1 Солнце и солнечная активность С. А. Красоткин 1, Э. В. Кононович 2



страница2/18
Дата22.06.2019
Размер1.08 Mb.
ТипГлава
1   2   3   4   5   6   7   8   9   ...   18

2. ОБЩИЕ СВЕДЕНИЯ О СОЛНЦЕ


Солнце – типичная звезда, свойства которой изучены подробнее других по причине ее близости к Земле. Основными характеристиками Солнца (как и всякой звезды) являются радиус, масса светимость.

2.1 Размеры и масса Солнца


Солнце представляется почти кругом с резко очерченным краем (лимбом), сжатие, обусловленное медленным вращением, составляет порядка 10-5. Строгое определение радиуса этого круга имеет принципиальное значение, поскольку у газового самогравитирующего шара не может быть границы (поверхности), разделяющей области различных агрегатных состояний вещества. Обычно пользуются понятием фотометрического края, определяемого точкой перегиба в распределении яркости Солнца вблизи лимба для монохроматического излучения с длиной волны λ=5000 Ǻ. Радиус так определенного лимба называется радиусом Солнца. Видимый угловой радиус Солнца несколько меняется в течение года вследствие изменения расстояния Земли от Солнца, вызванного эллиптичностью земной орбиты. Когда Земля находится в перигелии (начало января), видимый диаметр Солнца составляет 32'35", а когда в афелии (начало июля) – 31'31''. На среднем расстоянии от Земли (1 а.е.) видимый радиус Солнца составляет 960'', что соответствует линейному радиусу RС=696000 км. На расстоянии 1 а.е. угловой масштаб Солнца составляет 725 км на 1''. Поверхность сферы, описанной вокруг центра Солнца радиусом RС иногда называют условной поверхностью Солнца, т.к. она близка к верхнему слою основной, самой глубокой части солнечной атмосферы – фотосферы, где достигается температурный минимум и непрозрачность газов максимальна. Именно эти свойства и обеспечивают резкость видимого края Солнца.

Масса Солнца легко вычисляется из третьего закона Кеплера, примененного для Солнца и какого-либо из обращающихся вокруг него тел; она составляет MС=1.99∙1033 г ≈2∙1030 кг, что дает среднюю плотность его вещества ρС=1.41 г/см3. Ускорение силы тяжести на поверхности Солнца составляет gС=274 м/с2, а параболическая скорость убегания для Солнца VС=617.7 км/с, эти величины легко вычисляются из известной массы и размеров Солнца. Светимость Солнца составляет 3.8∙1033 эрг/с, или 3.8∙1026 Вт.


2.2 Дифференциальное вращение


Наблюдения отдельных деталей на солнечном диске, а также измерения смещений спектральных линий в различных его точках свидетельствуют о регулярном движении вещества наружных слоев Солнца. Основной осесимметричный компонент этого движения называется вращением Солнца. Оно происходит вокруг некоторой оси. Плоскость, проходящая через центр Солнца и перпендикулярная этой оси, называется плоскостью солнечного экватора. Она образует с плоскостью эклиптики угол в 715' и пересекает условную поверхность Солнца по солнечному экватору. Угол между плоскостью экватора и радиусом, проведенным из центра Солнца в данную точку, называется гелиографической широтой.


Рисунок 2.2.1. Схема вращения Солнца. Слева – детали, расположенные вдоль центрального меридиана; справа – их положение после одного оборота Солнца вокруг своей оси.

Вращение Солнца обладает важной особенностью: его угловая скорость, определенная по перемещениям пятен, убывает по мере удаления от экватора (рис. 2.2.1), причем в среднем она равна , где λ – гелиографическая широта, а угловая скорость ω – угол поворота за сутки. Соответствующий период (сидерический период) составляет около 25 дней на экваторе и достигает 30 дней вблизи полюсов. Земля движется вокруг Солнца в ту же сторону, и период вращения Солнца относительно земного наблюдателя (синодический период) составляет почти 27 дней на экваторе и 32 дня у полюсов. На экваторе линейная скорость вращения составляет около 2 км/c.

