Астраномія
Выдавец: Выдавецтва БДУ
Памер: 224с.
Мінск 2003
На краі сонечнага дыска добра бачныя пратуберанцы (гл. рыс. 19.3) — гіганцкія аркі або выступы, якія быццам бы аба-піраюцца на храмасферу. Форма пратуберанцаў (рыс. 20.5) і іх транс-фармацыі цесна звязаны з магнітным полем Сонца.
Рыс. 20.4. Будова сонечнай атмасферы: 1 — фотасфера; 2 — плямы; 3 — прату-беранец; 4 — успышка; 5 — храмасфера; 6 — сонечная карона; 7 — каранальныя прамяні
133
Рыс. 20.5. Змены пратуберанца, за якім назіралі на працягу некалькіх гадзін
У храмасферы назіраюцца магут-ныя, вельмі дынамічныя працэсы, якія называюцца ўспышкамі (рыс. 20.6). Гэтыя яркія ўтварэнні існуюць ад не-калькіх мінут да некалькіх гадзін. Звычайна сонечныя ўспышкі адбы-ваюцца паблізу ад груп сонечных плям, якія хутка развіваюцца. Яны суправаджаюцца выкідамі рэчыва. Па характары з’явы (хуткасць раз-віцця і велізарнае энергавыдзяленне) успышкі ўяўляюць сабой выбуховыя працэсы.
Знешнія слаі адмасферы Сонца — храмасфера і яшчэ вышэй размешча-ная сонечная карона — добра бачныя ў час поўных сонечных зацьменняў (рыс. 20.7).
Карона — самая вонкавая раз-рэджаная і гарачая абалонка Сонца, якая распасціраецца ад яго на не-калькі сонечных радыусаў і мае тэм-пературу плазмы да 1 млн градусаў. Яркасць сонечнай кароны ў мільён разоў меншая, чым фотасферы, таму
сонцд — дзЕнная зорка
Рыс. 20.6. Храмасферная ўспышка на Сонцы
Рыс. 20.7. Сонечная карона ў час зацьмення Сонца
134
СОНЦА — ДЗЁННАЯ ЗОРКА
назіраць сонечную карону можна ў час поўных сонечных зацьмен-няў або пры дапамозе спецыяльных тэлескопаў-каранографаў. Вы-
сокая тэмпература і разрэджанасць кароны пацвярджаюцца спект-ральным аналізам. У яе спектры назіраліся невядомыя ў зямных умовах спектральныя лініі, якія прыпісваліся гіпатэтычнаму хімічна-му элементу «каронію». I толькі ў 1940-х гг. устанавілі, што лініі «каронію» належаць шматразова іанізаванаму жалезу і іншым доб-ра вядомым хімічным элементам, якія знаходзяцца ў незвычайна высокіх станах іанізацыі і ўзбуджэння. Пазней высокая тэмперату-ра кароны была вымерана па яе радыёвыпрамяненні, а потым і па рэнтгенаўскім выпрамяненні. Награванне кароны да высокіх тэмпе-ратур ажыццяўляецца за кошт перадачы энергіі вагальных (канвек-цыйных) рухаў рэчыва з фотасферы. Хвалі (з частатой гукавых ва-
ганняў) у кароне, дзе шчыльнасць рэчыва хутка памяншаецца, робяцца ўдарнымі. Яны хутка затухаюць, адбываецца пераўтварэн-не механічнай энергіі хваль у цяпло. 3-за высокай тэмпературы шчыльнасць кароны ўбывае павольна, таму самыя знешнія слаі атмасферы Сонца цягнуцца аж да арбіты Зямлі.
3. Магнітныя палі і актыўныя ўтварэнні. Маса. радыус, колькасць энергіі, што выдзяляецца Сонцам, застаюцца практычна нязмен-нымі, але на ўсіх узроўнях сонечнай атмасферы назіраюцца струк-турныя ўтварэнні, якія мяняюць свае фізічныя параметры ў часе. Сукупнасць нестацыянарных працэсаў, якія перыядычна ўзнікаюць у сонечнай атмасферы, называецца сонечнай актыўнасцю. Праяўлен-нем сонечнай актыўнасці з’яўляюцца плямы, факелы ў фотасферы, пратуберанцы, успышкі і выкіды рэчыва ў атмасферы і кароне. Месцы, дзе яны ўзнікаюць, называюцца актыўнымі зонамі (рыс. 20.8). Усе актыўныя ўтварэнні ўзаемазвязаны пры дапамозе
Рыс. 20.8. Сонца ў рэнтгенаўскіх пра-мянях. Найбольш яркія месцы — зоны праяўлення сонечнай актыўнасці
змяняльных магнітных палёў, якія заўсёды ёсць у актыўных зонах Сонца. Цэнтры актыўнасці ўзніка-юць на некаторай глыбіні пад фо-тасферай, распасціраюцца ў вы-глядзе ярусаў далёка ў сонечную карону.
