Солнечная активность

Министерство  образования и науки Российской Федерации 
Государственное образовательное учреждение 
высшего профессионального образования 
«Сибирский государственный аэрокосмический университет 
имени академика М. Ф. Решетнева» (СибГАУ)

 

 

 

Факультет мехатроники и  машиностроения

 

КУРСОВАЯ РАБОТА

по дисциплине “Теоретические основы прогрессивных технологий”

 

 

Тема: “Солнечная активность”

 

 

                                                                          Выполнила: студент гр. Э –  01  
                                                                          Дорофеев М.С.

 Проверила: доц., к.т.и. 
Снежко А.А.

 

 

 

Красноярск, 2011

Введение:

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

«Спокойная» или «невозмущенная»  атмосфера Солнца представляет собой  как бы фон, на котором происходит много любопытных, порой драматических  событий.

Солнечная активность - совокупность явлений, периодически возникающих в  солнечной  атмосфере. Проявления  солнечной активности тесно связаны с магнитными свойствами солнечной плазмы. Возникновение активной области  начинается с постепенного увеличения магнитного потока в некоторой области фотосферы. В соответствующих местах хромосферы после этого наблюдается  увеличение яркости в линиях водорода и кальция. Такие  области называют флоккулами. Примерно в тех же участках на Солнце  в фотосфере (т.е. несколько глубже) при этом также наблюдается увеличение яркости в белом (видимом) свете - факелы. Увеличение энергии, выделяющейся в  области факела и флоккула, является следствием увеличившихся до нескольких десятков  экстред  напряженности  магнитного  поля. Затем в солнечной активности наблюдаются солнечные пятна, возникающие через 1-2 дня после появления флоккула в  виде  маленьких  чёрных точек -  пор. Многие  из  них вскоре исчезают, и лишь отдельные поры за 2-3 дня превращаются в крупные тёмные образования. Типичное  солнечное пятно имеет  размеры  в несколько десятков тысяч километров и состоит из тёмной центральной части - тени и  волокнистой полутени. Важнейшая особенность пятен - наличие в них сильных магнитных полей, достигающих в области тени наибольшей напряжённости в несколько  тысяч  экстред. В целом пятно  представляет  собой выходящую в фотосферу трубку силовых линий магнитного поля, целиком заполняющих одну  или  несколько  ячеек хромосферной сетки. Верхняя часть трубки расширяется, и силовые линии в ней расходятся, как колосья в снопе. Поэтому вокруг тени  магнитные  силовые линии принимают направление, близкое к горизонтальному. Полное, суммарное давление в пятне включает в себя давление магнитного  поля и уравновешивается давлением окружающей фотосферы, поэтому газовое давление в пятне оказывается меньшим, чем  в  фотосфере. Магнитное поле как бы расширяет пятно изнутри. Кроме того, магнитное поле подавляет конвективные движения газа, переносящие  энергию из глубины  вверх. Вследствие этого в области пятна температура оказывается меньше примерно на 1000К. Пятно как бы охлаждённая и  скованная магнитным полем яма в солнечной фотосфере. Большей частью пятна возникают целыми группами, в  которых, однако, выделяются  два  больших  пятна. Одно, наибольшее, -  на  западе, а  другое, чуть  поменьше, - на востоке. Вокруг и между ними  часто  бывает множество  мелких  пятен. Такая группа пятен  называется биополярной, потому что у обоих больших пятен всегда противоположная полярность магнитного поля. Они как бы  связаны с одной и той же трубкой силовых линий магнитного поля, которая в виде гигантской петли вынырнула из-под фотосферы, оставив концы где-то в ненаблюдаемых, глубоких слоях. То пятно, которое соответствует выходу магнитного поля из фотосферы, имеет северную  полярность, а  то, в  области которого силовые  линии  входят обратно под фотосферу,  - южную.

Самое мощное проявление фотосферы - это вспышки. Они  происходят  в сравнительно небольших областях хромосферы и короны, расположенных над группами солнечных пятен. По своей сути  вспышка - это взрыв, вызванный внезапным сжатием солнечной  плазмы. Сжатие  происходит под давлением магнитного  поля и приводит к образованию длинного плазменного жгута или ленты. Длина  такого  образования  составляет десятки, и даже сотни тысяч километров. Продолжается вспышка обычно около часа. Хотя детально физические процессы, приводящие  к возникновению вспышек, ещё не изучены, ясно, что они имеют электромагнитную природу.

Наиболее грандиозными образованиями  в солнечной атмосфере являются протуберанцы - сравнительно плотные  облака газов, возникающие  в  солнечной короне или выбрасываемые в неё из хромосферы. Типичный протуберанец имеет вид гигантской светящейся арки, опирающейся на хромосферу и образованной струями  и потоками более плотного и холодного, чем окружающая корона, вещества. Иногда это вещество удерживается прогнувшимся под его  тяжестью  силовыми линиями магнитного поля, а иногда медленно стекает вдоль магнитных силовых линий. Имеется множество различных типов протуберанцев. Некоторые  из них связаны со взрывоподобными выбросами вещества из хромосферы в корону.

