> Сонячний цикл
Вивчіть сонячний цикл: опис циклу сонячної активності, середній час, 11-річний період Сонця, роль Галілея, дослідження сонячних плям, графік зірки.
Сонячний цикл– це комплекс різного роду явищ, що відбуваються в сонячній атмосфері та охоплюють відносно великі області, в діаметрі більше кількох тисяч кілометрів, і відрізняються досить великими змінами з часом фізичних властивостей відповідних верств атмосфери Сонця. Сонячна активність є сукупністю фізичних явищ, які супроводжуються зміною різних параметрів сонячної діяльності і фіксуються за допомогою різних засобів спостереження.
Особливість активності Сонця полягає у наявності в ній циклів, перш за все одинадцятирічних, хоча загалом відзначають їх дуже широкий спектр - починаючи від кількох хвилин і закінчуючи багатьма століттями. За багато років змін активності Сонця виявляють 11-річну циклічність, хоча існують і відхилення від середньої тривалості циклу. Наприклад, тривалість останніх 15 циклів коливалася від 7 до 17 років. Нині як достовірно встановлених називають 11-річний, 22-річний (або подвійний), 30 – 40-річний (або брікнерівський), 80 – 90-річний (віковий), 500-річний та 1800 – 1900-річний цикли активності Сонця.
У 1610 році Галілео Галілей став першою людиною в Європі, хто почав спостерігати за допомогою свого телескопа і поклав тим самим початок регулярним спостереженням за сонячними циклами і, таким чином, що триває, таким чином, вже більше чотирьохсот років. Через 130 років, 1749 р., однією з найстаріших європейських обсерваторій, розташованої в місті Цюріх (Швейцарія), було розпочато щоденне спостереження за плямами. Спочатку їх просто підраховували та замальовували, а пізніше вже почали отримувати фото поверхні Сонця. До теперішнього часу величезна кількість сонячних станцій постійно проводять спостереження та реєстрацію всіх змін на сонячній поверхні.
Найчастіше цикл Сонця визначають за кількістю сонячних плям на , основною характеристикою якого є спеціальний індекс, званий числом Вольфа. Щоб підрахувати цей індекс необхідно виконати кілька операцій. Спочатку потрібно підрахувати кількість групи сонячних плям, потім помножити це число на 10 і додати до нього кількість окремих плям. Число 10 – це коефіцієнт, який приблизно відповідає середній кількості плям у межах однієї групи; подібний алгоритм дає можливість досить точно встановити кількість плям на Сонці навіть у випадках, коли несприятливі умови спостережень перешкоджають прямому підрахунку всіх малих плям. Якщо проаналізувати результати подібних підрахунків за великий час (з 1749 року), стане зрозуміло, що кількість сонячних плям періодично змінюється, формуючи цим цикл сонячної активності, період якого становить приблизно 11 років.
Варто зазначити, що зараз існує мінімум 2 організації, які здійснюють спостереження за сонячним циклом та підрахунок кількості плям на Сонці незалежно одна від одної. Перша організація – це бельгійська Sunspot Index Data Center, де визначають т.зв. міжнародна кількість плям на Сонці (International Sunspot Number). Крім того, підрахунком кількості сонячних плям займається також і US National Oceanic and Atmospheric Administration. Кількість визначених даною організацією плям називається NOAA sunspot number.
Одні з перших спостережень за сонячними плямами наприкінці 17-го століття показали, що тоді Сонце проходило крізь період надзвичайно малої активності. На думку експертів, цей період тривав з 1645 по 1715 рік. Спостереження на той час здійснювалися не настільки докладно, як сучасні, але, попри це, факт проходження циклу сонячної активності крізь гранично глибокий мінімум прийнято вважати достовірно встановленим. Цей період відповідає унікальному кліматичному етапу в історії планети, який називають «малим льодовиковим періодом». Одна з головних особливостей даного періоду полягає в замерзанні річок у низьких широтах і надзвичайно довгий, часто цілорічний сніговий покрив територій з помірним кліматом. Вчені не виключають, що аналогічні, або навіть більш тривалі, періоди гранично низької сонячної активності могли відбуватися і в далекому минулому, сильно вплинувши на клімат Землі в різні геологічні та історичні епохи.