He толькі з’яўленне плям, але і сонечная актыўнасць цалкам ма-юць 11-гадовую цыклічнасць (ваганне цыклаў фактычна праходзіць у ме-жах ад 7,5 да 16 гадоў).
Адрозніваюць магнітныя палі сонечных плям, актыўных зон па-за плямамі і агульнае магнітнае поле
135
Сонца. Агульнае магнітнае поле невялікае і мае напружанасць каля 80 А/м. У актыўных зонах магнітнае поле павялічваецца ў сотні і тысячы разоў. Структура магнітных палёў у актыўных зонах вельмі складаная: адбываецца чаргаванне магнітных полюсаў рознай паляр-насці. Сустракаюцца таксама лакальныя магнітныя зоны з вялікай напружанасцю па-за сонечнымі плямамі.
Пытанні і практыкаванні
1. Што такое фотасфера Сонца? 2. Якія аб’екты характэрныя для фо-тасферы Сонца? 3. Вылічыце лінейны памер плямы, калі яе вуглавы дыя-метр роўны 17,6". 4. Чаму сонечныя плямы цямнейшыя за фотасферу? 5. Што разумеюць пад грануляцыяй? 6. Што разумеюць пад храмасферай і каронай Сонца? 7. Якія з’явы назіраюцца ў храмасферы і кароне Сон-ца? 8. Што такое сонечная актыўнасць, і якая яе цыклічнасць?
СОНЦА — ДЗЁННАЯ ЗОРКА
УПЛЫЎ СОНЦА НА ЖЫЦЦЁ ЗЯМЛІ
1. Інтэнсіўнасць сонечнага выпрамянення па-за аптычным дыя-пазонам. Электрамагнітнае выпрамяненне Сонца, максімум якога прыпадае на бачную частку спектра, праходзіць строгі адбор у зям-ной атмасферы. Яна «празрыстая» толькі для бачнага святла і част-кова ультрафіялетавага і інфрачырвонага выпрамяненняў, а таксама для радыёхваль у параўнальна вузкім дыяпазоне.
Ва улырафіялетавым і рэнтгенаўскім дыяпазонах магутнасць сонечнага выпрамянення рэзка памяншаецца — у сотні тысяч разоў у параўнанні з магутнасцю выпрамянення ў аптычным дыяпазоне. Але калі ў аптычным дыяпазоне Сонца з’яўляецца пастаяннай зор-кай, то выпрамяненне ў караткахвалевай частцы спектра залежыць ад сонечнай актыўнасці — павялічваецца або памяншаецца ў не-калькі разоў на працягу 11-гадовага сонечнага йыкла. Вельмі павя-лічваецца паток караткахвалевага выпрамянення ў час храмасфер-ных успышак. 3 ніжніх слаёў храмасферы выходзійь ультрафіялетавае выпрамяненне, максімальная інтэнсіўнасць якога можа ў 2 разы пе-равышаць мінімальнае значэнне ў 11-гадовым цыкле. Асноўнае рэнт-генаўскае выпрамяненне выходзіць з кароны Сонца.
Рэнтгенаўскае і ультрафіялетавае выпрамяненне Сонца паглына-ецца ў верхніх слаях атмасферы Зямлі. Яно іанізуе газы зямной ат-масферы. Іанізаваны слой верхняй атмасферы Зямлі называецца іанасферай. Слабая іанізацыя рэгіструецца ўжо на вышыні 60 км, а максімум канцэнтрацыі электронаў і іонаў назіраецца на вышыні
136
.....
СОНЦА — Д38ННАЯ ЗОРКА
250—400 км ад паверхні Зямлі. Іанасфера Зямлі цалкам вызначае распаўсюджванне кароткіх радыёхваль паміж аддаленымі пунктамі зямной паверхні. Пры магутных усплесках сонечнага рэнтгенаўскага выпрамянення ад храмасферных успышак адбываецца парушэнне сувязі на кароткіх хвалях.
Даўгахвалевае (мяккае) ультрафіялетавае выпрамяненне Сонца можа пранікаць у атмасферу Зямлі да вышыні 30—35 км. Там яно раздзяляе малекулы кіслароду О2 на два састаўляючых атамы. Сва-бодныя атамы злучаюцца з малекуламі кіслароду і ўтвараюць новае
рэчыва — азон, кожная малекула якога складаецца з трох атамаў кіслароду.