Общая активность Солнца,  характеризуемая количеством и силой проявления центров солнечной активности, периодически изменяется. Существует множество удобных различных способов оценивать уровень солнечной активности. Обычно пользуются наиболее простым и введённым раньше всех способом - числами Вольфа. Числа Вольфа пропорциональны сумме полного числа пятен, наблюдаемых в данный момент  на  Солнце, и  удесятерённого числа групп, которые   они  образуют. Период  времени, когда количество центров активности наибольшее называют максимумом солнечной активности, а когда их совсем нет или почти совсем нет - минимумом. Максимумы и минимумы чередуются в среднем с периодом 11  лет. Это  составляет  так называемый 11-и  летний цикл солнечной активности.

Солнечная активность имеет  циклический характер, который зримо  проявляется в пятнообразовательной деятельности, в частоте солнечных  вспышек и связанных с ними эффектов. В цикле меняется количество и распределение протуберанцев, форма солнечной короны, количество факелов и т. д. Период этих циклических  вариаций составляет примерно 11 лет, хотя в нашем столетии средний период был ближе к 10 годам. Показатели солнечной активности, как правило, возрастают к максимуму быстрее, чем спадают от него к минимуму.

Существуют свидетельства  о цикле с периодом около 80 лет (восьмидесятилетний цикл). Есть также некоторые доказательства о долгопериодических вариациях активности с периодом 200, 400 и 600 лет.

При повторениях солнечного цикла наблюдаются нерегулярности. Меняется и длительность циклов, и  форма зависимости чисел Вольфа от времени, и значения ее максимума  и минимума. Отмечаются, по-видимому, нерегулярности с гораздо большими масштабами времени и амплитуд. Например, в течение 70 лет, с 1645 по 1715 гг. наблюдалось очень мало солнечных пятен, в этот период имело место резкое ослабление солнечной активности, что было названо «минимумом Маундера». 

Длительные исследования циклической пятнообразовательной деятельности Солнца на экваторе ускорилось на 3-4% и разность скоростей вращения широтах 0 и 20 градусов увеличилась в 2 раза. Из современных спектральных наблюдений следует, что аналогичные ускорения вращения на экваторе имеют место в эпоху спокойного Солнца. Высказано предположение, что в годы максимумов солнечной активности магнитное поле как бы притормаживает вращение Солнца на экваторе.

Природа активных образований  на Солнце и причина их периодичности  начинают выясняться только в последнее  время. Картина еще не вполне ясна в деталях, некоторые положения  не всегда надежны, и часть представлений  может измениться в будущем. Тем  не менее различные проявления солнечной активности уже можно рассматривать как единый процесс, связанный с жизнью Солнца.

***

За последние десятилетия  накоплено большое количество данных, свидетельствующих о том, что  такие колебания  оказывают определенное влияние на ряд геофизических процессов, а также на явления, происходящие в биосфере нашей планеты – то есть в животном и растительном мире Земли, в том числе и в организме человека.

Так, например, многие исследователи  приходят к выводу о зависимости  между уровнем солнечной активности и различными аномалиями в процессах  погоды и климата. В частности, было отмечено, что в периоды максимума  солнечной активности происходит усиленный  обмен воздушными массами между  тропическими и полярными районами нашей планеты. Теплый воздух проникает  далеко на север, холодный – на юг. Погода становится неустойчивой, а атмосферные  явления приобретают иногда бурный характер.

Длительное сопоставление  специальных карт солнечной активности, которые регулярно составляются горной астрономической станцией под  Кисловодском, с метеорологическими данными показало, что вскоре после  прохождения активных областей через  центр солнечного диска в земной атмосфере нередко возникают  сильные возмущения, ведущие к  образованию циклонов и антициклонов и резким изменением погоды. Есть также  основания предполагать, что активные явления на Солнце в какой-то мере влияют и на такие геофизические  процессы, как извержения вулканов, землетрясения, колебания уровней  морей и океанов, и даже на скорость суточного вращения нашей планеты.

Однако физический механизм, связывающий колебания солнечной  активности и процессы, протекающие  в атмосфере Земли и ее недрах, пока остается неясным. В этом направлении  ведутся исследования. 

 

 

 

 

 

 

 

 

2.1. Солнце спокойное и  активное

Как уже говорилось, вещество Солнца вечно находится в движении - то упорядоченном, то хаотическом. Его атмосфера, столь неоднородная во многих отношениях, то и дело испытывает в разных местах весьма различные изменения температуры, плотности, давления,   напряженности   магнитного   поля.   На   первый  взгляд (особенно, если рассматривать маленькие области солнечной атмосферы, поперечником в несколько ) сотен километров) эти изменения выглядят неупорядоченными и в них совершенно невозможно разобраться. Казалось бы, все эго не имеет никакого отношения к солнечной активности. Действительно, явления, о которых идет речь, очень разнообразны, хотя бы потому, что они  происходят  в  разных  областях  атмосферы (Солнца, обладающих различными физическими условиями. Тем не менее, они тесно связаны друг с другом, видимо потому, что вызывает их какая-то общая причина.

