Реферати українською » Математика » Явища відбуваються на Сонці і їх впливу на Землю. Магнітні бурі. Полярні сяйва


Реферат 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 (на білому світлі). На диску Сонця телескоп видно, значні плями мають досить складне будова: темну область “тіні” (ядра) оточує “півтінь”, діаметр якій понад ніж у двічі перевищує розміру тіні. За величиною, плями бувають дуже різними – від малих, діаметром приблизно 1000 – 2000 км, до гігантських, значно переважаючих розміри нашої планети. Окремі плями можуть досягати в поперечці 40тис.км. А найбільше з які спостерігалися плям досягало 100тис.км.

Встановлено, що плями – це найкраще місце виходу в сонячну атмосферу сильних магнітних полів. Магнітні поля зменшують потік енергії, яка від надр світила до фотосфері, у місці на поверхню температура падає. Плями холодніше навколишнього їх речовини приблизно за 1500 До, отже, і менше яскраві. Саме тому спільною для тлі вони виглядають темними.

Сонячні плями часто утворюють групи з кількох великих і малих плям, такі групи можуть тривати значні області на сонячному диску (Додаток № 1). Картина групи весь час змінюється, плями народжуються, й зростають розпадаються. Живуть групи плям довго, іноді впродовж двох чи трьох оборотів Сонця (період обертання Сонця становить приблизно 27 діб).

>Грануляция. Олексієві смолоскипи

На погляд диск Сонця здається однорідним. Проте, якщо придивитися, у ньому обслуговується багато великих і трохи дрібних деталей. Навіть якби не хорошій якості зображення видно (на білому світлі), що все фотосфера складається з всіх зерняток (званихгранулами) і темних проміжків з-поміж них.

Розміри гранулневелеки по сонячним масштабам – від 500 до 2000 км в поперечнику;межгранульние доріжки більш "вузькі, ~ 300 – 600 км завширшки. На сонячному диску спостерігаються одночасно близько мільйона гранул. Картина грануляції перестав бути застиглою: одні гранули зникають, інші з'являються. Кожна їх живе трохи більше 10 хвилин (5 – 7 хвилин).

За явище грануляції відповідальний фізичний процес, званийконвекцией.Конвекция – перенесення тепла великими масами гарячого речовини, які піднімаються знизу, розширяючись і водночас вихолодаючи.

>Грануляция створює лише загальне тло, у якому можна спостерігати більш контрастні і крупних об'єктів – сонячні плями і смолоскипи.

Практично плями оточені яскравими полями, котрі називають смолоскипами. Олексієві смолоскипи гаряче оточуючої атмосфери приблизно за2000К. і мають складнуячеистую структуру. Величина кожної осередки – близько тридцяти тис. км. У центрі диска контраст смолоскипів дуже малий, а ближчі один до краю збільшується, отже найкраще помітні саме з краях. Олексієві смолоскипи живуть ще довше ніж плями, іноді 3 – 4 місяці. Не обов'язково існують разом із плямами, часто-густо зустрічаються смолоскипові поля, всередині яких плями будь-коли з'являються.

3) Сонячні спалахи

Сонячна спалах – своєрідний вибух, у результаті якого відбувається раптове звільнення енергії, накопиченої в обмежений обсяг сонячної атмосфери (найчастіше корони і хромосфери). Переважна більшість сонячних спалахів відбуваються у районах груп сонячних плям зі складною будовою магнітного поля, особливо у ранніх і максимальних стадіях їх розвитку. Але часом їх реєструють і далеко від плям, в старих “пухких” магнітних областях. Зазвичай вибухів передує перебудуй магнітного поля. Нерідко воно пов'язане зівспливанием у цій галузі нового магнітного потоку протилежної полярності. Сама сонячна спалах звичайно починаються швидким зростанням температури корони приблизно до 40 млн. градусів, що призводять до появі сплесків м'якого рентгенівського випромінювання. Цей процес відбувається триває від однієї за кілька хвилин. Спалах “>Вдавливает” перехідною прошарок поміж короною іхромосферой в хромосферу і нагріває кілька сотень кілометрів верхньої хромосфери до температури 10 тис. градусів. У цьому реєструється збільшення випромінювання в лінії водню (М) й у лініях крайньої ультрафіолетової області. Тривалість спалаху видимої частини спектра становить від кількох основних хвилин за кілька годин, причому зростання інтенсивності випромінювання в лінії водню (>Н-альфа) до максимуму відбувається швидше, ніж наступний спад. Іноді спостерігається також мікрохвильової сплеск із підйомом і спадом потоку радіовипромінювання.

