LINEBURG


<< Пред. стр.

страница 45
(всего 138)

ОГЛАВЛЕНИЕ

След. стр. >>

тием солнечной плазмы. Сжатие происходит под давлением
ного газа. Здесь же можно наблюдать и спектр хромосферы,
магнитного поля и приводит к образованию длинного плаз-
так называемый спектр вспышки. Он состоит из ярких эмис-
менного жгута. Длина такого образования составляет десят-
сионных линий водорода, гелия, ионизированного кальция и
ки, сотни тысяч километров. Длится вспышка, как правило,
других элементов, которые внезапно вспыхивают во время
около часа. Хотя детально физические процессы, приводящие
полной фазы затмения.
к возникновению вспышек, еще не изучены, ясно, что они име-
По структуре хромосфера значительно отличается от фо-
ют электромагнитную природу.
тосферы: она более неправильной и неоднородной структуры.
Выделяются два типа неоднородности — яркая и темная, — Наиболее грандиозными образованиями в солнечной
которые по своим размерам превышают фотосферные грану- атмосфере являются протуберанцы — относительно плотные
облака газов, возникающие в солнечной короне или выбрасы-
лы. В целом распределение неоднородностей образует так на-
ваемые в нее из хромосферы. Типичный протуберанец имеет
зываемую хромосферную сетку, хорошо заметную в линии
вид гигантской светящейся арки, опирающейся на хромосфе-
ионизированного кальция. Как и грануляция, она является
ру и образованной из струй и потоков более плотного и хо-
следствием движения газов в подфотосферной конвективной
лодного, чем окружающая корона, вещества. Иногда это ве-
зоне, только происходящего в более крупных масштабах. Тем-
щество удерживается прогнувшимися под его тяжестью сило-
пература в хромосфере быстро растет, достигая в верхних сло-
выми линиями магнитного поля, а иногда медленно стекает
ях десятков тысяч градусов.
вдоль магнитных силовых линий. Имеется множество различ-
Самая верхняя и самая разреженная часть солнечной ат-
ных типов протуберанцев. Некоторые из них связаны со взры-
мосферы — корона, простирающаяся на десятки солнечных
воподобными выбросами вещества из хромосферы в корону.
радиусов и имеющая температуру около миллиона градусов.
Солнечная корона — это внешние, очень разреженные слои
Корону можно увидеть только во время полного солнечного
атмосферы Солнца. Солнечную корону можно наблюдать в те-
затмения или с помощью коронографа.
чение буквально нескольких десятков секунд в виде жемчуж-
ного сияния вокруг диска Луны во время полной фазы солнеч-
ного затмения.
ИЗЛУЧЕНИЯ СОЛНЦА
Важной особенностью короны является ее лучистая струк-
тура. Длина лучей может достигать десятка и более солнечных
Вся солнечная атмосфера находится в постоянном коле-
радиусов. Форма короны зависит от фазы цикла солнечной
бании. В ней присутствуют как вертикальные, так и горизон-
активности: в годы максимума она почти сферична, в годы ми-
тальные волны, длина которых достигает нескольких тысяч
нимума — сильно вытянута вдоль экватора. Корона представ-
километров. Колебания носят резонансный характер. В воз-
ляет собой сильно разреженную высокоионизированную плаз-
никновении явлений, происходящих на Солнце, большую роль
му с температурой 1—2 млн. градусов. Причина такого боль-
играют магнитные поля. Магнитные поля меняются в соот-
шого нагрева солнечной короны связана с волновыми движе-
ветствии с 11-летним циклом солнечной активности. Энергия
ниями, возникающими в конвективной зоне Солнца. Свет ко-
медленно диффундирует к внешним слоям благодаря атомно-
роны почти совпадает со светом излучения всего Солнца. Это
му поглощению и излучению, а во внешней конвективной зоне,
связано с тем, что свободные электроны, находящиеся в коро-
которая составляет 30% радиуса Солнца и 1% его массы, под-
не, рассеивают излучение, приходящее от фотосферы. Из-за
нимающиеся и опускающиеся вихри газа переносят энергию к
огромной температуры частицы движутся настолько быстро,
фотосфере, с которой происходит ее лучеиспускание, сопро-
что во время столкновений от атомов отлетают электроны, ко-
вождающееся значительной потерей солнечной массы.
торые затем двигаются как свободные частицы. В результате
Радиоизлучение Солнца имеет две составляющие: посто-
этого легкие элементы полностью теряют все свои электроны,
янную и переменную. Во время сильных солнечных вспышек
так что в короне остаются только протоны и альфа-частицы.
радиоизлучение Солнца возрастает в тысячи, иногда в милли-
Тяжелые элементы теряют до 10—15 внешних электронов, по-
оны раз по сравнению с радиоизлучением спокойного Солнца.
этому в солнечной короне наблюдаются необычные спектраль-
Известно, что Солнце является источником постоянного по-
ные линии. Горячая плазма сильно излучает и поглощает ра-
тока частиц — корпускул. Корпускулярное излучение состав-
диоволны, поэтому солнечное радиоизлучение наблюдается ы
ляют нейтрино, электроны, протоны, альфа-частицы, а также
солнечной короне. Иногда здесь же отмечаются области пони-
более тяжелые атомные ядра Солнца. Отдельные сгустки го-
женного свечения, называемые корональными дырами.
рячего ионизированного газа «выстреливают» из областей,
200 Астрономия

