Свойства межпланетного пространства в значительной степени, если не полностью, определяются центральным телом солнечной системы — Солнцем. Солнце является источником мощных потоков корпускулярной и электромагнитной радиации, оно же ответственно за структуру межпланетных магнитных полей.
Многие явления на Земле тесно связаны с процессами, протекающими на Солнце. Механизм этой связи пока понят не до конца, но уже ясно, что большую роль в этих процессах играют солнечный ветер, корпускулярные потоки и коротковолновые электромагнитные излучения Солнца. Прежде чем описать проявления солнечно-земных связей, остановимся на элементах солнечной активности.
Солнечная активность
Солнечная активность — комплекс различных явлений, происходящих в атмосфере Солнца и характеризующихся значительными изменениями физических характеристик различных слоев солнечной атмосферы. Очевидна тесная связь между активными процессами в фотосфере (пятна, факелы), хромосфере (вспышки, флоккулы), короне (протуберанцы, конденсации, корональные лучи) и большое значение магнитного поля в этих процессах.
Локальные магнитные поля, обнаруженные в солнечной атмосфере повсеместно, играют весьма существенную, а в ряде случаев даже основную роль в физических процессах на Солнце. Обнаружено также общее магнитное поле Солнца. Поле Солнца различно на разных широтах. В полярных областях (|ф| >55°) его напряженность ~ 1 гс, и оно несколько
отличается от дипольного: силовые линии магнитного поля над полюсами, если судить по конфигурации полярных корональных лучей, расходятся медленнее, чем в случае обычного диполя, и не обнаруживают тенденции изгибаться в направлении к экватору. Поле напряженностью ~1 гс, наблюдаемое вблизи полюсов Солнца в фотосфере, уменьшается до 0,5 гс на высоте ~3 • 105 км. Измерения с высоким разрешением показали, что общее поле состоит из множества мелких элементов разной полярности и размеров. Напряженность поля в некоторых элементах достигает 10—20 гс, причем обычно одна полярность преобладает. При наблюдениях с малым разрешением в результате усреднения измеряется слабое поле одного знака.
В умеренных и низких широтах (| ф | <50°) наблюдаются локальные магнитные поля, которые, как правило, совпадают с активными образованиями на Солнце. К крупномасштабным локальным образованиям относятся биполярные (ВМ) и униполярные (UM) магнитные области. Чаще всего наблюдаются ВМ-области. Напряженность поля в них меняется в широких пределах — от 0,2 до сотен гаусс, причем знак поля различен в разных частях области. Напряженность поля в области ВМ и размеры области связаны обратной зависимостью и проходят определенный цикл развития от начала до конца существования области ВМ (несколько месяцев): наибольшая напряженность поля в области наблюдается через несколько недель после ее возникновения, затем она уменьшается, а площадь области начинает увеличиваться и может достичь ~0,3 R.
Внутри области ВМ иногда располагаются группы пятен. Напряженность поля в них составляет от ~500 до ~4000 гс. Биполярные области, по-видимому, являются первопри
чиной развития групп пятен. ВМ-области и пятна обычно вытянуты по параллели и в соответствии с направлением общего вращения Солнца первые части областей и групп пятен называются ведущими и обозначаются буквой «р», а последние — замыкающими и обозначаются буквой «f». Поля ведущих пятен областей ВМ имеют противоположные полярности в северном и южном полушариях Солнца и меняют знак с началом нового цикла солнечной активности (законы полярности Хойла). Эти законы полярности лучше выполняются для ВМ-областей, чем для пятен.
Униполярные магнитные области по сравнению с биполярными имеют меньшую напряженность поля, большую площадь и большее время жизни: напряженность поля <2 гс, размеры ~0,1 R, время жизни ~6—8 месяцев. Поля UM, по-видимому, замыкаются высокоширотным полем и являются остатками исчезающих областей ВМ.
Развитие ВМ- и UM-областей предшествует появлению активных областей на Солнце и завершается после их исчезновения.
Наблюдения на современных приборах с большим разрешением выявили короткожи-вущие мелкомасштабные магнитные поля, промежуточные по напряженности между полями ВМ-групп и полями пятен. Они связаны с флоккулами, порами, мелкими пятнами и другими активными образованиями в атмосфере Солнца.