Но  где лежит  граница между солнечной  активностыо и тем, что исследователи Солнца привыкли называют спокойным Солнцем? И является ли эта граница стабильной?

,

Обычно солнечной активностью  называют целый комплекс различных  явлений, происходящих в атмосфере Солнца, которые охватывают сравнительно большие области, поперечником не менее нескольких тысяч километров, и отличаются весьма значительными изменениями со временем физических характеристик соответствующих слоев солнечной атмосферы.

Пока  ученые интересовались средними  характеристиками того или иного слоя солнечной атмосферы и старались избегать тех областей, в которых эти характеристики резко выделялись, именно эти области и рассматривались как проявления  солнечной  активности. Но пришло время, когда исследователи Солнца заинтересовались детальным строением не только активных образований, но и «спокойных» областей Солнца. Тогда некоторые ученые стали склоняться к мнению, что никакой резкой границы между активными и спокойными областями  нашего дневного светила  вообще нет. Все Солнце бурлит, изменяется. И стоит ли вводить какое-то условное разделение, если дело только в масштабе происходящих явлений?

Спокойное Солнце  отличается  не только масштабами явлений, по также их хаотичностью, а солнечная   активность — упорядоченностью.   В   принципе можно согласиться с тем, что граница между «спокойным» и «активным» Солнцем весьма условна. Дальнейшие   исследования   помогут   уточнить   эту   границу. Сейчас же у нас пока нет оснований отступать от класического определения солнечной активности. Единственно, в чем мы сделаем отступление, это в том, что не будем игнорировать микроструктуру активных образований на  Солнце, поскольку понимание ее природы значительно  способствует  раскрытию  сущности  этих явлений.

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

2.2. Солнечные пятна

Совсем недавно, какую-нибудь сотню с небольшим лет назад, когда говорили о солнечной активности, то подразумевали солнечные пятна. Если даже не уходить в глубь веков, можно вспомните, что еще в Древней Руси сквозь дым лесных пожаров люди видели «темные пятна, аки гвозди». Они боялись этих пятен, считали их дурным предзнаменованием. Затем в начале XVII века Галилей впервые направил телескоп на Солнце и с тех пор начались более или менее регулярные наблюдения солнечных пятен. А с середины XIX столетия эти наблюдения ведутся ежедневно, если позволяет погода.

Больше ста лет посвятили  исследователи Солнца изучению солнечных пятен. Но мы нисколько не погрешим против истины, если возьмемся утверждать, что и теперь среди явлений солнечной активности трудно найти более сложное и во многих отношениях непонятное образование, чем солнечное пятно. Перечень достаточно уверенных заключений о его природе невелик. Мы и начнем с этих, так сказать, азбучных истин.

Солнечные пятна представляют собой относительно холодные места фотосферы Солнца. Температура их па 1500—2000°   ниже   температуры   окружающей   среды. Поэтому по контрасту они кажутся нам темными. Пятна имеют тарелкообразную форму с «дном» на глубине 700—1000 км. 

В начале нынешнего столетия было обнаружено, что солнечные пятна обладают сильным магнитным полем. Согласно теории Л. Бирмана, такое поле в состоянии уменьшить или даже подавить конвективный перенос энергии в подфотосферных слоях. Таким образом, в них создается дефицит выходящей лучистой энергии. На этом основании считают, что именно магнитное поле является виновником низкой температуры солнечных пятен, поскольку оно не позволяет переносить энергию из более низких слоев в более высокие. Напряженность магнитного поля пятен всегда больше 1500 Гс, а в большинстве случаев составляет 2000—3000 Гс. Иногда она достигает даже 5000 Гс. Размеры солнечных пятен весьма разнообразны. Они колеблются от тысячи до десятков тысяч километров.

Рис. I. Снимок солнечного пятна, полученный  подученный 30 июня 1970 г  на советской стратосферной, обсерватории (вверху).  Солнечный диск 26 июля 1981 г. в белом свете и увеличенная фотография группы солнечных пятен, расположенная слева внизу на диске (Горная  астрономическая станция ГАО ан ссср)

Солнечные пятна (рис.1) имеют  довольно сложное строение. Самая темная внутреняя их часть называется тенью или ядром. Она в большинстве случаев окружена более светлой волокнистой структурой, которая называется полутенью. Наличие полутени служит признаком устойчивости пятна, как бы большей его «живучести». Нередко встречаются и солнечные пятна без полутени. Обычно они существуют  немногим более одних суток и в течение часов остаются неизменными. Размеры их колеблются от1000 до 3500 км... Такие пятна называют норами. Рассмотрим основные особенности правильных пятен, т. е. пятен без заметных отклонений от круглой формы.