Суббота
21.10.2017
11:48

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
Хотели бы Вы чтобы акции тротуарной астрономии проводились в будущем?
Всего ответов: 185
Поиск
Друзья сайта
Статистика
Главная » Статьи » солнечная система » солнце

Все о Солнце
Магнитные явления на солнце

Изучение взаимодействия магнитного поля и плазмы показали, что в целом на плазму движение вдоль силовых линий не влияет. При движении заряженных частиц поперек линий поля возникает дополнительное магнитное поле. Сложение этих магнитных полей вызывает искривление и вытягивание силовых линий вслед за движением вещества. Между тем в противовес этой силе существует натяжения силовых линий которое стремиться их выпрямить. Это противоборство создает магнитное давление и поле, мешая плазме пересекать силовые линии, его тормозит и, если поле достаточно сильно, может увлечь плазму за собой. Если поле наоборот слабо, то плазма переместит силовые линии вместе с собой. И в том и в другом случае один факт неоспорим – поле и плазма тесно связанны друг с другом, поле как бы «вморожено» в плазму. Общее магнитное поле Солнца очень слабо, но оно играет большую роль. Лучи короны, особенно в приполярных областях повторяют силовые линии, выходящие и входящее у полюсов. Изменение направления поля в каждом полушарии Солнца от цикла к циклу очень важно. При вращении солнца самые быстрые слои увлекают за собой силовые линии общего поля. Эти линии вытягиваются над фотосферой и за три года обвиваются вокруг него шесть раз, образуя спираль. Если силовые линии расположились теснее, то общее поле ощутимо усилится. Ближе к полюсам и на экваторе скорость вращения меняется медленнее всего и силовые линии общего поля выходят из фотосферы вверх, поле здесь не усиливается. Тогда как на широте около ±30 градусов, где изменение скорости вращения наиболее заметно поле усиливается больше всего. Таким образом, над фотосферой образуется подобие трубок из сгущенных силовых линий. Давление газа в них суммируется с давлением с давлением магнитного поля, перпендикулярных к его линиям. Газ в трубке расширяется, становиться легче и может как всплыть. В месте приближения к поверхности трубки на Солнце наблюдается усиление магнитного поля, появление факела, а за ним факельной площадки их горячие газы поднимаются выше, чем соседние области в фотосфере, потому, что слабые магнитные поля вокруг них гасит мелкие турбулентные движения, стремящиеся затормозить поток горячего восходящего газа. Над факелами в хромосфере так же происходит нагрев и возникает горячие флоккулы. Наконец над флоккулами, в короне, начинается более интенсивное свечение. Так развивается магнитная область на Солнце. Всплывая к поверхности и пересекая ее, трубка с линиями, образуя локальные усиления магнитного поля, и возникают солнечные пятна. И как следствие приток горячих газов снизу практически прекращается, в то время как вокруг пятна, в области факелов и флоккул, конвекция слабым магнитным полем усиленна, так как она подавляет слабую турбуленцию и там приток горячих газов снизу обеспечен. Понятно, что пересечение изогнутой трубкой поверхности в двух местах обуславливает наличие в группах разнополярных главных пятен. Выход трубки из фотосферы и рассеивание ее линий ведут к дроблению и исчезновению главных пятен, образованных пересечением силовой трубки в разряженные хромосферу и корону, где давление газа меньше, чем давление магнитного поля, ведут к тому, что линии расходятся, образуя петли и дуги.

