновскому и радио электромагнитному излучению. Данные об этих излучениях, полученные с помощью космических аппаратов, свидетельствуют в пользу быстрого ускорения солнечных космических лучей (за секунды времени).
Покидая область ускорения, частицы солнечных космических лучей в течение многих часов блуждают в межпланетном магнитном поле, рассеиваясь на его неоднородностях, и постепенно уходят к периферии Солнечной системы. Часть из них вторгается в атмосферу Земли, вызывая дополнительную ионизацию газов атмосферы (в основном в области полярных шапок). Достаточно интенсивные потоки солнечных космических лучей могут заметно опустошать озонный слой атмосферы. Тем самым солнечные космические лучи играют активную роль в системе солнечно-земных связей. Мощные потоки быстрых частиц в период солнечных вспышек могут создавать серьезную опасность в межпланетном пространстве для экипажей космических аппаратов (КА), их солнечных батарей и электронного оборудования. Установлено, что наибольший вклад в суммарную дозу вносят солнечные протоны с энергией 2·10 7 – 5·10 8 эВ. Частицы меньших энергий эффективно поглощаются обшивкой космических аппаратов. Относительно небольшие солнечные протонные события создают максимальный поток протонов с энергией eк і 10 8 эВ не выше 10 2 – 10 3 см –2 с –1 , что сравнимо с потоком протонов во внутреннем радиационном поясе Земли. За последнее время одна из наиболее мощных вспышек балла Х17 произошла в сентябре 2005. Значения максимальных потоков протонов во время мощных СПС растут по мере уменьшения энергии. Для обеспечения радиационной безопасности космических аппаратов необходимо прогнозирование солнечных вспышек.
Цикл солнечной активности.
Немецкий астроном-любитель Генрих Швабе из Дессау, по профессии аптекарь, в течение четверти столетия каждый ясный день наблюдал Солнце и отмечал количество замеченных им солнечных пятен. Когда он убедился в том, что это число регулярно увеличивается и уменьшается, он в 1851 опубликовал свои наблюдения и тем привлек внимание ученых к своему открытию. Директор обсерватории в Цюрихе Р.Вольф подробно изучил более ранние данные о наблюдении пятен на Солнце и организовал дальнейшую систематическую их регистрацию. Он ввел для характеристики пятнообразовательной деятельности Солнца специальный индекс, пропорциональный сумме числа всех отдельных пятен, в данный момент наблюдаемых на солнечном диске, и удесятеренного числа образованных ими групп. Впоследствии этот индекс стали называть числами Вольфа. Оказалось, что чередование максимумов и минимумов ряда чисел Вольфа происходит не строго периодично, а через интервалы времени колеблющиеся от восьми до пятнадцати лет. Однако в различные эпохи интервал оказывался одинаковым, в среднем, – около одиннадцати лет. Поэтому явление стали называть 11-летним циклом солнечной активности.
В начале цикла пятен на Солнце почти совсем нет. Потом за несколько лет их количество увеличивается до некоторого максимума, после чего несколько медленнее оно снова уменьшается до минимума. С учетом чередования магнитной полярности пятен биполярных групп и всего Солнца в соседних циклах физически более обоснован 22-летний цикл солнечной активности. Есть данные о существовании более продолжительных циклов: 35-летнего (цикл Брюкнера), векового (80–130 лет) и некоторых других.
Индексы солнечной активности.
Уровень солнечной активности принято характеризовать специальными индексами солнечной активности. Самым известным из них являются числа Вольфа W, введенные немецким астрономом Рудольфом Вольфом: W = k (f + 10g ), где, f – число всех отдельных пятен, в данный момент наблюдаемых на солнечном диске, а g – удесятеренное число образованных ими групп. Этот индекс удачно отражает вклад в солнечную активность не только от самих пятен, но и от всей активной области, в основном, занятой факелами. Поэтому числа W очень хорошо согласуются с современными более точными индексами, например, величиной потока радиоизлучения от всего Солнца на волне 10,7 см. Существует также множество других индексов солнечной активности, определяемых площадью факелов, флоккулов, теней пятен, количеством вспышек и т.д.
Роль Солнца для жизни на Земле.
