Исследование Солнца - ближайшей звезды

Наконец, в солнечной атмосфере от области энерговыделения вспышки распространяются ударные волны, скорости которых лежат в пределах 0.5 – 1 млн. м/с. Ударные волны могут воздействовать на протуберанцы, активизируя их и иногда приводя к полному разрушению и выбрасывания вещества протуберанца высоко в корону.

За последние годы удалось установить, что вспышки почти неизбежно  возникают в активной области, когда  из–под фотосферы начинает «всплывать»  область с магнитным полем, имеющим  противоположную полярность по отношению  к существующему в

18

«старой» области. Иногда это связано  с появлением нескольких небольших  пятен (сателлитов), имеющих поле другого  направления, в непосредственной окрестности  больших пятен (даже в области  их полутени) развитой активной области. Очевидно, что нарастающее магнитное поле определённого направления, вторгаясь в область, «занятою» полем другого направления, будет приводить к быстрому росту градиентов поля в этой области.

Исследования ультрафиолетового  и рентгеновского (нетеплового) излучения  вспышек, проведённые в последние годы с помощью ракет и спутников, позволили установить, что это излучение отчётливо разделяется на две компоненты – медленно изменяющуюся и импульсивную. ''Медленная'' компонента обычно с начала слабо, а затем всё быстрее возрастает и после достижения максимума постепенно спадает. Импульсивная компонента появляется в момент быстрого роста медленно меняющейся и состоит обычно из одного или нескольких отдельных всплесков.

Таким образом, излучение вспышки  практически во всех диапазонах спектра состоит из множества различных всплесков различной продолжительности, а, следовательно, характер изменения теплового рентгеновского излучения и эмиссии в линии Н не может быть объяснён медленным нагревом и постепенным охлаждением всей области, занимаемой вспышкой. Это заставляет предположить тонкую структуру области вспышки, где процессы ускорения и нагрева частиц происходят в отдельных, сравнительно не больших объёмах плазмы с магнитным полем. Появление же всплесков рентгеновского излучения может быть связано с лучами быстрых частиц, имеющих степенное распределение по энергиям.

Коротко об основных характеристиках  быстрых частиц, генерируемых вспышками  можно, сказать следующее. Обычные  вспышки дают электроны с энергиями 3 – 10 кэВ с тепловым спектром, с их помощью можно объяснить тепловое рентгеновское излучение высокотемпературной плазмы вспышки. Более мощные вспышки порождают не ''тепловые'' электроны с энергиями 20 –100 кэВ, иногда до 500 кэВ. При вспышках с ещё большей энергетикой появляются протоны с энергиями 10 – 100 мэВ и релятивистские электроны. Наконец, наиболее мощные вспышки способны приводить к появлению солнечных космических лучей с максимальной энергией частиц, достигающей 1 – 10 ГэВ.

И так, наблюдается картина изучения вспышки в линии Н , в оптическом, а так же в ультрафиолетовом, гамма и рентгеновском диапазонах создаётся или непосредственно самими быстрыми частицами, или же в результате нагрева хромосферы частицами

высоких энергий. Эта совокупность наблюдательных данных должна являться моделью для построения моделей вспышек.

19

Радио- и рентгеновское Солнце.

В видимом свете Солнце абсолютно  доминирует над всеми другими  небесными светилами, его блеск  в 10 раз больше блеска Сириуса. В  радио- и рентгеновских диапазонах оно выглядит значительно скромнее. Если говорить точнее, то в радиодиапазоне на небе наблюдается не одно, а несколько примерно одинаковых ''солнц''. Ведь по мощности радиоизлучения наше Солнце одинаково с радиоисточником Кассеопея А, тогда как яркость источника Лебедь А всего в 1.6 раза, а источник Стрелец А – в 5 раз меньше. Кроме того, на небе имеются ещё 10 радиоисточников, которые слабее Солнца всего в 10 раз. Аналогичная картина наблюдается и в рентгеновском диапазоне. Первые попытки обнаружить солнечное радиоизлучение были предприняты ещё в 1900 г., однако оно было отмечено (к тому же случайно) военными радиолокационными станциями только в 1940 и 1942 гг.

Если бы Солнце излучало как тепловой источник, имеющий температуру 6000 К, то в радиодиапазоне распределение энергии в зависимости от длинны волны подчинялось бы формуле Рэлея – Джинса. На самом деле это будет так лишь для волн чья длинна меньше 1 см. Интенсивность излучения спокойного Солнца на длине волны равной 1 м. Соответствует температура порядка 200 000 К, а при длине волны равной 10 м. – температура около одного миллиона градусов. В период высокой солнечной активности для этих длин волн интенсивность излучения достигает температуры соответственно 10 К и 10 К.

На фоне усиленного радиоизлучения на метровых волнах (шумовые бури наблюдающиеся в течении нескольких часов и даже дней) время от времени выделяются всплески длительностью около секунды. Это всплески 1 типа.

Всплески 2 типа начинаются примерно через 10 мин. после сильной вспышки  и продолжается 5 – 30 мин. Здесь в каждый данный момент времени излучение сосредоточенно в двух частотных интервалах (на первой и второй гормон илах)причём в процессе развития явления происходит дрейф по частоте – уменьшение её в 2 –8 раз за время 10 – 15 мин.