Солнечные пятна — относительно темные участки на поверхности Солнца, состоящие из тени и полутени. В области тени заметна грануляция, область полутени состоит из радиальных волокон. Область тени пятна расположена ниже фотосферы, а полутень образует как бы воронку. Эффективная температура тени ~4270° К, полутени ~5380° К. Растекание газа из центра пятна (эффект Эвер-шеда) в области полутени происходит со скоростью ~2 км/сек, на краю полутени движение пропадает. Скорость растекания убывает с высотой и в пределах хромосферы меняет направление, так что газ течет уже к центру пятна. Есть указания и на вращательное движение пятна как целого. Вокруг полутени наблюдается светлое кольцо, яркость которого на 3—4% выше яркости фотосферы. Диаметры пятен заключены в пределах от тысяч до десятков тысяч километров. Маленькие пятна без полутени называются порами и составляют большинство от общего числа пятен. Пятна редко бывают одиночными, обычно наблюдаются группы пятен протяженностью до 100 тыc. км.
Классификация групп по полярности: униполярная (тип а, 10% всех групп) — все пятна имеют одинаковую полярность; биполярная (тип b, 90%) — два главных пятна обладают противоположными полярностями; сложная (тип у, ~1%) — пятна различных полярностей расположены беспорядочно. Группы пятен наблюдаются в так называемых «королевских» зонах (5°<|ф|<45°).
Число пятен, видимых на поверхности Солнца, испытывает периодические изменения со средним периодом ~11,2 года. За меру числа пятен берется относительное число пятен (число Вольфа): W=k(10g+f), где g — число групп пятен, f— общее число пятен, k — редукционный множитель порядка единицы.
Расположение пятен на диске меняется с фазой цикла солнечной активности, хотя положение самого пятна за время его существования меняется мало. В начале цикла пятна возникают на широтах около ±35°, вблизи максимума —на широтах ±16°, а в конце цикла —около ±8° (закон Шперера).
Однако в последние годы в эту закономерность вносятся некоторые уточнения.
Магнитное поле в центре тени пятна почти вертикально и не бывает меньше 200 гс, а во время максимальной фазы развития достигает 2000—4000 гс. В полутени поле горизонтально по направлению и на краю его величина составляет ~300 гс. Роль конвективного переноса энергии, незначительная в фотосфере, в области пятен, по-видимому, возрастает. Группы пятен обычно вытянуты вдоль параллелей, но ведущее пятно расположено ближе к экватору. Развитие типичной группы начинается с появления пор, из которых развиваются пятна. В течение нескольких дней возрастает их площадь и магнитное поле. Как правило, через 2—3 недели группа достигает максимального развития и начинает разрушаться; сначала исчезает хвостовое пятно и большинство мелких, группа становится униполярной; ведущее пятно сохраняется до тех пор, пока его диаметр не станет меньше 30—45 тыс. км, тогда оно быстро разрушается. Группа может существовать от нескольких часов до нескольких месяцев.
Факелы. Солнечные пятна всегда сопровождаются светлыми волокнистыми образованиями в фотосфере — факелами, но последние могут существовать и без пятен. Факелы появляются раньше пятен и сохраняются после их исчезновения в течение нескольких солнечных оборотов. Широтный диапазон их несколько больше, чем у пятен. В белом свете факелы не видны в центре диска. В течение 3—4 дней факелы можно наблюдать вблизи восточного и западного краев диска. Верхние части факелов горячее окружающей фото-сферы на ~200—300°, а нижние холоднее. Факелы локализуются в местах, где напряженность магнитного поля Н> 2—5 гс. На широтах около 70° наблюдаются полярные факелы, имеющие меньшие размеры, меньшее время жизни (~0,5 часа) и округлую форму.
Флоккулы. Верхние слои фотосферных факелов переходят в хромосферные факелы, или флоккулы, которые могут наблюдаться в фиолетовых линиях ионизированного кальция Н и К (кальциевые флоккулы) и в красной линии водорода На (водородные флоккулы). Последние характеризуются меньшими размерами и меньшей устойчивостью. Флоккулы — неоднородные образования с большими колебаниями яркости, температуры, скорости движения и напряженности магнитного поля в разных местах. Время их жизни больше, чем у пятен: от нескольких дней до нескольких месяцев. Наблюдаются флоккулы и без пятен, но тогда они менее устойчивы. В отличие от пятен, они располагаются по всему видимому диску, но вблизи полюсов менее яркие, неустойчивые и более круглые. Тонкая структура флоккулов тесно связана с магнитными полями; большая часть их волоконец ориентирована вдоль силовых линий магнитного поля. Интенсивность флоккулов повышается в дни появления и исчезновения пятен.
