Кажанов Володимир
Сонячні плями
Сонячні плями - це темні освіти на диску Сонця (в білому світі). На диску Сонця в телескоп видно, що великі плями мають досить складну будову: темну область "тіні" (ядра) оточує "напівтінь", діаметр якої більш ніж в два рази перевищує розмір тіні. За величиною, плями бувають дуже різними - від малих, діаметром приблизно 1000 - 2000 км, до гігантських, які значно перевищують розміри нашої планети. Окремі плями можуть досягати в поперечині 40 тис.км. А саме велике з спостерігалися плям досягало 100 тис.км.
Встановлено, що плями - це місце виходу в сонячну атмосферу сильних магнітних полів. Магнітні поля зменшують потік енергії, що йде від надр світила до фотосфері, тому в місці їх виходу на поверхню температура падає. Плями холодніше навколишнього їх речовини приблизно на 1500 К, а отже, і менш яскраві. Ось чому на загальному фоні вони виглядають темними.
Сонячні плями часто утворюють групи з кількох великих і малих плям, такі групи можуть займати значні області на сонячному диску (Додаток № 1). Картина групи весь час змінюється, плями народжуються, ростуть і розпадаються. Живуть групи плям довго, іноді протягом двох або трьох обертів Сонця (період обертання Сонця складає приблизно 27 діб).
Грануляція. Смолоскипи
На перший погляд диск Сонця здається однорідним. Однак, якщо придивитися, на ньому обслуговується багато великих і дрібних деталей. Навіть при не хорошій якості зображення видно (в білому світі), що вся фотосфера складається з усіх зерняток (Званих гранулами) і темних проміжків між ними.
Розміри гранул невелекий по сонячним масштабами - від 500 до 2000 км у поперечнику; межгранульние доріжки більш вузькі, ~ 300 - 600 км в ширину. На сонячному диску спостерігаються одночасно близько мільйона гранул. Картина грануляції не є застиглої: одні гранули зникають, інші з'являються. Кожна з них живе не більше 10 хвилин (5 - 7 хвилин).
За явище грануляції відповідальний фізичний процес, званий конвекцією. Конвекція - перенесення тепла великими масами гарячого речовини, які піднімаються знизу, розширюючись і одночасно остигаючи.
Грануляція створює загальний фон, на якому можна спостерігати більш контрастні і великі об'єкти - сонячні плями і факели.
Практично завжди плями оточені яскравими полями, які називають факелами. Смолоскипи гаряче навколишньої атмосфери приблизно на 2000К. і мають складну комірчасту структуру. Величина кожної комірки - близько 30 тис. км. У центрі диска контраст факелів дуже малий, а ближче до краю збільшується, так що краще всього вони помітні саме по краях. Смолоскипи живуть ще довше ніж плями, іноді 3 - 4 місяці. Вони не обов'язково існують разом з плямами, дуже часто зустрічаються факельні поля, всередині яких плями ніколи не з'являються.
3) Сонячні спалахи
Сонячна спалах - своєрідний вибух, в результаті якого відбувається раптове звільнення енергії, накопиченої в обмеженому обсязі сонячної атмосфери (Найчастіше корони і хромосфери). Переважна більшість сонячних спалахів відбуваються в районах груп сонячних плям зі складною будовою магнітного поля, особливо на ранніх і максимальних стадіях їх розвитку. Але іноді їх реєструють і далеко від плям, в старих "пухких" магнітних областях. Зазвичай спалахам передує перебудова магнітного поля. Нерідко вона пов'язана зі спливанням в цій області нового магнітного потоку протилежної полярності. Сама сонячний спалах зазвичай починається швидким зростанням температури корони приблизно до 40 млн. градусів, що приводять до появи сплесків м'якого рентгенівського випромінювання. Цей процес триває від однієї до декількох хвилин. Спалах "вдавлюють" перехідний шар між короною і хромосферою в хромосферу і нагріває кілька сотень кілометрів верхньої хромосфери до температури 10 тис. градусів. При цьому реєструється збільшення випромінювання в лінії водню (Н) і в лініях крайньої ультрафіолетової області. Тривалість спалаху у видимій частини спектру складає від декількох хвилин до декількох годин, причому зростання інтенсивності випромінювання в лінії водню (Н-альфа) до максимуму відбувається швидше, ніж подальший спад. Іноді спостерігається також мікрохвильової сплеск з поступовим підйомом і спадом потоку радіовипромінювання.