Всплески 3 типа – самое обычное проявление радиоизлучения активного Солнца. Возникают они непосредственно в момент вспышки на частотах около 600 Мгц (длина волны около 50 см). На протяжении около 10 сек. происходит быстрый дрейф в частоте и затухание явления.

Всплесками 4 типа широкодиапазонное и непрерывное

20

(продолжающееся несколько часов)  радиоизлучение, следующее обычно  за всплесками 2 типа.

Всплесками 5 типа названо широкодиапазонное  непрерывное излучение, следующее  за всплесками 3 типа и продолжающееся несколько минут.

Примерно через две мин. после  начала оптической вспышки начинается рентгеновская вспышка. В это  время поток рентгеновского излучения  от активной области Солнца увеличивается  на 3 – 4 порядка. Установлено, что поток  излучения в отдельных рентгеновских диапазонах начинает несколько увеличиваться уже за несколько часов до начала вспышки. Это даёт возможность с большей степенью вероятности предсказать момент её появления.

Сопоставление снимков вспышки, полученных в рентгеновских лучах и в  лини Н приводит к выводу, что размеры области, охваченной рентгеновской вспышкой, меньше, чем оптической. Температура газа, излучающегося в рентгеновском диапазоне 20-40 миллионов градусов.

21

''Корональные дыры''

Уже давно известно, что в короне Солнца существуют области с низкой плотностью. Они отчётливо заметны на некоторых фотографиях короны, полученных во время солнечных затмений. Эти области называются ''коронольными дырами''. Области где практически отсутствует излучения короны. Особенно хорошо ''корональные дыры'' проявляются на гелиограммах, полученных в мягком рентгеновском диапазоне: в эти случаях на диске Солнца ''дыры'' наблюдаются как проекции на диск почти чёрных областей.

''Корональные дыры'', по – видимому, характеризуются не только понижением  плотности, но и резким изменением других параметров в областях короны.

Площадь занимаемая типичной ''дырой'', составляет 1 – 5 % площади солнечного диска. Изменение площади занятой ''дырой'', происходит со средней скоростью 20 000 км /с (около 0.1% площади солнечного диска за 1 день). ''Корональные дыры'' как и другие солнечные детали, вращаются вместе с Солнцем, делая на экваторе видимый оборот за 27 суток. Однако вращение ''дыр'' имеет некоторую особенность, которая отличает их от других деталей – характерное для Солнца дифференциальное вращение (увеличение периода обращения с приближением к гелиографическим полюсам) для ''дыр'' практически отсутствует, а при переходе от экватора к полюсам период меняется всего на 3% (изменение для обычных образований на Солнце около 20%).

Изменение температуры с высотой  в области ''дыр'' происходит в 5 раз  быстрее, а изменение газового давления – в 2-3 раза медленнее, чем в окружающих её ''обычных'' областях солнечной атмосферы. Вследствие этого поток тепла  из короны в нижележащие слои в ''корональных дырах'' примерно в 10 раз меньше. Следует отметить, что вместе с усилением солнечного ветра последние обстоятельство приводит к существенной ''утечки'' энергии из области ''дыр''.

Особое внимание привлекает устойчивость ''корональных дыр'' (до 0.5 года) и их почти ''твёрдотельное'' вращение. Возможно, эти факты отражают особенности происхождения крупномасштабных солнечных магнитных полей, которые не смотря на дифференциальный характер вращения поверхностных слоёв Солнца, вращаются с постоянной скоростью вместе с более глубокими слоями , где образуются эти пол

22

Список используемой литературы:

1. Никольский Г.М. Не видимое  Солнце. М.,

''Знание'', 1980.

2. Томозов В.Н. и Цитович В.Н.  Взрывные процессы 

на Солнце. М., ''Знание'', 1979.

3. Кипенхан Р. 100 миллионов солнц:  рождение,

жизнь и смерть звёзд. М., Мир, 1990.

4. Климишин М.А. Астрономия наших  дней. М.,

''Наука'', 1976.

5. Астрономия: учеб. пособие для  студентов 

физ. – мат. А 91 фак. пед. ин-тов. М.,

Просвещение, 1983.

6. Мухин И.М. Мир астрономии: Рассказы о

Вселенной, звёздах и галактиках. М., Мол.

Гвардия, 1987.

23

План:

От молодого Солнца к современному……………..2

Почему на Солнце нет дейтерия?………………….5

Почему на Солнце мало лития?…………………....6

Что произойдёт в будущем с нашим  Солнцем?…..7

Общие сведения о Солнце………………………...10

Общие сведения о физических процессах  на Солнце…………………………………………...…12

Солнечная активность……………………………..15

Солнечные вспышки………………………………18

Радио- и рентгеновское Солнце…………………..20

''Корональные дыры''……………………………22

Список используемой литературы…....……….23

МИНЕСТЕРСТВО ОБРАЗОВАНИЯ

РОССИЙСКОЙ ФЕДЕРАЦИИ

МУНИУИПАЛЬНОЕ ОБЩЕОБРАЗОВАТЕЛЬНОЕ

УЧРЕЖДЕНИЕ ШКОЛА №48.

''Исследование 

Солнца – ближайшейзвезды''

Подготовила :

Ученица 11 класса А

Зизе Наталья Вячеславовна.

Проверил:

учитель астрономии

Масюкова Ольга Владимировна.

г. Волгоград

2000 – 2001 уч.г.