Солнечные вспышки — наиболее активные образования на Солнце, появляющиеся внезапно на небольшой площади (поперечник несколько десятков тысяч километров). Слабые вспышки длятся 5—10 мин., а мощные — несколько часов. Появляются в верхней хромосфере или короне всегда над факельным полем вблизи сложных групп пятен типа у и вблизи нейтральных линий продольного магнитного поля, где наблюдаются большие градиенты поля. Крупным вспышкам соответствуют градиенты 0,1 гс/км. Число вспышек балла 1N на порядок больше числа вспышек балла 3.
Классификация вспышек устанавливается табл. 1.
Вспышка сопровождается спорадическим ультрафиолетовым, рентгеновским и радиоизлучением и выбросом заряженных частиц разных энергий вплоть до высокоэнергичных
солнечных космических лучей (см. раздел «Электромагнитное излучение Солнца»). По-видимому, генерация высокоэнергичных частиц — основная характеристика вспышек. Жесткое рентгеновское излучение генерируется в области вспышки или над ней в результате тормозного излучения электронов, ускоренных в процессе вспышки, а сантиметровый радиовсплеск возникает одновременно в результате синхротронного излучения этих же электронов.
Выброс вещества, по-видимому, также присущ всем вспышкам. Наиболее частым типом выброса вещества является возвратный протуберанец: скорость выброса от 50 до 5000 км/сек, выброшенный поток затем опускается вниз. Извержение вещества в межпланетное пространство должно происходить со скоростями, превышающими критические, обусловленные гравитацией Солнца.
Испускание солнечных космических лучей высокой энергии наблюдалось почти всегда при очень сильных вспышках. Помимо редких случаев испускания частиц высокой энергии, было обнаружено, что Солнце гораздо чаще излучает частицы малой энергии, тоже связанные со вспышками.
Протонные вспышки, т. е. вспышки, во время которых генерируются энергичные протоны (с энергией выше нескольких Мэв), обычно сопровождаются радиоизлучением IV типа (непрерывным) и внезапными возмущениями земной ионосферы, причиной которых является усиленная ионизация нижней части D-области ионосферы рентгеновским излучением Солнца с l<5 А.
Полная энергия солнечных космических лучей, выбрасываемых мощной вспышкой, достигает 1031—1032 эрг.
Сложные явления во вспышках, связанные с генерацией солнечных космических лучей, еще не объяснены. Предполагается, что появление вспышек связано с неустойчивостью солнечной плазмы около нейтральных линий при больших градиентах поля сложной конфигурации в хромосфере, в результате чего магнитная энергия переходит в другие формы. После вспышки магнитное поле обычно упрощается, градиенты уменьшаются и поле ослабляется. Энергетические оценки показали, что уничтожение поля в 50—100 гс в области вспышки достаточно, чтобы компенсировать выделяющуюся энергию.
Протуберанцы — массы сравнительно холодного и плотного газа (rc~1010—1011 см"3), поднимающиеся над хромосферой. На краю диска видны в виде светлых облаков, а в центре — в виде темных волокон, называемых водородными волокнами. Вблизи экватора они располагаются вдоль меридианов, а на высоких широтах — вдоль параллелей. Различаются три типа протуберанцев: спокойные, активные и эруптивные. Спокойные протуберанцы встречаются на границах активных областей преимущественно с высокоширотной стороны, но иногда и внутри области. Размеры: длина ~100—200 тыс. км, высота несколько тысяч километров, толщина ~10 тыс. км. Время жизни — несколько месяцев. Скорость движения отдельных струй ~10 км/сек. Активные протуберанцы невелики и встречаются внутри активных областей, часто вблизи пятен. Форма их разнообразна и быстро меняется. Время жизни — несколько часов или дней, часто связаны со вспышками. Скорость движения отдельных элементов до 100 км/сек. Эруптивные протуберанцы — довольно редкий тип. Отличаются очень бурным развитием, неустойчивостью форм, скачкообразным ростом скорости движения до сотен км/сек и внезапным исчезновением. Время жизни — несколько минут.
Температура протуберанцев ~104 °К, плотность в ~100 раз больше, чем окружающего их коронального газа. Это позволяет предположить, что протуберанец, возможно, конденсируется из коронального вещества в результате охлаждения, связанного с уменьшением магнитного поля в основании короны, или образуется при сжатии некоторого объема какими-то внешними силами, например магнитным полем.
На рис. 1 из работы приведены различные элементы солнечной активности на диске Солнца.
Центры активности. Развитие различных активных образований во всей солнечной атмосфере представляет единый процесс, который может быть рассмотрен как развитие центра активности (раньше центр активности назывался активной областью, куда относили только факельную площадку с пятнами и вспышками). Развитие типичного центра активности можно подразделить на четыре стадии.