На стадію теплового нагріву сонячної спалахи ще до його досягнення максимуму яскравості накладається друга імпульсивна, чи вибухова стадія, протягом якого відбувається прискорення електронів, котрий іноді ядер атомів до енергій 10 – 100кеВ (кіло електрон-вольт). Прискорені електрони викликають імпульсні сплески жорсткого рентгенівського, далекого ультрафіолетового і мікрохвильового випромінювання. Область, у якій відбувається цей імпульсний процес, набагато менше області теплової спалахи. Практично всі сонячні спалахи з імпульсної стадією супроводжуються “>расталкиванием” речовини і магнітного поля. З більшості таких спалахів відбувається викид в зовнішні верстви сонячної атмосфери речовини зі швидкостями до 400 км/с. Іншим ефектом, пов'язаним ми інколи з імпульсної стадією, є сплеск 3 типу метровому діапазоні радіохвиль, який переконливо засвідчує про рух електронів через корональну і міжпланетну плазму зі швидкістю, більшої 100000 км/с. Його тривалість становить від однієї за кілька секунд.

Найцікавіше представляють звані протонні спалахи, під час яких викидаються протони з енергіями вище 10МеВ (>мега електрон-вольт).

4. Вплив сонячних спалахів на Землю

Встановлено, що з спалахи виділяються радіохвилі і потоки частинок.

Електромагнітне випромінювання сягає Землі за 8 хвилин, отже, все хвилі досягають Землі до одного і хоча б момент - тоді, ми помічаємо спалах до поля зоруспектрогелиоскопа. Частинки ж відстають і прибувають на Землю через різні інтервали часу, залежать від їх швидкостей. Тому хвилі генерують ті явища, які ми зараховуємо до одночасними (зі спалахом) ефектами, а частки дають початок запізнілим ефектів.

А) Одночасні ефекти

Електромагнітні хвилі, які становлять Землі, можна для зручності розділити втричі різні спектральні області: ультрафіолетовий світло, видимий світ і радіохвилі (гаразд збільшення довжин хвиль).

Основне дію ультрафіолетового проміння зводиться до створення підвищеної іонізації в шарі D в розквіті 60 – 90 км над Землею (мал.1). Через війну, число вільних електронів у тому шарі різко зростає, що зумовлює раптовимионосферним збурюванням. Вони бувають наступних типів:

1) Магнітнекроше. Деяка частина земного магнетизму обумовлена магнітними ефектами електричних струмів, які безупинно течуть у які проводять шарах атмосфери (~ в шарі Є в розквіті 100 – 130 км.).

Під час інтенсивної спалахиколличество вільних електронів різко зростає; в іоносфері виникає сильніший струм як наслідок цього, реєструється раптовий стрибок чи “>бухтообразное” обурення намагнитограммах, званекроше.

Як і інші обурення, викликані ультрафіолетовим випромінюванням спалахи, появакроше обмежена тим півкулею Землі, що у тепер звернене Сонцю.

2)Замирание на коротких радіохвилях. Другий ефект підвищеної ступеня іонізації іоносфери полягає у збільшенні поглинання нею коротких радіохвиль, що відбувається через шар D своєму шляху до верстви F і навпаки (мал.1).

Під час завмирання сила сигналу падає до 1/5 – 1/10 своєї нормальної величини. Звідси можна дійти невтішного висновку, що електронна концентрація в шарі D збільшується під час спалаху 5 – 10 раз, а чи не вдвічі, як було зазначено оцінений по явищакроше.

3) Раптове посиленняатмосфериков. Коли число вільних електронів в шарі D значно збільшується, вона набагато сильніше відбивати ті дуже довгі хвилі (близько 10000 м довгою), які повертаються до нас від області, близька до підставі шару. Якщо під час спалахи вдається зареєструвати сигнали від віддаленого передавача, можна виявити виявляється різке збільшення сили сигналу.

Для спостережень раптових посилень необхідний радіоприймач, який підсумовувати “тріски” (які генеруються блискавками) підходящої частоти у період близько однієї хвилини праці й нам результат як імпульсіввипрямленного струму, які можна реєструвати надвижущемся аркуші папери. Таким шляхом ми маємо постійну запис сумарною інтенсивності “>атмосфериков” на даної частоті нічого для будь-якого години дня. Коли стається сонячна спалах,регистрирующее пристрій може, інколи протягом кількох хвилин відзначити подвоєну силу вступників сигналів.

Більшістьатмосфериков виникає у тропічних областях, де грози особливо часті. Що ж до раптових посилень під час спалахів всі вони зумовлюються просто підвищеннямотражательной здібності шару D в розквіті порядку 70 км, а чи не дійсним збільшенням кількості розрядів блискавок тим часом.