Схема возникновения активных областей на Солнце. Смотрите рисунки - слева направо и всплыв. подсказку. a.– период незадолго до минимума, слабое магнитное поле диагонального характера; b.- вытягивание и закручивание магнитной силовой линии; c.- развитие биполярных групп из трубки магнитной силовой линии; d.- магнитные линии на разных широтах. Постепенно активные области с породившими их магнитными трубками в восточной части образуют пятна с полярностями, противоположенными той, которая была вначале у этого полюса Солнца. Это вызывает сначала нейтрализацию прежнего общего магнитного поля, а затем за три года до конца 11-ти летнего цикла (см. ниже) создает общее поле противоположенной полярности. Через 11 лет восстанавливается прежняя ситуация. Так в общих чертах возможно объяснить 22 летний цикл солнечной активности. Солнечные хромосферные вспышки образуются вблизи нейтральных точек магнитных полей в активных областях, где, с удалением от этих точек напряженность поля быстро возрастает. Здесь происходит сжатие магнитного поля вместе с плазмой и энергия магнитного поля при этом переходит в излучение плазмы. Плазма сжимается в тонкий шнур и температура и плотность хромосферного вещества резко возрастает. Суть вспышки заключается в так называемом всплеске радиоизлучения. Источник излучения, вероятно, возникает в результате выброса космических лучей, порожденных вспышкой и бомбардировки плазмы этими лучами. Возникновение большинства протуберанцев, как и лучей короны, обусловлено движением газа вдоль силовых линий, от чего эти выбросы и имеют дугообразную форму. Скорее всего, протуберанцы находятся преимущественно в областях плавных изменений магнитного поля. Сжатие магнитного поля приводит к сжатию относительно холодного газа и к подъему его плотности, а следовательно к его свечению.

Часть 9. Солнечная активность, ее циклы. Число Вольфа. Коэффициент INTER SOL

Солнечной активностью называют совокупность нестационарных явлений на Солнце (пятна, факелы, протуберанцы, вспышки, флоккулы) возмущенные области, солнечную радио… и другие излучения Солнца. Эти явления тесно связаны между собой и обычно и обычно появляются вместе в некоторой активной области Солнца. Солнечная активность обычно характеризуется по пятнообразовательной деятельности Солнца. Для ее регистрации используются несколько распространенных индексов. Самыми известными из них являются индекс Вольфа и коэффициент INTER SOL. Индекс Вольфа определяется по формуле; W=R*(10g+f), где: R коэффициент корреляции, определяемый из условий наблюдения и характеристик вашего телескопа, но лично я посоветовал вам брать его равным 1; g – количество групп на диске; f – общее число пятен. Коэффициент INTER SOL определяется по формуле IS=g+grfp+grfn+efp+ef, где: grfp – число пятен с полутенями в группах; Grfn - число пятен без полутеней в группах; efp – число одиночных пятен с полутенями; ef – число одиночных пятен без полутеней; ПОМНИТЕ, ЧТО ОДИНОЧНОЕ ПЯТНО В РАСЧЕТАХ ТАК ЖЕ ПРИНИМАЕТСЯ ЗА ОТДЕЛЬНУЮ ГРУППУ! За международную систему приняты числа Вольфа публикуемые Цюрихской обсерваторией с 1849 для которых коэффициент корреляции R равен 1. Не смотря на довольно большую неточность этих индексов и их субъективности для каждого отдельного наблюдателя, они имеют то преимущество, что их значения определены на довольно продолжительный промежуток времени (индекс Вольфа известен за последние 250 лет с 1749). Благодаря этому именно индекс Вольфа используется для выявления корреляций между активностью Солнца, и какими либо биологическими и геофизическими явлениями. Важной особенностью солнечной активности является ее цикличность. Циклы имеют различную продолжительность. Не так давно мы с вами, уважаемые коллеги стали свидетелями очередного 23-го максимума 11-го летнего цикла солнечной активности. Но существуют ли еще, какие либо циклы активности, кроме вышеупомянутого 11-те летнего? В периоды максимума цикла активные области расположены по всему солнечному диску, их много и они хорошо развиты. Период минимума они располагаются вблизи экватора их не много, и они развиты слабо. Видимым проявлением активных областей являются солнечные пятна, факелы, протуберанцы, волокна, флоккулы и пр. Наиболее известным и изученным является 11 летний цикл, открытый Генрихом Швабе и подтвержденным Робертом Вольфом, который исследовал изменение активности солнца при помощи предложенного им индекса Вольфа, за два с половиной столетия. Изменение Активности солнца с периодом равным 11,1 года носит название закона Швабе - Вольфа. Особенностью 11-ти летнего цикла является то, что полярность изменяются в течении каждого цикла на противоположенную как в группах, где меняются полярности главных пятен, так и общее магнитного поля Солнца. Существует предположение, что именно магнитное поле ответственно за цикличность солнечной активности. Также предполагается существование 22, 44, 55 и 88 летних циклов изменения активности. Установлено что величина максимума циклов меняется с периодом около 80 лет. Эти периоды проявляются непосредственно на графике активности солнца. Но ученые, изучив кольца на спилах деревьев, ленточную глину, сталактиты, залежи ископаемых, раковинам моллюсков и другие признаки, предположили существование и более продолжительных циклов, длительностью около 110, 210, 420 лет. А так же и так называемые вековые продолжительностью и сверхвековые циклы 2400, 35000, 100 000 и, даже, 200 – 300 миллионов лет. Следует отметить, что цикличность характерна для всех проявлений солнечной активности. В последнее время было обращено внимание на то, что влиять на циклы могут и другие тела, такие как планеты гиганты , соседние звезды и их положение относительно друг друга( к примеру можно посмотреть на влияние суммарной гравитации планет во время парадов). Возможно, особенно продолжительные сверхвековые циклы, связанны по большей своей части с положением Солнца в Млечном Пути, точнее с его вращением вокруг центра галактики. Вообще любой астроном- любитель может, проводя регулярные наблюдения Солнца сравнивать ее график с графиками интенсивности каких либо явлений связанных с атмосферой, биосферой и другие.

