Солнечные пятна, динамика и механизм их образования, способы их учета в экологии и астрофизике

Министерство образования Российской Федерации

Санкт-Петербургский

государственный электротехнический университет “ЛЭТИ”

реферат на тему

“Солнечные пятна, динамика и механизм их образования, способы их учета

в экологии и астрофизике.”

Работу выполнил

студент группы 0221

Голиков А.Н.

Преподаватель:

Бойцов А.А.

Санкт-Петербург

2002

Оглавление:

1. Введение. 3

2. Общие сведения о солнце. 3

2.1 Вид Солнца в телескоп. 3

2.2 Вращение Солнца 4

2.3 Характеристики Солнца 4

2.4 Строение Солнца 4

3. Солнечные пятна. 6

3.1 Наблюдения. 6

3.2 Механизм образования. 8

3.3 Воздействие на биосферу 9

3.4 Способы учета в экологии и астрофизике. 11

4. Заключение. 12

5. Литература. 13

1. Введение.

Солнце играет исключительную роль в жизни Земли. Весь органический мир

нашей планеты обязан Солнцу своим существованием. Солнце - не только

источник света и тепла, но и первоначальный источник многих других видов

энергии (энергии нефти, угля, воды, ветра).

О том, что на Солнце бывают пятна, люди узнали уже очень давно. В

древних русских и китайских летописях, а также в хрониках других народов не

редко встречались упоминания о наблюдениях пятен на Солнце. В русских

летописях отмечалось, что пятна были видны "Аки гвозди". Записи помогли

подтвердить установленную уже позже (в 1841 году) закономерность

периодического увеличения числа солнечных пятен. Чтобы заметить такой

объект простым глазом (при соблюдении, конечно, мер предосторожности -

сквозь густо закопченное стекло или засвеченную негативную фотопленку),

необходимо, чтобы его размер на Солнце был не менее 50 - 100 тысяч

километров, что в десятки раз превышает радиус Земли.[2]

Что мы знаем о Солнце и периодически возникающих на нем явлениях,

солнечных пятнах? Кажется не мало, но по-прежнему нет точных ответов на

следующие вопросы:

. Какова причина и способ периодического возникновения солнечных пятен?

. Что является спусковым механизмом их образования?

. Как и посредством чего пятна влияют на земную жизнь?

. Что является источником всех периодических процессов проходящих на

Солнце?

. Заключен ли он вне Солнца или в нем самом?

На данный момент нет даже единой гипотезы, которая смогла бы пролить

свет на темный лик солнечных пятен. Здесь можно лишь описать загадку, как

она представляется сегодня. [2]

2. Общие сведения о солнце.

2.1 Вид Солнца в телескоп.

Наблюдения Солнца требуют большой осторожности. Нельзя смотреть на

Солнце, не защитив глаза очень плотным (тёмным) светофильтром! Но даже со

светофильтром не рекомендуется смотреть на Солнце в школьный телескоп.

Лучше установить на окулярном конце телескопа экран с листом белой бумаги и

рассматривать изображение Солнца на экране. Это позволит увидеть на Солнце

тёмные пятна (Солнечные пятна) и светлые участки (факелы), которые заметнее

вокруг пятен вблизи края Солнечного диска. На современных обсерваториях для

наблюдения Солнца применяют телескопы специальных конструкций – солнечные

телескопы. Таким телескопам оснащена, например, Крымская Астрофизическая

Обсерватория. Посредством именно таких телескопов и было сделано большиство

наблюдений. [1]

2.2 Вращение Солнца

Если сравнить несколько последовательных фотографий Солнца, то можно

заметить, как меняется положение всех пятен на диске. Это происходит из-за

вращения Солнца. Солнце вращается не как твёрдое тело. Пятна, находящиеся в

близи экватора Солнца, опережают пятна, расположенные в средних широтах.

Следовательно, скорости вращения разных слоёв Солнца различны.

Экваториальные области делают один оборот вокруг оси Солнца за 25 земных

суток, а области вблизи полюсов Солнца – примерно за 30 суток. Линейная

скорость вращения на экваторе Солнца составляет 2 км./с. Наблюдения

показывают, что все пятна перемещаются от Восточного края к Западному.

Следовательно, Солнце вращается вокруг своей оси в направлении движения

планет вокруг него. [1]

2.3 Характеристики Солнца

. Масса MS~2*1023 кг,

. RS~629 тыс км,

. V= 1,41.1027 м3, что почти в 1300 тыс. раз превосходит объем Земли,

. средняя плотность 1,41*103 кг/м,

. светимость LS=3,86*1023 кВт,

. эффективная температура поверхности (фотосфера) 5780 К,

. период вращения (синодический) изменяется от 27 сут на экваторе до 32 сут

у полюсов,

. ускорение свободного падения 274 м/с2. [1]

2.4 Строение Солнца

Химический состав был определен из анализа солнечного спектра.

Оказалось, что на Солнце больше всего водорода, а затем гелия. Другие

химических элементов (кислород, кальций, железо, магний, натрий и др.)

составляют очень малую долю по сравнению с водородом. Никаких химических

элементов, помимо тех, которые имеются на Земле не обнаружено. Вследствие

ядерной реакции превнащения водорода в гелий выделяется теплота.[1]

Под тяжестью внешних слоев плотность Солнца увеличивается к центру

вместе с ростом давления и температуры. (см. рис.1)Температура ядра

достигает 15 млн. кельвинов. Ядро имеет радиус не более четверти общего

радиуса Солнца, однако в его объеме сосредоточена половина солнечной массы

и выделяется практически вся энергия, которая поддерживает свечение Солнца.

|[pic] |Рис.1 |

| |Строение солнца. |

Через зону лучистой передачи (лучистый перенос) и конвективную зону

(конвекция) идет передача энергии. (Теплопроводность не играет большой роли

в энергетических процессах на Солнце и звездах)

Атмосфера Солнца начинается на 200-300 тыс. км. глубже видимого края

солнечного диска называют фотосферой. Поскольку их толщина составляет не

более одной трехтысячной доли солнечного радиуса, фотосферу иногда условно

называют поверхностью Солнца.