ФИЗИКА СОЛНЦА. СОЛНЕЧНАЯ АКТИВНОСТЬ
3
сти ближайших звезд 19,7-10 м/с. Солнце раслоложено внут-
История изучения Солнца начинается с 1611 г., когда
ри одной из спиральных ветвей нашей Галактики на расстоя-
Галилей начал телескопические наблюдения Солнца. Им были
нии около 10 кпс от ее центра. Период обращения Солнца
открыты солнечные пятна, определен период вращения Солн-
вокруг центра Галактики составляет около 200 млн. лет.
ца вокруг своей оси. В 1814 г. Й. Фраунгофер обнаружил
темные линии поглощения в спектре Солнца — это положило Вращение Солнца вокруг оси происходит в плоскости,
начало изучению химического состава звезды. В 1843 г. не- наклоненной на 7°15' к плоскости орбиты Земли (эклиптике).
мецкий астроном Г. Швабе определил цикличность солнечной Скорость вращения определяется по смещение различных ви-
активности. Развитие методов спектрального анализа позво- димых деталей в атмосфере Солнца и по сдвигу спектральных
лило изучить физические условия на Солнце. С 1836 г. регу- линий в спектре края диска Солнца вследствие эффекта Доп-
лярно наблюдаются затмения Солнца, что позволило обнару- лера. Так было обнаружено, что период вращения Солнца нео-
жить корону и хромосферу Солнца, а также солнечные проту- динаков на разных широтах. Положение различных деталей
беранцы. В 1913 г. американский астроном Дж. Хейл доказал на поверхности Солнца определяется с помощью гелиографи-
существование на Солнце магнитных полей. В 1931 г. Б. Лио ческих координат, отсчитываемых от солнечного экватора (ге-
изобрел солнечный коронограф, позволивший наблюдать ко- лиографическая широта) и от центрального меридиана види-
рону и хромосферу вне затмений. К 1942 г. шведский астро- мого диска Солнца или от некоторого меридиана, выбранного
ном Б. Эдлен доказал наличие высокой температуры в сол- в качестве начального (так называемого меридиана Карринг-
нечной короне. В начале 40-х годов XX века было открыто тона). Один оборот относительно Земли точь^ с гелиографи-
радиоизлучение Солнца. Существенным толчком для разви- ческой широтой 17° совершают за 27,275 сут. (синодический
тия физики Солнца во второй половине XX века послужило период). Время оборота на той же широте Солнца относи-
развитие магнитной гидродинамики и физики плазмы. В на- тельно звезд (сидерический йериод) — 25,38 сут. Линейная
стоящее время изучение ультрафиолетового и рентгеновско- скорость вращения на экваторе Солнца — около 2000 м/с.
го излучения Солнца ведется методами внеатмосферной аст-
Предположительно, модель внутреннего строения Солн-
рономии (с орбитальных обсерваторий, космических лабора-
ца выглядит как сферически симметричное тело, которое на-
торий и т. п.).
ходится в равновесии. По массе в Солнце содержится около
70% водорода, 27% гелия, 2,5% приходится на все остальные
Солнце — центральное тело Солнечной системы, хотя вме-
элементы. Выделение энергии происходит путем ядерных ре-
сте с окружающими звездами оно представляет лишь ничтож-
акций, при которых водород превращается в гелий. На Солн-
ную часть гигантского коллектива звезд и туманностей, которые
це возможны две группы термоядерных реакций так называ-
мы называем Галактикой. Солнце представляет собой раскален-
емый протон-протонный (водородный) цикл и углеродный
ный плазменный шар. Солнце — ближайшая к Земле звезда.
цикл (цикл Бете). Основная реакция водорода сводится к