Поскольку Солнце вращается не как твердое тело, систему гелиографических координат нельзя жестко связать одновременно со всеми точками его условной поверхности, поэтому гелиографические меридианы, определяющие кэррингтоновские долготы, жестко связывают с точками, имеющими гелиографические широты ±16. Для них сидерический период обращения составляет 25.38 суток, а синодический – 27.28 суток. Начальным гелиографическим меридианом считается тот, который в полночь по всемирному времени на 1 января 1854 г. проходил через точку пересечения солнечного экватора с эклиптикой.

2.3 Спектр и химический состав


Почти все наблюдаемое солнечное излучение, за исключением потока частиц нейтрино, возникающих в центральном ядре Солнца, исходит только из солнечной атмосферы, т.е. самых внешних его слоев. Однако спектр этого излучения содержит важнейшую информацию о всем Солнце.

В видимой области наблюдаемое излучение Солнца в основном имеет непрерывный (сплошной) спектр. На него накладывается несколько десятков тысяч темных линий поглощения, называемых фраунгоферовыми по имени немецкого физика Йозефа Фраунгофера, описавшего эти линии в 1814 г. Наибольшей интенсивности непрерывный спектр достигает в сине-зеленой части спектра, у длин волн 4300 – 5000 Å.

Солнечный спектр далеко простирается в невидимые коротковолновый и длинноволновый диапазоны. Внеатмосферные наблюдения показывают, что до длин волн около 2000 Å характер видимого солнечного спектра сохраняется. Однако в более коротковолновой области (далекое ультрафиолетовое и рентгеновское излучение) он резко меняется: интенсивность непрерывного спектра быстро падает, а темные фраунгоферовы линии сменяются яркими эмиссионными.

Инфракрасная область солнечного спектра до 15 мкм частично поглощается при прохождении сквозь земную атмосферу, в ней расположены полосы молекулярного поглощения, принадлежащие в основном водяным парам и углекислому газу. С Земли видны лишь некоторые участки солнечного спектра между этими полосами. Для длин волн, больших 15 мкм, поглощение становится полным, и спектр Солнца в этой области доступен наблюдениям либо с больших высот над уровнем моря, либо внеатмосферными методами. Поглощение солнечного излучения молекулами воздуха продолжает оставаться сильным вплоть до области радиоволн миллиметрового диапазона, для которых земная атмосфера снова становится прозрачной. Интенсивность солнечного радиоизлучения в метровом диапазоне значительно больше, чем должна быть у тела с температурой 6000 К. Ее убывание с ростом длины волны в диапазоне метровых волн происходит так же, как и у абсолютно черного тела, имеющего температуру 1 – 2 миллиона кельвинов. Другой важной особенностью радиоизлучения Солнца является его переменность, амплитуда которой увеличивается с ростом длины волны. Этим радиодиапазон существенно отличается от видимой области спектра, в которой интенсивность излучения в высокой степени постоянна. Подобной же переменностью также обладает далекое ультрафиолетовое и рентгеновское излучение Солнца.

Важнейшей особенностью солнечного спектра, начиная от длины волны около 1600 Å до инфракрасного диапазона включительно, является наличие более 20 тысяч фраунгоферовых линий поглощения. По длинам волн они в точности соответствуют линиям излучения различных элементов в спектре разреженного светящегося газа. Появление их в спектре солнечной атмосферы обусловлено ее сильной непрозрачностью к излучению в этих линиях, превышающей непрозрачность в соседних участках непрерывного спектра. Поэтому наблюдаемое в них излучение фактически исходит из более внешних, менее нагретых и слабее излучающих слоев. Ослабление выходящего излучения усугубляется еще и тем, что атомы, поглотив излучение в линиях, тут же его переизлучают, но одинаково по всем направлениям. В итоге в направлении выходящего излучения интенсивность оказывается уменьшенной и по этой причине. Этот процесс называется атомным рассеянием.

При рассеянии частоты поглощенного и переизлученного квантов могут различаться, что приводит к искажению формы профиля спектральной линии и, например, к депрессии в центре сильных эмиссионных линий. Другой важный процесс – истинное поглощение, происходящее в момент, когда возбужденный атом испытывает столкновение, чаще всего с электроном, передавая ему энергию своего возбуждения и увеличивая скорости тепловых движений частиц, а тем самым и температуру газа.