На стадію теплового нагрівання сонячної спалаху ще до досягнення максимуму яскравості накладається другий імпульсивна, або вибухова стадія, протягом якої відбувається прискорення електронів, а іноді і ядер атомів до енергій 10 - 100 кеВ (Кіло електрон-вольт). Прискорені електрони викликають імпульсні сплески жорсткого рентгенівського, далекого ультрафіолетового та мікрохвильового випромінювання. Область, в якій відбувається цей імпульсний процес, набагато менше області теплової спалаху. Практично всі сонячні спалахи з імпульсною стадією супроводжуються "розштовхування" речовини і магнітного поля. З більшості таких спалахів відбувається викид в зовнішні шари сонячної атмосфери речовини зі швидкостями до 400 км/с. Іншим ефектом, пов'язаним іноді з імпульсною стадією, є сплеск 3 типи метровому діапазоні радіохвиль, який наочно свідчить про рух електронів через корональні і міжпланетну плазму зі швидкістю, більшою 100000 км/с. Його тривалість становить від однієї до декількох секунд.
Найбільший інтерес представляють так звані протонні спалахи, під час яких викидаються протони з енергіями вище 10 МеВ (мега електрон-вольт).
4. Впливу сонячних спалахів на Землю
Встановлено, що при спалахах виділяються радіохвилі і потоки частинок.
Електромагнітне випромінювання досягає Землі за 8 хвилин, отже, всі хвилі досягають Землі в один і той же момент - саме тоді, коли ми помічаємо спалах в полі зору спектрогеліоскоп. Частинки ж відстають і прибувають на Землю через різні інтервали часу, залежать від їх швидкостей. Тому хвилі генерують ті явища, які ми відносимо до одночасними (зі спалахом) ефектами, а частинки дають початок запізнілих ефектам.
А) Одночасні ефекти
Електромагнітні хвилі, що досягають Землі, можна для зручності розділити на три різні спектральні області: ультрафіолетове світло, видиме світло і радіохвилі (в порядку збільшення довжин хвиль).
Основне дія ультрафіолетових променів зводиться до створення підвищеної іонізації в шарі D на висоті 60 - 90 км над Землею (рис.1). У результаті, число вільних електронів у цьому шарі різко збільшується, що призводить до раптових іоносферних збурень. Вони бувають наступних типів:
1) Магнітне кроше. Деяка частина земного магнетизму обумовлена ​​магнітними ефектами електричних струмів, які безперервно течуть в провідних шарах атмосфери (~ в шарі Е на висоті 100 - 130 км.).
Під час інтенсивної спалаху колличество вільних електронів різко збільшується; в іоносфері виникає більш сильний струм і, як наслідок цього, реєструється раптовий стрибок або "бухтообразних" обурення на магнітограммах, зване кроше.
Як та інші обурення, викликані ультрафіолетовим випромінюванням спалаху, поява кроше обмежене тим півкулею Землі, яке в даний час звернене до Сонцю.
2) Завмирання на коротких радіохвилях. Другий ефект підвищеного ступеня іонізації іоносфери полягає в збільшенні поглинання нею коротких радіохвиль, які відбуваються через шар D на своєму шляху до шару F і назад (рис.1).
Під час завмирання сила сигналу падає до 1/5 - 1/10 своєї нормальної величини. Звідси можна зробити висновок, що електронна концентрація в шарі D збільшується під час спалаху в 5 - 10 разів, а не вдвічі, як було оцінено по явищу кроше.
3) Раптове посилення атмосферики. Коли число вільних електронів в шарі D значно збільшується, він буде набагато сильніше відображати ті дуже довгі хвилі (близько 10000 м довжиною), які повертаються до нас від області, близької до основи шару. Якщо під...