Масса Солнца 1,990-1030 кг (в 330 тыс. раз больше массы Зем-
протон-протонному циклу, практически обеспечивающему
ли). В Солнце сосредоточено 99,866% массы Солнечной систе-
современную светимость Солнца.
мы. Солнечный параллакс равен 8,794" (4,263-ДО"5радиан). Рас-
стояние от Земли до Солнца меняется от 1,4710-10" м (в январе) «Выгорание» водорода под действием термоядерных ре-
до 1,5210-Ю11 (в июле), составляя в среднем 1,4960-1011 м. Это акций происходит только в недрах Солнца, в наружных же
расстояние принято считать одной астрономической едини- слоях его относительное содержание сохраняете я неизменным.
цей. Средний угловой диаметр Солнца составляет 31г59,3", Перенос энергии из недр, как правило, про: сходит за счет
чему соответствует линейный диаметр Солнца, равный поглощения электромагнитного излучения, преходящего сни-
9
1,392-Ю м (в 109 раз больше диаметра экватора Земли). зу, и последующего переизлучения. В результате понижения
Средняя плотность солнечного вещества — 1,41 г/см3. Ус- температуры при удалении от Солнца постепенно увеличива-
корение свободного падения на поверхности Солнца состав- ется длина волны излучения. Конвективная ;;она Солнца на-
ляет 273,98 м/с2. Вторая космическая скорость на поверхно- чинается на глубине порядка 0,2 солнечных радиуса и имеет
сти Солнца равна 6,18-105м/с. Эффективная температура повер- толщину около 10s м. Во внешней части конвективной зоны
хности Солнца, определяемая согласно закону излучения Сте- Солнца скорость конвективных движений достигает (2 —
фана-Больцмана, по полному излучению Солнца равна 5770 К. 2,5)-103 м/с. В атмосфере Солнца (в хромосфере и короне)
Единица светимости Солнца равна 4-1033 эрг/с (за 3 млрд лет также происходит циркуляция вещества. Плотность в верх-
оно излучило 4-1050 эрг/с). Если предположить, что первона- ней атмосфере очень мала, поэтому отвод энергии возможен
чально Солнце состояло из водорода, который в результате только в том случае, если кинетическая энергия этих слоев
термоядерных реакций превратился в гелий, то выделившее- достаточно велика. В верхней части солнечной короны энер-
ся количество энергии буди приблизительно составлять 10%. гию уносит солнечный ветер, состоящий из потоков вещества,
Отсюда вытекает, что для поддержания излучения на наблю- которые движутся от Солнца. В каждом слое температура ус-
даемом уровне в течение миллиардов лет достаточно, чтобы танавливается на таком уровне, чтобы в целом автоматически
Солнце «потратило» не более 10% своего первоначального осуществлялся баланс энергии, то есть энергетические потери
запаса водорода. возмещались достаточным количеством принскимой энергии.
Солнце как звезда является типичным желтым, карли- Полное излучение Солнца определяется г о освещеннос-
ком и располагается в средней части главной последователь- ти поверхности Земли, когда светило находится в зените (око-
ности звезд на диаграмме Герцшпрунга—Рессела. Спектраль- ло 100 тыс. лк). Вне атмосферы на среднем ра< стоянии Земли
ные классы О, В, А и частично F астрономами называются от Солнца освещенность равна 127 тыс. лк. Сила света Солнца
составляет 2,84-1027 свечей. Количество энергии, приходяще-
«ранними», a G, К, М — «поздними». Солнце имеет спектраль-
еся за 1 мин на площадь в 1 см2, расположенную перпендику-
ный класс G2. Скорость движения относительно совокупно-
Физика Солнца. Солнечная активность 201