1874 року спостереження за сонячними плямами на зірці почалися в Англії в Королівській Обсерваторії Грінвіча. У цих спостереженнях враховувалося як кількість плям, а й визначалися їх розміри, і навіть становище на сонячному диску. Ця інформація дозволила встановити, що плями на сонячній поверхні розподіляються нерівномірно, а виникають в основному в межах двох поясів, один з яких знаходиться на північ, а інший на південь від екватора Сонця. Відстань між цими поясами виникнення плям змінюється залежно від сонячного циклу. На самому початку циклу плями виникають на високих широтах, тобто на великій відстані від сонячного екватора, а потім пояси утворення сонячних плям починають поступово зближуватися і до кінця циклу вони практично стикаються з екватором. Побудувавши залежність розташування сонячних плям на диску від часу, можна отримати відому діаграму, яка схожа на крила метелика і яку називають діаграма - метелик. Плями на Сонці є областями вкрай сильного магнітного поля, що дозволяє побудувати схожу діаграму, спираючись на дані спостережень за сонячними магнітними полями.
Останнім часом Сонце було надзвичайно «тихим». Причину малоактивності розкриває наведений нижче графік.
Як видно з графіка, у 11-річному циклі сонячної активності стався спад. Протягом останніх двох років кількість сонячних плям скорочувалася з переходом сонячної активності від максимуму до мінімуму. Зменшення кількості сонячних плям означає, що поменшало сонячних спалахів і корональних викидів маси.
Таким чином 24-й сонячний цикл стає найслабшим за останні 100 років.
Що таке 11-річний цикл активності?
Одинадцятирічний цикл, також званий цикл Швабе або цикл Швабе-Вольфа – це помітно виражений цикл сонячної активності, що триває приблизно 11 років. Він характеризується досить швидким (приблизно за 4 роки) збільшенням кількості сонячних плям, а потім повільнішим (близько 7 років), його зменшенням. Довжина циклу не дорівнює строго 11 років: у XVIII – XX століттях його довжина становила 7 – 17 років, а у XX столітті – приблизно 10,5 року.
Що таке число Вольфа?
Число Вольфа – це показник сонячної активності, запропонований швейцарським астрономом Рудольфом Вольфом. Він не дорівнює кількості плям, що спостерігаються в даний момент на Сонці, а обчислюється за формулою:
W=k (f+10g)
f - кількість спостережуваних плям;
g - кількість груп плям, що спостерігаються;
k - коефіцієнт, що виводиться кожному телескопа, з допомогою якого проводяться спостереження.
Наскільки спокійна ситуація насправді?
Широко поширена помилка полягає в тому, що космічна погода «завмирає» і стає нецікавою для спостереження під час низької сонячної активності. Однак і в такі періоди відбувається багато цікавих явищ. Наприклад, верхні шари атмосфери Землі руйнуються, дозволяючи космічному сміттю накопичуватися довкола нашої планети. Геліосфера стискається, у результаті Земля стає більш відкритої міжзоряному простору. Галактичні космічні промені проникають через внутрішню частину Сонячної системи із відносною легкістю.
Вчені стежать за ситуацією, оскільки кількість сонячних плям продовжує знижуватись. За даними на 29 березня, число Вольфа дорівнює 23.
Цілих одинадцять днів на Сонці, всупереч відомій приказці, немає жодної плями. Це означає, що наша зірка входить у період мінімальної активності і протягом найближчого року магнітні бурі та рентгенівські спалахи стануть рідкістю. Про те, що відбувається із Сонцем, коли його активність знову зросте і чим пояснюються ці спади та підйоми, ми попросили розповісти співробітника Лабораторії рентгенівської астрономії Сонця ФІАН, доктора фізико-математичних наук Сергія Богачова.
