Явища відбуваються на Сонці і їх впливу на Землю. Магнітні бурі. Полярні сяйва

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. Картин

а 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... час спалаху вдається зареєструвати сигнали від віддаленого передавача, то в наявності виявляється різке збільшення сили сигналу.

Для спостережень раптових посилень необхідний радіоприймач, який буде підсумовувати "тріски" (генеруються блискавками) відповідної частоти за період близько однієї хвилини і дасть нам результат у вигляді імпульсів випрямленого струму, які можна реєструвати на рухомому аркуші паперу. Таким шляхом ми отримуємо постійну запис сумарної інтенсивності "атмосферики" на даній частоті для будь години дня. Коли виникає сонячний спалах, реєструючий пристрій може іноді за кілька хвилин відзначити подвоєну силу надходять сигналів.

Більшість атмосферики виникає в тропічних областях, де грози особливо часті. Що ж стосується раптових посилень під час спалахів то вони обумовлюються просто підвищенням відбивної здатності шару D на висоті близько 70 км, а не дійсним збільшенням числа розрядів блискавок в цей час.

Описаний метод дає простий і ефективний спосіб для реєстрації спалахів і фіксації моментів їх появи, коли погода хмарна і саме Сонце бачити не можна.

4) Раптові фазові аномалії. Під час спалаху шар D не тільки краще відображає довгі радіохвилі, але одночасно зменшується і висота відбиває "стелі". Іншими словами, концентрація електронів, необхідна для відображення, тепер створюється в більш низькому шарі атмосфери. Це породжує зміна фази між земної і небесної хвилями, коли ми можемо одночасно приймати обидві хвилі від довгохвильового передавача.

Щодня, коли Сонце сходить, швидкість утворення електронів в шарі D поступово зростає і досягає максимальної величини в полудень, коли висота Сонця найбільша. Але максимум концентрації вільних електронів, що залежить від висоти Сонця, досягається через 30 - 60 хвилин після полудня.

5) Раптове завмирання космічного радіовипромінювання. У земну атмосферу з зовнішнього простору безперервно протікають короткі радіохвилі. Під час сонячної спалаху такі радіохвилі як би завмирають, аналогічно тому, як завмирають короткі радіохвилі, відрізав назад до Землі шаром F.

Це поглинання дає один із самих чутливих способів виявлення ультрафіолетового випромінювання спалаху.

6) Сплески радіовипромінювання. Радіохвилі спалаху доходять від Сонця до Землі за той же час, що і видиме і ультрафіолетове світло. Тому вони відносяться до одного з одночасних ефектів спалахів.

В Нині, мабуть, немає підстав сумніватися в простій гіпотезі, згідно якої інтенсивне радіовипромінювання збуджується в короні при проходженні назовні частинок, які викидаються спалахом.

Б. Запізнілі ефекти

Самі повільні частки (корпускули) доходять до нас приблизно через 26 годин після початку спалаху, що відповідає їх середній швидкості близько 1600 км/сек. За прибуття в околиці Землі корпускули створюють сильні електричні струми, які можна спостерігати за їх впливу на земний магнетизм - сильним магнітним бурям. В цей же час бувають видно полярні сяйва в північній і південній полярних областях Землі, а у винятках - навіть ближче до екватора.

Де б не була розташована спалах на видимій півсфері Сонця, її ультрафіолетове випромінювання і радіовипромінювання досягають Землі; не завжди справа йде так, якщо мова йде про потоки корпускул.

Магнітні бурі набагато більш ймовірні, якщо спалах відбувається близько центру сонячного диска. Це позначає, що частинки залишають Сонце головним чином в перпендикулярному до поверхні напрямку.

5. Магнітні бурі

Надходять в околицю Землі сонячних корпускули створюють сильні електричні струми, які впливають на земний магнетизм і породжують так звані магнітні бурі. Під час бур Земля оточена зовнішнім магнітним полем, силові лінії якого приблизно паралельні напрямку осі постійного поля Землі. Напрямок цього зовнішнього поля між першою і другою фазами бурі повинно швидко змінюватися на зворотне.

Магнітні бурі поділяються кілька довільно на два класи - відповідно до величини збурень.

В відмінності від спалахової магнітних бур, рекурентні повторюються в плині декількох сонячних обертів, а іноді навіть 10-15 оборотів. Вневспишечние магнітні бурі пов'язані з неоднорідністю сонячного вітру і перш за все довгоживучими областями на сонці.

Якщо число спалахової магнітних бур досягає максимальної величини в епоху максимуму 11-ти річного циклу, то максимальне число рекурентних магнітних бур відзначається на його гілки спаду, за 2-3 роки до епохи мінімуму.

Геомагнітні бурі особливо помітні на тлі впливу сонячної активності на біосферу Землі і зокрема людини.

Медики звернули увагу на ту обставину, що число раптових смертей і випадків загострення захворювань серцево-судинної системи, тісно пов'язане з сонячною активністю і обумовлено геомагнітної обуреністю магнітного поля Землі.

6. Полярні сяйва

Найбільш яскравими та вражаючими проявом бомбардування атмосфери сонця частками є полярні сяйва. Це свічення у верхніх шарах атмосфери (100-150 км), має або розмиті (дифузні) форми, або вид корон або завіс (драпрі), що складаються з численних окремих променів. Велика частина світла полярних сяйв випромінюється атомами водню і молекулами азоту, які збуджуються за рахунок зіткнень з низько енергійними електронами. Колір полярних сяйв зазвичай червоний або зелений. Червоний колір випромінюється атомами кисню, зелений - молекулами азоту. Випромінювання помітно також в ультрафіолетовому та інфрачервоному діапазонах.

Число ночей, в які спостерігаються полярні сяйва, зростає в міру наближення до північного або південного магнітних полюсів.

Полярні сяйва в низьких широтах спостерігаються тільки в епоху високої сонячної активності. Ця обставина дає можливість простежити за ходом 11-річного циклу сонячних плям по появам полярних сяйв за останні 2000 років.

Список літератури

Для підготовки даної роботи були використані матеріали з сайту planetarium-kharkov.org