лярно солнечным лучам за пределами атмосферы на среднем тосфере образуются спектральные линии и непрерывный
расстоянии Земли от Солнца, называют солнечной постоян- спектр.
ной. Мощность излучения Солнца на Землю составляет около В фотосфере довольно часто можно наблюдать темные
17
2-Ю Вт, средняя яркость поверхности Солнца (при наблюде- образования, называемые солнечными пятнами. С активнос-
9
нии вне атмосферы Земли) составляет 1,98-10 нт, яркость тью появления пятен на средних и низких широтах чаще свя-
9
центра диска Солнца - 2,48-10 нт. зывают активность Солнца. Все солнечные пятна обладают
Спектр Солнца — это непрерывный спектр, на который сильным магнитным полем. Небольшие пятна называют пора-
наложено более 20 тысяч линий поглощения. Распределение ми, а диаметр большого пятна может достигать 200 тыс. км.
Состоят они из темного ядра (тени) и окружающей его полу-
энергии в недрах Солнца (его спектральный состав) в общих
тени, иногда могут быть окружены светлой каймой. Одни пят-
чертах соответствует распределению энергии в излучении аб-
на на поверхности Солнца могут «просуществовать» несколь-
солютно черного тела с температурой около 6000 К. В отдель-
ко часов, а другие — месяц.
ных участках спектра могут иметься заметные отклонения.
Максимум энергии в спектре Солнца соответствует длине вол- Появление пятен подчиняется следующим закономерно-
ны 4600 А. Преобладающим элементом в составе Солнца яв- стям:
ляется водород, затем следует гелий, количество атомов кото- — 11-летний цикл появления пятен на широтах ± 40°;
рого в 4—5 раз меньше, чем водорода, число атомов других — 22-летний магнитный цикл пятен;
элементов приблизительно в 1000 раз меньше числа атомов — экваториальный дрейф зоны появления пятен;
водорода, в их число входят кислород, углерод, азот, магний, — смена знака полярного магнитного поля в максимуме
железо и другие. пятнообразования.
В результате взаимодействия дифференциального вра- В спектре пятен линий и полос поглощение еще больше,
щения Солнца с движениями проводящего электричество газа чем в спектре фотосферы, кроме того, они смещаются, что
генерируется магнитное поле Солнца. Магнитное поле прояв- указывает на движение вещества в пятнах: происходит выте-
кание на низких уровнях и втекание на более высоких, со
ляется на поверхности Солнца в виде солнечных пятен, дости-
скоростью движения до 3 тыс. м/с. Из сравнений интенсивно-
гающих в диаметре до 90 тыс. км, и окружающих их активных
сти линий и непрерывного спектра пятен и фотосферы следу-
областей. Различают несколько типов магнитных полей на
ет, что пятна холоднее фотосферы на 1—2 тыс. градусов (4500 К
Солнце. Общее магнитное поле Солнца невелико и тесно свя-
и ниже). Из-за этого на фоне фотосферы пятна кажутся тем-
зано с межпланетным магнитным полем и его секторной струк-
ными, яркость ядра составляет 0,2—0,5 яркости фотосферы,
турой. Магнитные поля, связанные с солнечной активностью,
яркость полутени — около 80% фотосферной.
могут достигать в солнечных пятнах напряженности в несколь-
ко тысяч эстред. В активных областях магнитных полей маг- Обычно пятна образуют три группы, которые по своему
нитные полюсы различной полярности чередуются. Встреча- магнитному полю могут быть униполярными, биполярными н
ются и локальные магнитные области с напряженностью поля мультиполярными, то есть содержащими много пятен различ-