Различные виды солнечного излучения определяют тепловой баланс суши, океана и атмосферы. За пределами земной атмосферы на каждый квадратный метр площадки, перпендикулярной солнечным лучам, приходится чуть больше 1,3 киловатта энергии. Суша и воды Земли поглощают примерно половину этой энергии, а в атмосфере поглощается около одной пятой ее части. Остальная часть солнечной энергии (около 30 %) отражается обратно в межпланетное пространство, главным образом, земной атмосферой. Трудно себе представить, что случится, если на некоторое время какая-то заслонка преградит путь этим лучам на Землю. Арктический холод быстро начнет охватывать нашу планету. Через неделю тропики занесет снегом. Замерзнут реки, стихнут ветры и океан промерзнет до дна. Зима наступит внезапно и всюду. Начнется сильный дождь, но не из воды, а из жидкого воздуха (в основном, из жидкого азота и кислорода). Он быстро замерзнет и семиметровым слоем покроет всю планету. Никакая жизнь не сможет сохраниться в таких условиях. К счастью, всего этого случиться не может, по крайней мере, внезапно и в обозримом будущем, зато описанная картина достаточно наглядно иллюстрирует значение Солнца для Земли. Солнечный свет и тепло были важнейшими факторами возникновения и развития биологических форм жизни на нашей планете. Энергия ветра, водопадов, течения рек и океанов – это запасенная энергия Солнца. То же можно сказать и об ископаемых видах топлива: уголь, нефть, газ. Под влиянием электромагнитного и корпускулярного излучений Солнца молекулы воздуха распадаются на отдельные атомы, которые, в свою очередь, ионизуются. Образуются заряженные верхние слои земной атмосферы: ионосфера и озоносфера. Они отводят или поглощают губительное ионизирующее и проникающее солнечное излучение, пропуская к поверхности Земли только ту часть энергии Солнца, которая полезна живому миру, к которой растения и живые существа приспособились. Однако даже ничтожная остаточная часть ультрафиолетовых лучей, достигающая наших пляжей, способна доставить много неприятностей неосторожным туристам, жаждущим поскорее загореть.
Солнечно-земные связи.
Комплекс явлений, связанных с воздействием солнечного корпускулярного и электромагнитного излучений на геомагнитные, атмосферные, климатические, погодные, биологические и другие геофизические и геологические процессы – предмет особой дисциплины, называемой солнечно-земные связи. Ее основные идеи были заложены в начале 20 в. трудами выдающихся русских ученых В.И.Вернадского , К.Э.Циолковского и А.Л.Чижевского – основоположника гелиобиологии, активного исследователя влияния солнечной активности на самые различные явления, происходящие на Земле.
Солнце и тропосфера.
Поверхность Земли нагревается сильнее, чем воздух, поэтому приземные слои воздуха теплее вышележащих. Если посмотреть на открытый пейзаж в жаркий день, то можно заметить поднимающиеся струи горячего воздуха. Так в нижней атмосфере Земли возникает перемешивание (конвекция), подобная той, что приводит к образованию грануляции в солнечной фотосфере. Этот слой, толщиной километров 10–12 (в средних широтах), называются тропосферой. Его хорошо видно сверху из иллюминатора самолета, летящего над пеленой кучевых облаков – проявления конвекции в земной атмосфере. Температура в тропосфере неуклонно уменьшается с высотой вплоть до значений –40 и даже –80° С на высотах около 8 и 100 км.
Солнце, погода и климат.