Часть 10. Солнечная постоянная и ее измерение

Значение солнечной постоянной играет исключительно важную роль в астрофизике, геофизике и биологических процессах. Оно характеризует мощность излучения Солнца, что вместе с другими данными позволяет судить о физических условиях на поверхности и в недрах Солнца. Наконец количество солнечной энергии, доходящей до Земли необхадимо знать для объяснения астрофизических, геофизических и биологических явлений. Солнечная постоянная – полное количество солнечной энергии, проходящее за одну минуту через площадку в 1см2 расположенную перпендикулярно к его лучам и находящуюся вне атмосферу Земли. Измерение солнечной постоянной сложная задача, требующая целой серии приборов двух типов. Приборы первого типа – перигелиометр - предназначены для измерения в абсолютных энергетических единицах полного количества солнечной энергии. Однако вследствие поглощения атмосферой приходится использовать приборы второго типа – спектробалометр - обладающие одинаковой чувствительностью к лучам различной длины волны. В отличии от перигелиометра, спектробалометр дает значение интенсивности только в относительных единицах, поэтому можно найти лишь отношение наблюдаемого и внеатмосферного значения интенсивности. Отношение площадей, ограниченным внеатмосферным наблюдаемым распределением энергии равно поправочному множителю на которых необходима умножить показания перилелиоматра, чтобы получить значение солнечной постоянной. К полученному результату прибавляют поправку учитывающую излучение в областях спектра полностью поглощаемых атмосферой и следовательно не регистрируемыми показаниями болометрии. Измерениями было определенно, что значение солнечной постоянной равно - Q = 1,95 кал/см2*мин = 136100 эрг /см2 = 0,136 Вт/см2. Умножив эту величину на площадь сферы с радиусом в одну астрономическую единицу (1 а. е. = расстоянию от Солнца до Земли) получили полное количество излучение испускаемое во всех направлениях Солнцем. Оно равно 3,9×1033эрг/сек. Слабые колебания солнечной постоянной не превышают 7% и как правило вызваны проявлениями солнечной активности в частности солнечными вспышками.

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: 4401 | Рейтинг: 5.0/2

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