От подобных процессов во многом зависит соотношение между потоком излучения и кинетической температурой газа. Они весьма важны при образовании фраунгоферовых линий (особенно сильных). В основном они определяют темп падения температуры при переходе к внешним слоям солнечной атмосферы. Из сказанного следует, что характер (форма, глубина, ширина) линий поглощения позволяет судить о температуре на разных глубинах в атмосфере Солнца, а также об относительном числе поглощающих и рассеивающих атомов различных химических элемента в ней, т.е. о химическом составе внешних слоев Солнца. Самая сильная, точнее, широкая, линия поглощения солнечного спектра находится в далекой ультрафиолетовой области. Это резонансная линия водорода (Лайман альфа), центр которой приходится на длину волны 1216 Å. На эту длину волны приходится также самая мощная линия излучения солнечного спектра. Это та же линия , но возникшая в более высоких слоях солнечной атмосферы. В поглощении линия настолько широка, что на фотографии даже не видна как линия, а проявляется в виде депрессии с уменьшением общего фона непрерывного спектра на протяжении сотен ангстремов в обе стороны от длины волны 1216 Å.

В видимой области наиболее широкими и сильными являются фраунгоферовы резонансные линии H и K ионизованного кальция. После них по интенсивности идут первые линии бальмеровской серии водорода , , , а затем резонансные линии натрия D1 и D2, линии магния, железа, титана и других элементов. Огромное число более слабых линий принадлежит свыше 80 известным химическим элементам из таблицы Менделеева, изученным в лаборатории. Присутствие этих линий в спектре Солнца свидетельствует о наличии в солнечной атмосфере соответствующих элементов. Таким путем установлено присутствие на Солнце водорода, гелия, азота, углерода, кислорода, магния, натрия, кальция, железа и многих других химических элементов. Для количественного определения их содержания на Солнце необходимо применить специальные методы спектрального анализа. Оказалось, что атмосфера Солнца в основном имеет тот же химический состав, что и многие другие звезды (табл. 2.3.1). Преобладающим элементом на Солнце является водород. По числу атомов его примерно в десять раз больше, чем всех остальных элементов вместе взятых. Однако поскольку он самый легкий элемент, на его долю приходится около 70 % всей массы вещества в атмосфере Солнца. Следующим по распространенности элементом является гелий. Однако, хотя спектральные линии гелия, как и сам этот элемент, были обнаружены на Солнце раньше, чем на Земле, прямые измерения солнечного спектра не позволяют получить надежную оценку его содержания. Косвенным путем получено наиболее вероятное значение его содержания около 28% по массе (т.е. 0.1 по числу атомов). На массу всех остальных элементов, вместе взятых, приходится не более 2%. В некоторых случаях важно знать содержание элементов, обладающих определенными свойствами. Так, например, число атомов металлов в атмосфере Солнца почти в 10000 раз меньше, чем водорода.





Элемент

Относительное число атомов




Элемент

Относительное число атомов

Водород

Гелий


Кислород

Углерод


Неон

Азот


Кремний

1 000 000

100 000


1 000

400


200

100


60




Сера

Магний


Железо

Натрий


Алюминий

Аргон


Кальций

20

20

6



2

2

2



1

Таблица 2.3.1. Средняя распространенность химических элементов в космических условиях, в т.ч. на Солнце


Каталог: model
model -> Общие положения 1Назначение Модели угроз 8
model -> Проект ниох со ран «Фундаментальные основы создания органических и гибридных наноструктурированных материалов для фотоники, сенсорики, электроники»
model -> Изложение двигатель, коробка передач и полный привод Ходовая часть нового Porsche Cayenne 14
model -> Материалы и инструменты
model -> Деятельности музея муниципального образования ульяновской области
model -> Масштабные изменения в структуре нашего общества привели к увеличению количества проблем воспитания детей во многих семьях, вследствие чего возникает острая необходимость в пересмотре системы воспитания детей в целом, а именно


Поделитесь с Вашими друзьями:
1   2   3   4   5   6   7   8   9   ...   18


База данных защищена авторским правом ©vossta.ru 2019
обратиться к администрации

    Главная страница