I стадия — появление слабого униполярного (или сложной конфигурации) магнитного поля, одновременно возникает яркий факел и в хромосфере развивается флоккул. В самом ярком месте флоккула возникают темные точки (поры), из которых развиваются пятна. Площадь, занимаемая полем, увеличивается, и оно становится биполярным. I стадия длится несколько дней.
II стадия — активная. Она характеризуется бурным и неустойчивым развитием и длится несколько недель. За это время площади и интенсивности М-областей (ВМ и UB) и флоккулов достигают максимума, появляются вспышки, активные протуберанцы. Через месяц группа пятен начинает разрушаться, флоккул разрастается, но темнеет.
III стадия — устойчивое состояние, длится несколько месяцев. Группа пятен становится
униполярной и потом исчезает. Факелы и флоккулы постепенно слабеют. Спокойные протуберанцы и значительно ослабленная М-область пока сохраняются.
IV стадия длится несколько месяцев. Исчезают протуберанцы, биполярная магнитная область превращается в униполярную и затем рассасывается.
Центры активности распределены в солнечной атмосфере далеко не равномерно. Преимущественные широты — это «королевские зоны», но в годы максимальной активности центры появляются и на широтах > | ±40° |, хотя там они менее устойчивы. Существуют долготные интервалы, в которых чаще всего возникают центры активности, так называемые активные долготы.
Активные долготы сохраняются в течение двух и более 11-летних циклов, испытывая колебания в разные стороны. По-видимому, активные долготы характеризуют физическое состояние более глубоких внутренних, под-фотосферных слоев, которым присуще не дифференциальное, а жесткое вращение.
Индексы солнечной активности. Солнечная активность может характеризоваться разными индексами:
1) относительное число пятен — число Вольфа;
2) суммарная площадь групп пятен;
3) максимальная напряженность магнитного поля пятен;
4) вспышечный индекс;
5) суммарная площадь протуберанцев;
6) индекс короны (средние интенсивности линий);
7) поток радиоизлучения на данной длине волны (от метров до сантиметров). Обычно используют l=10,8 см.
Сведения о различных индексах солнечной активности публикуются в
Циклы солнечной активности. Солнечная активность характеризуется несколькими циклами различной длительности; наибольший интерес представляют 11- и 22-летний циклы, относящиеся к категории циклов с возмущениями, а также 80-летний цикл.
11-летний цикл солнечной активности лучше выделяется по числу групп пятен. Нумерация циклов ведется с цикла, начавшегося в 1745 г. 11-летние циклы имеют разные длительности (от 7 до 17 лет) и среднюю продолжительность ~11,2 года. Временной ход активности в цикле несимметричен: от максимума числа пятен до минимума (ветвь спада) проходит в среднем ~6,7 года, а от минимума до максимума (ветвь роста) ~4,6 года.
Циклы отличаются и по среднегодовым максимальным значениям чисел Вольфа W (от
46 до 190, а в конце 1957 г. среднеквартальное число Вольфа было W=235). Интенсивность цикла связана с его продолжительностью: чем мощнее цикл, тем меньше его продолжительность, тем короче ветвь роста, тем больше асимметрия цикла и тем на более высоких широтах появляются его первые группы пятен. У слабых циклов ветвь роста почти равна ветви спада, у очень слабых — даже наоборот. Полярность ведущих пятен в северном и южном полушариях меняется от цикла к циклу. Эпохи максимума в них иногда отличаются на 1—2 года. Самые мощные явления солнечной активности наблюдаются обычно не в год максимума пятен, а в конце ветви роста или в начале ветви спада.
22-летний магнитный цикл характеризуется изменением знака общего магнитного поля и полей магнитных областей пятен. В нечетных циклах ведущие пятна и общее поле имеют положительный знак в северном полушарии и отрицательный в южном. 22-летний цикл начинается с четного 11-летнего цикла. По-видимому, 22-летнему циклу подчиняется также индекс средней площади групп пятен и индекс частоты вспышек, а также сумма среднегодичных чисел Вольфа.
80-летний цикл — это, прежде всего, квази-периодическое изменение максимумов 11-летних циклов. Максимумы 80-летних циклов приходятся примерно на 1775, 1855 и 1930 гг., а минимумы — на 1815, 1900 и 1980 гг. Поэтому ближайшие минимумы в 11-летнем цикле солнечной активности ожидаются более глубокими по сравнению с предыдущими.
Скачать реферат:
Пароль на архив: privetstudent.com