Воскресенье
24.09.2017
22:49

Приветствую Вас Гость
RSS
Каталог статей ГлавнаяРегистрацияВход
Категории каталога
солнце [8]
планеты земной группы [0]
за поясом астероидов.. [0]
кометы, астероиды, метеоры и пр. [0]
Форма входа
Наш опрос
посетили бы Вы планетарий, если бы он в Красноярске был?
Всего ответов: 319
Поиск
Друзья сайта
Статистика
Главная » Статьи » солнечная система » солнце

Все о Солнце
Колебания и волны на солнце

Первые предположения о том, что солнечная атмосфера охвачена волновыми движениями было высказано немецкими астрономами Л. Бирманом и М. Шварцшильдом в 1946 – 1948 годах, при объяснении высокой температуры солнечной хромосферы и короны. В качестве возможного источника нагрева рассматривалась гипотеза превращения энергии волновых движений в тепловую. Генерация волн должна происходить в подфотосферных слоях, где существуют мощные, турбулентные конвективные движения, акустически шум. Акустическая теория нагрева в дальнейшем не подтвердилась. Первыми, кто обнаружил колебания на Солнце, были Р. Лейтон Р. Нойс и Дж. Саймон. В 60-х годах они сделали это по периодическим доплеровским смещениям спектральных линий. Амплитуда колебаний от 100 – 200 м/сек до 1 – 2 км/сек в хромосфере. Вдоль поверхности Солнца длинна волны 103 - 104 км. Мощность колебаний зависит от частоты горизонтальной длины волны. Эти колебания были названы пятиминутные, по продолжительности периода. Спустя примерно пятнадцать лет было установлено, что спектр пятиминутных колебаний состоит из отдельных полос. Это позволило установить, что пятиминутные колебания – есть резонансные колебания верхних слоев конвективной зоны Солнца. Резонансный слой создается за счет того, что выше и ниже некоторого уровня в атмосфере Солнца из-за увеличения скорости звука волны отражаются и не могут выйти за пределы Солнца. В сильных магнитных полях активных областей атмосферные волны превращаются в магнито-атмосферные, которые представляют собой магнитогидродинамические волны в атмосфере, находящиеся в поле тяжести. В солнечных пятнах колебания период колебаний составляет 2 – 3 минуты. Это так же резонансные колебания, а резонатором является хромосферные колебания над пятнами. Все перечисленные резонансные колебания в солнечной атмосфере могут возбуждаться волновыми силами из конвективной зоны. В тех случаях, когда единый волновой процесс охватывает все Солнце, говорят о пульсации Солнца как звезды. Позже были открыты колебания с периодом 2ч40мин., что вызвало дискуссии ученых, так как такие пульсации с амплитудами в 20 км (около 10-30% от диаметра Солнца) едва уловимые для самой чувствительной аппаратуры. Наблюдаются так же пульсации с периодом в 20 – 40 минут. Для исследования этих явлений была создана отрасль астрономии – гелиосейсмология.

Рентгеновское, нейтринное и радиоизлучение Солнца

Для измерения рентгеновского излучения Солнца пользуются особыми счетчиками, покрытыми тонкой пленкой, поглощающей рентгеновские кванты разной энергии в зависимости от состава и толщины пленки.

