Автор работы: Пользователь скрыл имя, 21 Ноября 2012 в 19:41, шпаргалка
Шпаргалки по "Астрономии" для физического факультета
Радиоизлучение спокойного Солнца
Солнечное радиоизлучение отличается сильной переменностью, особенно на низких
частотах. Регистрируя наименьшее значение мощности, можно наблюдаемое излучение
разделить на две части: постоянную и переменную. Первая называется
радиоизлучением спокойного Солнца, вторая - радиоизлучением возмущенного Солнца.
Солнечная корона, исключительно прозрачная для видимого излучения, плохо
пропускает радиоволны, которые испытывают в ней сильное поглощение, а также
преломление (рис. 142). Следовательно, солнечная корона должна излучать
радиоволны почти как абсолютно черное тело с температурой в миллион градусов
(стр. 211).
Поэтому температуру короны
температуры солнечного радиоизлучения.
На метровых волнах яркостная температура короны действительно составляет около
миллиона градусов. На более коротких волнах она уменьшается. Это связано с
увеличением глубины, откуда выходит излучение, из-за уменьшения поглощающих
свойств плазмы (рис. 143). Так, например, на сантиметровых волнах излучение
беспрепятственно выходит из верхней хромосферы, а на миллиметровых волнах - из
средних и нижних ее слоев.
Радиометоды позволяют проследить солнечную корону на огромных расстояниях от
Солнца: в несколько десятков радиусов. Это возможно благодаря тому, что
ежегодно, в июне, при своем движении по эклиптике Солнце проходит мимо мощного
источника радиоизлучения - Крабовидной туманности в созвездии Тельца. При
прохождении через солнечную корону радиоволны, принадлежащие этому источнику,
рассеиваются
на отдельных неоднородностях
“затмения” Крабовидной туманности внешними частями солнечной короны наблюдается
уменьшение радиояркости (т.е. яркости радиоизлучения) источника. Обнаруженные
таким путем наиболее далекие от Солнца области короны называют сверхкороной.
Дальнейшие исследования показали, что солнечная атмосфера простирается весьма
далеко, вплоть до орбиты Земли. Об этом свидетельствует обнаруженная слабая
поляризация зодиакального света (см. рис. 141). Кроме того, на основании
изучения движения вещества в хвостах комет, выяснилось, что из солнечной короны
происходит постоянное истечение плазмы со скоростью, постепенно увеличивающейся
по мере удаления от Солнца и на расстоянии Земли достигающей 300-400 км/сек. Это
расширение солнечной короны в межпланетное пространство называется солнечным
ветром.
Исследование межпланетной плазмы, осуществленное при помощи космических
аппаратов,
позволило непосредственно
электронов солнечного ветра, соответствующий скорости распространения от Солнца
порядка нескольких сотен км/сек и концентрации частиц вблизи Земли 1-10
протонов/см3.
Цикл солнечной активности
Количество пятен и других связанных с ними проявлений солнечной активности
периодически меняется. Эпоха, когда количество центров активности наибольшее,
называется максимумом солнечной активности, а когда их совсем или почти совсем
нет, - минимумом.
В качестве меры степени солнечной активности пользуются условными числами
Вольфа, пропорциональными сумме общего числа пятен (f ) и удесятеренного числа
их групп (g):
W = k (f + 10g).(9.17)
Коэффициент пропорциональности k зависит от мощности применяемого инструмента.
Обычно числа Вольфа усредняют (например, по месяцам или годам) и строят график
зависимости солнечной активности от времени. На рис. 148 изображена типичная
кривая солнечной активности, из которой видно, что максимумы и минимумы
чередуются в среднем через каждые 11 лет, хотя промежутки времени между
отдельными последовательными максимумами могут колебаться в пределах от 7 до 17
лет.
В эпоху минимума в течение некоторого времени пятен на Солнце, как правило,
совсем нет. Затем они начинают появляться далеко от экватора, примерно на
широтах ±35°. В дальнейшем зона пятнообразования постепенно спускается к
экватору (закон Шперера). Однако в областях, удаленных от экватора меньше чем на
8°, пятна бывают очень редко.
Важной особенностью цикла солнечной активности является закон изменения
магнитной полярности пятен. В течение каждого 11-летнего цикла все ведущие пятна
биполярных
групп имеют некоторую
противоположную в южном. То же самое справедливо для хвостовых пятен, у которых
полярность всегда противоположна полярности ведущего пятна. В следующем цикле
полярность ведущих и хвостовых пятен меняется на противоположную. Одновременно с
этим меняется полярность и общего магнитного поля Солнца, полюсы которого
находятся вблизи полюсов вращения.
Одиннадцатилетней цикличностью обладают и многие другие характеристики: доля
площади Солнца, занятая факелами и флоккулами, частота вспышек, количество
протуберанцев, а также форма короны и мощность солнечного ветра.
В эпоху минимума солнечных пятен корона имеет вытянутую форму, которую придают
ей длинные лучи, искривленные в направлении вдоль экватора. У полюсов
наблюдаются характерные короткие лучи - “полярные щеточки”. Во время максимума
пятен форма короны округлая благодаря большому количеству прямых радиальных
лучей.
Причина цикла солнечной активности - одна из наиболее увлекательных загадок
Солнца. Скорее всего, она связана с некоторым колебательным процессом,
происходящим в подфотосферных слоях, в котором принимает активное участие
магнитное поле. Согласно одним гипотезам слабое магнитное поле Солнца, постоянно
наблюдаемое в фотосфере, периодически усиливается в результате конвективных
движений, “запутывающих” силовые линии магнитного поля. Согласно другим
гипотезам считается, что поле усиливается из-за неодинаковой скорости вращения
на разных гелиографических широтах, в результате чего меридиональные силовые
линии вытягиваются параллельно экватору и, обвиваясь вокруг Солнца, приводят к
образованию трубок силовых линий магнитного поля. Области с усиленным магнитным
полем расширяются вследствие магнитного давления, становятся легче окружающего
газа и, всплывая, порождают различные явления солнечной активности.