Приток солнечного света и тепла к вращающейся Земле приводит к суточному изменению температуры почти на всех широтах, кроме полярных шапок, где ночи и дни могут длиться вплоть до полугода. Зато здесь существеннее всего годичный ритм солнечной облученности, также заметный на всей Земле, кроме экваториальной зоны, где ощущается только смена дня и ночи. Суточные и годичные изменения освещенности Земли солнечными лучами приводят к сложной периодической изменчивости нагрева в различных районах Земли. Неодинаковый нагрев разных участков суши, океана и атмосферы приводит к возникновению мощных струйных течений в океанах, а также к ветрам, циклонам и ураганам в тропосфере. Эти перемещения вещества сглаживают перепады температуры и при этом оказывают сильное влияние на погоду в каждой точке Земли и формируют климат на всей планете. Можно ожидать, что устоявшийся в течение тысячелетий тепловой режим на Земле должен обеспечить исключительно точную повторяемость погодных явлений в каждом заданном регионе. В некоторых местах это действительно так, Например, со времен древней истории известно, что разливы Нила, связанные с осадками в его верховьях, как часы начинаются в один и тот же день тропического года. Однако во многих других местах при сохранении общих закономерностей часто наблюдаются заметные отклонения от среднего. Многие из них отражены в календарях разных народов, в частности и в русском (май холодный – год плодородный, если на Евдокию курочка может из лужицы напиться, лету теплому быть и т.д.). Однако, даты, например, крещенских и введенских морозов – более устойчивы, а рождественских – менее. Из геологии известно о нескольких ледниковых периодах. Все эти аномалии, хотя бы частично, могут быть связаны с солнечной активностью.
Эдвард Кононович
Литература:
Пикельнер С.Б. Солнце.
М., Физматгиз, 1961
Мензел Д. Наше солнце
. М., Физматгиз, 1963
Витинский Ю.И., Оль А.И., Сазонов Б.И. Солнце и атмосфера Земли
. Л., Гидрометеоиздат, 1976
Кононович Э.В. Солнце – дневная звезда
. М., Просвещение, 1982
Миттон С. Дневная звезда.
М., Мир, 1984
Кононович Э.В., Мороз В.И. Общий курс астрономии
. М., УРСС, 2001
Одной из самых замечательных особенностей Солнца являются почти периодические, регулярные изменения различных проявлений солнечной активности, то есть всей совокупности наблюдаемых изменяющихся (быстро или медленно) явлений на Солнце. Это и солнечные пятна - области с сильным магнитным полем и вследствие этого с пониженной температурой, и солнечные вспышки - наиболее мощные и быстроразвивающиеся взрывные процессы, затрагивающие всю солнечную атмосферу над активной областью, и солнечные волокна - плазменные образования в магнитном поле солнечной атмосферы, имеющие вид вытянутых (до сотен тысяч километров) волоконообразных структур. Когда волокна выходят на видимый край (лимб) Солнца, можно видеть наиболее грандиозные по масштабам активные и спокойные образования - протуберанцы, отличающиеся богатым разнообразием форм и сложной структурой.
Нужно еще отметить корональные дыры - области в атмосфере Солнца с открытым в межпланетное пространство магнитным полем. Это своеобразные окна, из которых выбрасывается высокоскоростной поток солнечных заряженных частиц.
Солнечные пятна - наиболее известные явления на Солнце. Впервые в телескоп их наблюдал Г. Галилей в 1610 г. Мы не знаем, когда и как он научился ослаблять яркий солнечный свет, но прекрасные гравюры, изображающие солнечные пятна и опубликованные в 1613г. в его знаменитых письмах о солнечных пятнах, явились первыми систематическими рядами наблюдений.
С этого времени регистрация пятен то проводилась, то прекращалась, то возобновлялась вновь. В конце ХIX столетия два наблюдателя - Г. Шперер в
Германии и Е. Маундер в Англии указали на тот факт, что в течение 70- летнего периода вплоть до 1716г. пятен на солнечном диске, по-видимому, было очень мало. Уже в наше время Д. Эдди, заново проанализировав все данные, пришел к выводу, что действительно в этот период был спад солнечной активности, названный Маундеровским минимумом.
К 1843г. после 20-летних наблюдений любитель астрономии Г. Швабе из Германии собрал достаточно много данных для того, чтобы показать, что число пятен на диске Солнца циклически меняется, достигая минимума примерно через каждые одиннадцать лет. Р. Вольф из Цюриха собрал все какие только мог данные о пятнах, систематизировал их, организовал регулярные наблюдения и предложил оценивать степень активности Солнца специальным индексом, определяющим меру "запятненности" Солнца, учитывающим как число пятен, наблюдавшихся в данный день, так и число групп солнечных пятен на диске Солнца. Этот индекс относительного числа пятен, впоследствии названный "числами Вольфа", начинает свой ряд с 1749 года. Кривая среднегодовых чисел Вольфа совершенно отчетливо показывает периодические изменения числа солнечных пятен.