В рентгеновских лучах на фотографиях Солнца, особенно ярки активные области. В них рентгеновская яркость в 100 раз больше, чем в спокойных областях. Рентгеновское излучение возникает во внутренней короне на десятки тысяч километров выше уровня появления факелов. Нейтринное излучение. Энергетический спектр солнечных нейтрино простирается от 0 до 14 МэВ. Известно несколько ядерных реакций, с помощью которых можно измерить потоки нейтрино в этом интервале. Методика регистрации солнечных нейтрино состоит в создании огромного детектора (см. рисунок), в виде мишени из хлора, галлия, лития и др. и расположении его глубоко под землей, для защиты от фона космических лучей. Из вещества мишени химическими методами извлекаются отдельные атомы аргона, германия, бериллия, которые образуются в мишени под действием солнечных нейтрино. Наибольшей популярностью пользуется хлор – аргоновый метод, предложенный в 1946 году Б. М. Понтекорво и осуществленным Р. Дейвисом. Поскольку сечение этой реакции растет квадратично с энергией нейтрино, основной вклад в производство аргона дают наиболее высокоэнергетичные нейтрино. Установка Дейвисона представляет собой бак объемом 340 000 литров, заполненный перхлорэтиленом. Детектор расположен в шахте на глубине 1480 метров в штате южная Дакота, США. Сеанс облучения длится 3 – 4 минуты. За это время около 40 ядер хлора превращаются в ядра радиоактивного аргона. Пропуская пузырьки газа-носителя их, извлекают из бака и переносят в пропорциональные счетчики, где измеряется их количество, средняя скорость образования. Существует понятие солнечной нейтринной единицыSNU (Solar Neutrino Unit), соответствующей потоку нейтрино при котором в детекторе из 1036ядер Се образуется одно ядро Ar в одну секунду. Причем следует помнить, что измеряемый в единицах SNU величиной является не просто поток, а произведение на площадь сечения проинтегрируемое по энергиям детектируемых нейтрино Было обнаружено несоответствие теоретического значения средней скорости образования = 7,6±3,0 SNU и практического = 1,8±0,3 SNU. Наиболее вероятным объяснением этого следует считать периодическое, незначительное понижение температуры в центре Солнца либо в осцилляции нейтрино на пути от Солнца до Земли. Помимо хлор–аргонного, есть гелий – германиевый и литий–берилевый методы. В бедующем измерение тремя указанными способами позволят измерить потоки солнечного нейтринного излучения в трех разных реакциях, чувствительных к различным параметрам, что значительно повысит точность получаемых результатов. Солнечное радиоизлучение отличается сильной переменностью, особенно на низких частотах. Регистрируя наименьшее значение мощности можно наблюдаемое излучение разделить на две части: постоянную пи переменную. Первая называется радиоизлучением спокойного Солнца, вторая радиоизлучением возмущенного Солнца. Солнечная корона, исключительно прозрачная для видимого излучения, плохо пропускает радиоволны, которые испытывают в ней сильное поглощение, а так же преломления. Следовательно, солнечная корона должна излучать радиоволны как абсолютно черное тело с температурой в миллион градусов. Поэтому температуру короны определяют по изменению яркостной температуры солнечного радиоизлучения. На метровых волнах яркостная температура короны действительно составляет около миллиона градусов. На более коротких волнах она уменьшается. Это связанно с увеличением глубины, откуда выходит излучение, из-за уменьшения поглощающих свойств плазмы. Так, например, в сантиметровых волнах излучение беспрепятственно выходит из верхней хромосферы, а на миллиметровых волнах из средних и нижних ее слоев. С помощью радиоисследований были открыты наиболее удаленные от Солнца области короны, называемые сверхкороной.

Литература и источники:

Б. А. Воронцов-Вельяминов, «Очерки о Вселенной» М 1976
Т. А. Агекян, «Звезды, галактики, метагалактика» М 1981
Б. М. Яворский, Ю. А. Селезнева, Справочное руководство по физике М 1989
Т. Редже, «Этюды о вселенной» М 1985
В. Г. Горбацкий, Космические взрывы. М 1979
П. И. Бакулин, Э. В. Кононович, В. И. Мороз, «Курс общей астрономии» М 1970

Авторство. Булдаков Сергей Вячеславович астроном-любитель г. Красноярск. Написано: 02.12.1999. Редактировано и дополнено 25.11.2004.

Категория: солнце | Добавил: БулдаковСергей (09.06.2008) | Автор: Булдаков Сергей Вячеславович
Просмотров: 1287 | Рейтинг: 0.0/0

Всего комментариев: 0
Добавлять комментарии могут только зарегистрированные пользователи.
[ Регистрация | Вход ]
Copyright Astroclub © 2017
Сайт управляется системой uCoz