Хромосфера весьма неоднородна и состоит в основном из продолговатых

вытянутых язычков (спикул), придающих ей вид горящей травы. Температура

этих хромосферных струй в два-три раза выше, чем в фотосфере, а плотность в

сотни тысяч раз меньше. Общая протяженность хромосферы 10-15 тыс.

километров.

Крона - самая внешняя часть атмосферы Солнца. В отличие от фотосферы и

хромосферы она обладает огромной протяженностью: она простирается на

миллионы километров, что соответствует нескольким солнечным радиусам, а ее

слабое продолжение уходит еще дальше. Главным образом корона состоит из

частичек электричества – электронов, выделяющихся из нижележащих слоев. Все

они быстро движутся в разных направлениях, но преимущественно в сторону от

Солнца. Скорость их так же велика, как у газа при температуре до миллиона

градусов.

Фактически мы живем окруженные солнечной короной, хотя и защищенные от

ее проникающей радиации надежным барьером в виде земного магнитного поля.

Через корону солнечная активность влияет на многие процессы, происходящие

на Земле.

3. Солнечные пятна.

3.1 Наблюдения.

На данный момент нет даже единой гипотезы, которая смогла бы пролить

свет на темный лик солнечных пятен. Здесь можно лишь описать загадку, как

она представляется сегодня. Начнем с того, что уже точно известно за счет

наблюдений.

Пятна практически не образуются на полюсах и на экваторе Солнца. Две

узкие полосы в пределах от 25 - 30 и до 8 - 12 градусов северной и южной

широты - вот места наиболее интенсивного образования пятен. Причем, пики их

образования повторяются с периодичностью от 7 до 17 лет. Этот цикл,

составляющий в среднем 12 лет, четко прослеживается в широтности

образования пятен. Когда исчезают последние пятна на нижних широтах (8 - 12

градусов), начинают образовываться пятна на верхних широтах (25 - 30

градусов). Новые пятна станут образовываться уже ниже этого уровня, то есть

они будут как бы сползать к нижним широтам. К концу цикла область

образования пятен вновь окажется в пределах от 8 до 12 градусов северной и

южной широты. Начало цикла пятнообразования и минимум солнечной активности

совпадают.

Пятна, как правило, образуются группами или хотя бы парами. Пара пятен

на одной широте находится в любопытной взаимосвязи. Прежде чем в фотосфере

(видимом слое Солнца) образуется пятно, на месте его возникновения

регистрируется очень мощное магнитное поле. Последнее может быть только

замкнутым, оно то и связывает пару пятен. Обычно, силовые линии магнитного

поля направлены из северного полюса объекта (будь то планета или Солнце) к

южному, но здесь все не так просто. Направления силовых линий магнитных

полей обратны для пар пятен северного и южного полушарий. Более того,

магнитная полярность пятен, меняется на противоположную после каждого 12-

летнего цикла, что позволяет говорить не о 11-летнем, а о 22-х летнем

солнечном цикле пятнообразования. Магнитные поля пятен интенсивней

магнитного поля Солнца в целом и к тому же они перпендикулярны ему. Все

сказанное хорошо видно на рис. 2.[1]

| |Рис. 2 |

| |Изменение среднегодовых чисел |

| |солнечных пятен R и приближенных |

| |средних широт солнечных пятен (закон |

| |Шперера) за 1933 - 1953 гг. |

| |Буквами в кружках обозначены |

| |полярности пар солнечных пятен (закон|

| |полярности солнечных пятен.) |

Солнце, как известно, вращается вокруг своей оси с периодичностью

примерно 27 суток, из-за чего пара пятен наблюдается с некоторым периодом

исчезая на западном краю Солнца и появляясь вновь на восточном менее чем

через 2 недели. Первое в этом движении пятно является головным.

Установлено, что в паре пятен оно возникает первым и исчезает последним.

Солнечное пятно может существовать от нескольких часов до нескольких

месяцев. Размер пятен также широко варьируется от "пор" - зародышей пятен,

до гигантских площадей в которые можно уложить по 100 земных глобусов.

Появляясь из пор, группа пятен проходит стадию роста, в ходе которой они

увеличиваются и расходятся, расползаются в разные стороны. Затем следует

более продолжительная по времени стадия рассасывания пятен. Последним

исчезает головное, по ходу вращения Солнца, пятно. После исчезновения

пятна, мощное магнитное поле на его месте сохраняется еще в течении

некоторого времени.

Для характеристики активности Солнца используют числа Вольфа,

учитывающие количество одиночных пятен и групп пятен на Солнце.[5]

Само пятно по форме является воронкой на видимой поверхности Солнца

(эффект возникает из-за прозрачности атмосферы в этом месте). Их глубину

определяют в 1000 - 1500 км. Температура солнечного вещества в районе

центра пятна наиболее низкая в сравнении с общей температурой поверхности -

5800 К., на 1000 - 1500 К. Поэтому центр пятна наблюдается как более темное

образование, чем его края. В пятне различают тень - его центр, и полутень,

которая больше в радиусе в 2 раза и более (она светлее, см. рис.3). Края

пятна окружены светлыми волокнистыми образованиями - фотосферными факелами.

Температура в них выше (на 2000 К.) чем в окружающем веществе, поэтому они

Страницы: 1, 2