ной полярности, часто объединенных общей полутенью. С
эстред вне солнечных пятен. Магнитные поля проникают и в
окончанием переполюсовки магнитного поля появляются и
хромосферу, и в солнечную корону.
многочисленные мелкомасштабные магнитные структуры —
Атмосферу Солнца образуют внешние слои, которые до-
полярные факелы, яркие рентгеновские точки в короне, про-
ступны наблюдению. Почти все излучение Солнца исходит из
туберанцы, в солнечной короне над ними наблюдаются обра-
фотосферы. Толщина фотосферы около 300 км, ее средняя
зования в виде лучей, шлемов, опахал — все это образует ак-
плотность - 310' 4 кг/м3. Средняя температура в фотосфере
тивную область на Солнце.
около 6000 К, на границе фотосферы — 4200 К. Давление
Полярные факелы — яркие фотосферные образования,
меняется от 2-Ю4 до 102 н/м2. Конвекция в подфотосферной
видимые в белом свете недалеко от края диска Солнца. В
зоне Солнца проявляется в неравномерной яркости фотосфе-
недрах Солнца факелы практически не видны, так как кон-
ры, ее зернистой структуре — так называемой грануляцион-
траст их невелик. Обычно факелы появляются раньше пятен
ной структуре. Гранулы имеют вид ярких пятен округлой
и сохраняются еще некоторое время после их исчезновения,
формы, размером 150—1000 км и продолжительностью жизни
их средняя продолжительность существования составляет 15
5—10 минут, реже — 20 минут. Иногда можно наблюдать мас-
суток, но может длиться и около 3 месяцев. Количество факе-
совое скопление гранул протяженностью до 30 тыс. км. На
лов на диске Солнца зависит от фазы цикла солнечной актив-
поверхности Солнца грануляция одинакова на всех гелиогра-
ности. Факелы имеют сложную волокнистую структуру, кон-
фических широтах и не зависит от солнечной активности.
траст их зависит от длины волны, на которой проводятся на-
Скорости хаотических движений (турбулентные скорости) в
блюдения. Температура факелов на несколько сот градусов
фотосфере составляют по различным определениям 1—3 км/с,
превышает температуру фотосферы, общее излучение с одно-
В фотосфере обнаружены квазипериодические колебательные
го квадратного сантиметра превышает фотосферное на 3—5%,
движения в радиальном направлении. Они происходят на пло-
Выше фотосферы расположен слой атмосферы, называе-
щадках размерами 2—3 тыс. км с периодичностью около 5 мин
мый хромосферой. Хромосферу можно увидеть во время пол-
и амплитудой скорости порядкд 500 м/с. После нескольких
ного солнечного затмения, когда Луна полностью закроет фо-
периодов колебания они затухают и могут вновь возникнуть в
тосферу. В этот момент она представляет собой розовое коль-
этом же месте. Ниже расположены очень большие конвектив-
цо с выступающими зубчиками — хромосферными спикула-
ные образования — «гигантские ячейки», супергранулы, в ко-
ми. Одновременно на Солнце может быть до 250 тыс. спикул
торых движение происходит (около 500 м/с) в горизонталь-
диаметром от 200 до 2000 км. Скорость подъема плазмы в
ном направлении от центра ячейки к ее границам. Размеры
спикулах достигает 30 км/с. При наблюдении в монохромати-
ячеек достигают до 30—40 тыс. км. По положению супергра-
ческом свете на диске Солнца видна яркая хромосферная сет-
нулы совпадают с ячейками хромосферной сетки. На грани-
ка, состоящая из отдельных узелков (от 1000 до 8000 км).
цах этих ячеек магнитное поле усилено. Известно, что в фо-
202 Астрономия