Азонавы слой паглынае практычна ўсё ультрафіялетавае выпра-мяненне Сонца, пакідае толькі малую долю, якая дасягае паверхні Зямлі і выклікае ў людзей загар. Калі таўшчыня азонавага слоя па-мяншаецца, сонечнае ультрафіялетавае выпрамяненне можа ўзрасці ў 1,5—2 разы. Яно біялагічна актыўнае і выклікае павелічэнне коль-касці захворванняў ракам скуры.
2. Сонечны вецер. Бесперапынны паток плазмы, які распаўсю-джваецца прыблізна радыяльна ад Сонца ўздоўж ліній напружанасці магнітнага поля і запаўняе сабой міжпланетную прастору, называ-ецца сонечным ветрам. У яго склад уваходзяць пратоны, электроны, а таксама а-часціцы і ў нязначнай колькасці шэраг высокаіанізава-ных атамаў (кісларод, крэмній, сера, жалеза). Скорасць часціц со-нечнага ветру павялічваецца з аддаленнем іх ад Сонца. Паблізу ад Зямлі скорасць сонечнага ветру дасягае 450 км/с, а шчыльнасць складае некалькі часціц у кубічным сантыметры.
Паток энергіі, які выносіцца сонечным ветрам, дасягае прыбліз-на 10—8 свяцільнасці Сонца. Паток сонечнай плазмы не можа пера-адолець процідзеянне магнітнага поля Зямлі і абцякае яго. Пры гэ-тым утвараецца поласць — магнітасфера (рыс. 21.1). Магнітасфера мае кроплепадобную форму. 3 боку Сонца яна сціснута ціскам со-
Рыс. 21.1. Схема ўтварэння маг-нітасферы Зямлі
нечнага ветру. Мяжа магнітасферы, па-вернутая да Сонца, знаходзіцца на ад-легласці ў сярэднім 10—12 радыусаў Зямлі. 3 процілеглага (начнога) боку магнітасфера выцягнута, як хвост ка-меты, і яе працягласць дасягае адлег-ласці, роўнай 6000 радыусаў Зямлі. Са зменай скорасці і шчыльнасці часціц сонечнага ветру мяняецца і форма маг-нітасферы.
3. Сонечна-зямныя сувязі. Сонечная актыўнасць моцна ўплывае ў першую
137
чаргу на знешнія абалонкі Зямлі — магнітасферу і іанасферу. У час магутных сонечных успышак часціцы могуць разганяцца да 100 000 км/с, г. зн. узнікаюнь касмічныя прамяні сонечнага паход-жання. Пад уздзеяннем сонечных касмічных прамянёў у атмасферы ўтвараецца вокіс азоту NO, які ўзаемадзейнічае з азонам і актыўна яго разбурае за кошт рэакцыі NO + О3 -> NO2 + О2. Пасля магут-ных успышак на Сонцы назіраецца паніжэнне колькасці азону ў стратасферы над палярнымі шапкамі Зямлі.
Пры дапамозе спецыяльных прыбораў— каранографаў, устаноў-леных на касмічных апаратах, рэгіструюць магутныя выкіды рэчы-ва з узбуранай кароны Сонца. Згустак каранальнай плазмы, які адарваўся ад Сонца і нясе ўнутры сябе замкнёную пятлю магнітна-га поля, называецца каранальным выкідам масы. Скорасць выкіду часам даходзіць да 1000 км/с. На адлегласці некалькіх радыусаў
СОНЦА — ДЗЁННАЯ ЗОРКА
Сонца каранальны выкід мае памер, параўнальны з радыусам Сонца. Пры руху да Зямлі гэта плазменнае воблака расшыраецца ў дзесяткі разоў і расцягваецца да 30 млн км. У гады максімуму со-нечнай актыўнасці частата каранальных выкідаў мас павялічваецца ў 5 разоў. Плазменнае воблака з «умарожаным» магнітным полем да-сягае Зямлі за 1,5—2 дні.
Сутыкненне плазменнага воблака з магнітасферай Зямлі пры-водзіць да моцных яе ўзбурэнняў. Пад уздзеяннем каранальнага вы-
кіду адбываюцца моцныя магнітныя буры, разагрэў і паскарэнне
плазмы ўнутры магнітасферы. Пры гэтым хуткія пратоны і электро-ны ў выніку сутыкнення з малекуламі паветра на вышыні 100—
200 км іанізуюць іх і выклікаюць іх свячэнне. У выніку іанізацыі на Зямлі, пераважна ў каляпалярных шыротах, назіраюцца палярныя
ззянні (рыс. 21.2). Пры высокай геамаг-нітнай актыўнасці ззянні з’яўляюцца на вышыні 300—400 км, і іх можна на-зіраць нават на шыротах Рэспублікі Беларусь.
КНІГІ ОНЛАЙН