Индекс "числа Вольфа" хорошо выдержал испытание временем, но на современном этапе необходимо измерять солнечную активность количественными методами. Современные солнечные обсерватории ведут регулярные патрульные наблюдения за Солнцем, используя в качестве меры активности оценку площадей солнечных пятен в миллионных долях площади видимой солнечной полусферы(м.д.п.). Этот индекс в какой-то мере отражает величину магнитного потока, сосредоточенного в пятнах, через поверхность Солнца.
Группы солнечных пятен со всеми сопутствующими явлениями являются частями активных областей. Развитая активная область включает в себя факельную площадку с группой солнечных пятен по обе стороны линии раздела полярности магнитного поля, на которой часто располагается волокно. Всему этому сопутствует развитие корональной конденсации, плотность вещества в которой по крайней мере в несколько раз выше плотности окружающей среды.
Все эти явления объединены интенсивным магнитным полем, достигающим величины нескольких тысяч гаусс на уровне фотосферы.
Наиболее четко границы активной области определяются по хромосферной линии ионизованного кальция. Поэтому был введен ежедневный кальциевый индекс, который учитывает площади и мощности всех активных областей.
Самое сильное проявление солнечной активности, влияющее на Землю, - солнечные вспышки. Они развиваются в активных областях со сложным строением магнитного поля и затрагивают всю толщу солнечной атмосферы. Энергия большой солнечной вспышки достигает огромной величины, сравнимой с количеством солнечной энергии, получаемой нашей планетой в течение целого года. Это приблизительно в 100 раз больше всей тепловой энергии, которую можно было бы получить при сжигании всех разведанных запасов нефти, газа и угля. В то же время это энергия, испускаемая всем Солнцем за одну двадцатую долю секунды, с мощностью, не превышающей сотых долей процента от мощности полного излучения нашей звезды. Во вспышечно-активных областях основная последовательность вспышек большой и средней мощности происходит за ограниченный интервал времени (40-60 часов), в то время как малые вспышки и уярчения наблюдаются практически постоянно. Это приводит к подъему общего фона электромагнитного излучения Солнца. Поэтому для оценки солнечной активности, связанной со вспышками, стали применять специальные индексы, напрямую связанные с реальными потоками электромагнитного излучения. По величине потока радиоизлучения на волне 10.7 см (частота 2800 МГц) в 1963 г. введен индекс F10.7. Он измеряется в солнечных единицах потока (с.е.п.), причем 1 с.е.п. = 10-22 Вт/(м2·Гц). Индекс F10.7 хорошо соответствует изменениям суммарной площади солнечных пятен и количеству вспышек во всех активных областях. Для статистических исследований в основном используются среднемесячные значения.
С развитием спутниковых исследований Солнца появилась возможность прямых измерений потока рентгеновского излучения в отдельных диапазонах.
С 1976 года регулярно измеряется ежедневное фоновое значение потока мягкого рентгеновского излучения в диапазоне 1-8 A (12.5-1 кэВ).
Соответствующий индекс обозначается прописной латинской буквой (A, B, C, M, X), характеризующей порядок величины потока в диапазоне 1-8 A (10-8 Вт/м2, 10-7 и так далее) с последующим числом в пределах от 1 до 9.9, дающим само значение потока. Так, например, M2.5 означает уровень потока 2.5·10-5. В итоге получается следующая шкала оценок:
А(1-9) = (1-9)·10-8 Вт/м2
В(1-9) = (1-9)·10-7
С(1-9) = (1-9)·10-6
М(1-9) = (1-9)·10-5
Х(1-n) = (1-n)·10-4
Этот фон изменяется от величин А1 в минимуме солнечной активности до С5 в максимуме. Эта же система применяется для обозначения рентгеновского балла солнечной вспышки. Максимальный балл Х20 = 20·10-4 Вт/м2 зарегистрирован во вспышке 16 августа 1989 года.
В последнее время стало использоваться в виде индекса, характеризующего степень вспышечной активности Солнца, количество солнечных вспышек за месяц. Этот индекс может быть использован с 1964 года, когда была введена применяющаяся сейчас система определения балльности солнечной вспышки в оптическом диапазоне.