Размеры ячеек сетки 30-40 тыс. км. Предположительно спи- из короны наиболее быстрых частиц. Во внеплих частях ко-
кулы образуются на границах ячеек хромосферной сетки. роны большую часть энергии уносит солнечный ветер (поток
6
коронального газа). Температура в короне превышает 10 К.
Установлено, что в хромосфере происходит хаотичес-
7
В активных слоях короны температура достигает 10 К. Над
3
кое движение газовых масс со скоростями до 15-10 м/с. В
активными областями могут образовываться гак называемые
хромосфере факелы видны как светлые образования, назы-
корональные конденсации, в которых конце:!грация частиц
ваемые обычно флоккулами. Полярные факелы могут пред-
возрастает в десятки раз. В солнечной короне генерируется
ставлять собой отдельные яркие точки размером от 700 до
радиоизлучение Солнца в метровом диапазоне и рентгеновское
3500 км, пары ярких точек на расстоянии около 7000 км,
излучение, усиливающееся во много раз в акт] иных областях.
цепочки ярких точек протяженностью до 30 тыс. км и диф-
Из короны распространяются в межпланетное пространстве
фузные образования размером от 7 до 20 и более тыс. км. В
потоки частиц, образующие солнечный ветер. Между хромос-
красной линии спектра водорода хорошо видны темные
ферой и короной имеется сравнительно тонкий переходный
образования, называемые волокнами. На краю диска Солн-
слой, в котором происходит резкий скачок температуры до
ца волокна выступают за диск и наблюдаются на фоне неба
значений, характерных для короны. Условия в нем определя-
как яркие протуберанцы. Волокна и протуберанцы низко-
ются потоком энергии из короны в результате теплопровод-
широтных зон показывают хорошо выраженный 11-летний
ности. Переходный слой является источником большей части
цикл, их максимум совпадает с максимумом пятен. Высоко-
ультрафиолетового излучения Солнца. Хромосфера, переход-
широтные протуберанцы меньше зависят от фаз солнечной
ный слой и корона дают радиоизлучение Солнца. В активных
активности, максимум наступает через два года после мак-
областях структура хромосферы, короны и переходного слоя
симума пятен. Волокна, являющиеся спокойными протубе-
меняется, но этот процесс еще мало изучен.
ранцами, могут достигать длины солнечного радиуса и су-
ществовать в течение нескольких оборотов Солнца. Сред- В хромосфере возможны видимые во многих спектраль-
няя высота протуберанцев над поверхностью Солнца со- ных линиях внезапные и кратковременные увеличения ярко-
ставляет 30—50 тыс. км, средняя длина — 200 тыс. км, ши- сти — это солнечные вспышки. Вспышки лучше всего видны
рина — 5 тыс. км. Протуберанцы по характеру движения в свете водородной линии, но наиболее яркие видны и в белом
(по А. Б. Северному) делятся на 3 группы: свете. В спектре солнечной вспышки насчитывается несколь-
ко сотен эмиссионных линий различных элементов, нейтраль-
— электромагнитные, где движения происходят по упо-
ных и ионизированных. Температура тех слоев солнечной ат-
рядоченным искривленным траекториям — силовым линиям
мосферы, которые дают свечение в хромосферных линиях
магнитного поля;
(1— 2)10 4 К, в более высоких слоях — до 10' К. Плотность
— хаотические, в которых преобладают неупорядочен-
частиц во вспышке достигает 1013— 10м в 1 см1, Площадь сол-
ные турбулентные движения (скорости порядка 10 км/с);
нечных вспышек может достигать 10" м2. Обычно солнечные
— эруптивные, где вещество первоначального спокойно-
вспышки происходят в соседних зонах с пятнообразования-
го протуберанца с хаотическими движениями внезапно выб-
ми. Они сопровождаются активизацией волошн и флокку-
расывается с возрастающей скоростью (до 700 км/с) прочь от
лов, а также выбросами вещества. При вспышке выделяется
Солнца. Температура в протуберанцах достигает 5—10 тыс.
большое количество энергии (до 1021—10м Дж). Предполага-
Кельвинов, плотность близка к средней плотности хромосфе-