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

4) Раптові фазові аномалії. Під час спалахи шар D як краще відбиває довгі радіохвилі, але водночас зменшується і висота відбиває “стелі”. Інакше кажучи, концентрація електронів, необхідна відбиття, тепер створюється на більш низькому шарі атмосфери. Це зміна фази між земної і небесної хвилями, коли ми можемо одночасно приймати обидві хвилі від довгохвильового передавача.

Щодня, коли Сонце сходить, швидкість освіти електронів в шарі D поступово зростає й сягає максимальної величини опівдні, коли висота Сонця найбільша. Але максимум концентрації вільних електронів, залежить від висоти Сонця, досягається через 30 – 60 хвилин пополудні.

5) Раптове завмирання космічного радіовипромінювання. У земну атмосферу із зовнішнього простору безупинно протікають короткі радіохвилі. Під час сонячної спалахи такі радіохвилі хіба що завмирають, аналогічна тій, як завмирають короткі радіохвилі,отрезаемие назад до Землі шаром F.

Це поглинання дає одне із найбільш чутливих способів виявлення ультрафіолетового проміння спалахи.

6)Всплески радіовипромінювання. Радіохвилі спалахи доходять від поверхні Сонця до Землі через те водночас, як і видимий і ультрафіолетовий світло. Тому ставляться до жодного з одночасних ефектів спалахів.

Нині, очевидно, немає жодних підстав сумніватися у дуже простій гіпотезі, за якою інтенсивне радіовипромінювання порушується в короні під час проходження назовні частинок, що викидаються спалахом.

Б.Запаздивающие ефекти

Найбільш повільні частки (корпускули) сягають нас приблизно 26 годин від початку спалахи, що відповідає їхнім середньої швидкості близько 1600км/сек. Після прибуття околиці Землі корпускули створюють сильні електричні струми, які можна спостерігати за їхнім впливом на земної магнетизм – сильним магнітним бурям. У цей час бувають видно полярні сяйва у північній та південної полярних областях Землі, а винятки – навіть ближче до екватора.

Хоч би де була розташована спалах на видимої півсфері Сонця, її ультрафіолетове випромінювання і радіовипромінювання досягають Землі; який завжди справи такі, якщо йдеться про потоках корпускул.

Магнітна буря значно більше імовірні, якщо спалах відбувається близько центру сонячного диска. Це позначає, що частки залишають Сонце головним чином перпендикулярному до напрямі.

5. Магнітна буря

>Приходящие в околиця Землі сонячних корпускули створюють сильні електричні струми, які впливають на земної магнетизм і породжують звані магнітні бурі. Під час бур Земля оточена зовнішнім магнітним полем, силові лінії якого приблизно рівнобіжні напрямку осі постійного поля Землі. Напрям цього зовнішнього поля між першої та другої фазами бурі має швидко змінюватися на зворотне.

Магнітна буря діляться кілька довільно на два класу – відповідно до величиною обурень.

На відміну відвспишечних магнітних бур ,рекуррентние повторюються протягом кількох сонячних оборотів, інколи ж навіть 10-15 оборотів.Вневспишечние магнітні бурі пов'язані з неоднорідністю сонячного вітру і довгоживучими областями, на сонце.

Якщовспишечних магнітних бур сягає максимальної величини за доби максимуму одинадцяти літнього циклу, то максимальну кількістьрекуррентних магнітних бур відзначається з його галузі спаду, за 2-3 року по епохи мінімуму.

>Геомагнитние бурі особливо за тлі впливу сонячної активності на біосферу Землі та зокрема людини.

Медики зауважили та обставина, що кількість раптових смертей і випадків загострення захворювань серцево-судинної системи, був із сонячної активністю й зумовлено геомагнітноївозмущенностью магнітного поля Землі.

6. Полярні сяйва

Найяскравішими і вражаючими проявом бомбардування атмосфери сонця частинками є полярні сяйва. Це світіння у верхніх шарах атмосфери (100-150 км), має або розмиті (дифузійні) форми, або вид корон чи завіс (драпрі), які з численних окремих променів. Більшість світла полярного сяйва випромінюється атомами водню і молекулами азоту, які порушуються з допомогою сутичок з низько енергійними електронами. Колір полярного сяйва зазвичай червоний чи зелений. Червоний колір випромінюється атомами кисню, зелений – молекулами азоту. Випромінення помітно й у ультрафіолетовому і інфрачервоному діапазонах.

Кількість ночей, у яких спостерігаються полярні сяйва, зростає з наближенням до північному або південному магнітними полюсами.

Полярні сяйва в низьких широтах спостерігаються лише у епоху високої сонячної активності. Ця обставина дає можливість простежити над перебігом 11-річного циклу сонячних плям по появам полярного сяйва протягом останніх 2000 років.

Список літератури

Для підготовки даної роботи було використані матеріали із сайтуplanetarium-kharkov.org


Схожі реферати:

Навігація