ется, что энергия солнечной вспышки первойгчально запаса-
ры. Волокна, представляющие собой активные, быстро меня-
ется в магнитном поле, а затем быстро высвобождается, что
ющиеся протуберанцы, довольно быстро изменяются за не-
приводит к локальному нагреву и ускорению протонов и элек-
сколько часов, иногда и за несколько минут. Форма и харак-
тронов, вызывающих дальнейшее повышение температуры газа,
тер движений в протуберанцах взаимосвязаны с магнитным
его свечение в различных участках спектра электромагнитного
полем в хромосфере и солнечной короне.
излучения, образование ударной волны.
Солнечная корона — внешняя и наиболее разреженная
часть солнечной атмосферы, простирающаяся на несколько Солнечные вспышки значительно увелучшают ультра-
(более 10) солнечных радиусов. Корону Солнца раньше мож- фиолетовое излучение Солнца, они также сопровождаются
но было наблюдать только во время полного солнечного зат- всплесками радио- и рентгеновского излучения, выбросом
корпускул высоких энергий вплоть до 1010эв. Иногда наблю-
мения, сегодня же ее можно изучать с помощью орбитальных
телескопов и коронографов. В крупномасштабной структуре даются всплески рентгеновского излучения и без усиления
солнечной короны хорошо выделяются такие образования: свечения в хромосфере.
шлемовидные структуры, опахала, корональные лучи и по- Уровень солнечной активности меняется в течение 11-лет-
лярные щеточки. Общая форма короны меняется с фазой цикла него цикла. Существуют также слабые колебания величины
солнечной активности: в годы минимума корона сильно вытя- максимумов 11-летнего цикла с периодом около 90 лет. Наи-
нута вдоль экватора, в годы максимума она почти сферична. более мощные проявления солнечной активности — солнеч-
Свечение солнечной короны образуется, как правило, в ре- ные вспышки — происходят нерегулярно (чаше вблизи пери-
зультате рассеяния фотосферного излучения свободными элек- одов максимальной активности), длительностЕ их составляет
тронами. Практически все атомы в короне ионизированы. 5—40 мин, реже — несколько часов. Энергия хромосферной
Концентрация ионов и свободных электронов у основания вспышки может достигать 1025 Дж, из которых лишь 1 — 10%
короны составляет 109 частиц в 1 см3. Нагрев короны анало- приходится на электромагнитное излучение в оптическом ди-
гичен нагреву хромосферы. Наибольшее выделение энергии апазоне. В периоды повышения солнечной активности рент-
происходит в нижней части короны, но благодаря высокой геновское излучение увеличивается в диапазоне 30—10 нм в
теплопроводности корона почти изотермична — температура два раза, в диапазоне 10—1 нм в 3—5 раз, в диапазоне 1—0,2 нм
к наружному слою понижается очень медленно. — более чем в сто раз. Жесткое рентгеновское излучение с
длиной волны менее 0,2 нм появляется в спектре Солнца пос-
В нижней части короны отток энергии вниз происходит
ле вспышек и всего лишь на короткое время.
благодаря теплопроводности. К потере энергии приводит уход
Планеты Солнечной системы 203

В ультрафиолетовом диапазоне (длина волны 180—350 нм) Солнца, обеспечивает стационарность теплового баланса
излучение Солнца за 11-летний цикл меняется всего на 1 — 10%, а Земли, но отдельные компоненты излучения хромосфер-
в диапазоне 290—2400 нм остается практически постоянным и ных вспышек могут оказывать на физические, биофизи-
составляет 3,6-1026 Вт. ческие и биохимические процессы Земли значительное
влияние.
Постоянство энергии, получаемой нашей планетой от




ПЛАНЕТЫ СОЛНЕЧНОЙ СИСТЕМЫ

мосферы на высоте 620 км. В составе атмосферы обнаружено
ПЛАНЕТЫ ЗЕМНОЙ ГРУППЫ
небольшое количество водорода, гелия и кислорода, присут-
ствуют и некоторые инертные газы, например аргон и неон.

<< Пред. стр.

страница 45
(всего 138)

ОГЛАВЛЕНИЕ

След. стр. >>

Copyright © Design by: Sunlight webdesign