Сьогодні на Сонці плям немає
Середньомісячне число Вольфа на Сонці - індекс, яким вчені вимірюють кількість сонячних плям - за перші три місяці 2018 року опустилося нижче значення 10. До цього в 2017 році воно трималося на рівні 10-40, ще роком раніше в окремі місяці досягало 60. Одночасно на Сонці майже перестали відбуватися сонячні спалахи, а разом з ними до нуля прагне кількість магнітних бур на Землі. Все це свідчить про те, що наша зірка впевнено рухається у бік чергового мінімуму сонячної активності – стану, в якому вона виявляється приблизно кожні 11 років.
Саме поняття сонячного циклу (а під ним розуміється саме періодична зміна максимумів і мінімумів сонячної активності) є фундаментальним для фізики Сонця. Ось уже понад 260 років, з 1749 року, вчені щоденно стежать за Сонцем і акуратно записують положення сонячних плям і, звичайно ж, їх число. І, відповідно, ось уже понад 260 років на цих кривих спостерігаються періодичні зміни, чимось схожі на биття пульсу.
Кожному такому «удару сонячного серця» надають номер, і всього з початку спостережень таких ударів спостерігалося 24. Відповідно, саме стільки сонячних циклів поки що знайоме людству. Скільки ж їх було всього, чи існують вони весь час, поки існує Сонце, чи з'являються епізодично, чи змінюється їхня амплітуда і тривалість і яку тривалість, наприклад, мав сонячний цикл за часів динозаврів – на всі ці питання відповіді немає, так само як на питання , чи характерний цикл активності для всіх зірок сонячного типу або існує лише на деяких з них, і якщо існує, то будуть дві зірки з однаковим радіусом і масою мати однаковий період циклу. Ми не знаємо цього.
Таким чином, сонячний цикл відноситься до найцікавіших сонячних таємниць, і хоча ми досить багато знаємо про його природу, все ж багато фундаментальних його основ для нас все ще є загадкою.
Графік сонячної активності, виміряної за кількістю плям на Сонці, за всю історію спостережень
Сонячний цикл тісно пов'язаний з наявністю у Сонця так званого тороїдального магнітного поля. На відміну від земного магнітного поля, що має вигляд магніту з двома полюсами - північ і південь, лінії якого спрямовані зверху вниз, на Сонці є особливий вид поля, який відсутній (або невиразний) на Землі - це два магнітні кільця з горизонтальними лініями, які оперізують Сонце. Одне розташовується в північній півкулі Сонця, а друге в південній, приблизно симетрично, тобто на такій відстані від екватора.
Основні лінії тороїдального поля лежать під поверхнею Сонця, але частина ліній може випливати на поверхню. Саме в цих місцях, де магнітні трубки тороїдального поля пробивають сонячну поверхню, і виникають сонячні плями. Таким чином, кількість плям у певному сенсі відображає потужність (або точніше - потік) тороїдального магнітного поля на Сонці. Чим сильніше це поле, тим більше плями, тим більше їх число.
Відповідно, з того, що раз на 11 років плями на Сонці зникають, можна зробити припущення, що раз на 11 років на Сонці зникає тороїдальне поле. Саме так воно і є. І власне це – періодична поява та зникнення сонячного тороїдального поля з періодом 11 років – і є причиною сонячного циклу. Плями ж та їх число лише є непрямими ознаками цього процесу.
Чому ж сонячний цикл вимірюється за кількістю плям, а чи не за силою магнітного поля? Ну, хоча б тому, що 1749 року магнітне поле на Сонці спостерігати, звичайно, не могли. Магнітне поле Сонця було виявлено лише на початку XX століття американським астрономом Джорджем Хейлом, винахідником спектрогеліографа – приладу, здатного з високою точністю вимірювати профілі ліній сонячного спектру, і в тому числі спостерігати їхнє розщеплення під дією ефекту Зеємана. Власне, це був не тільки перший вимір поля Сонця, а й перше виявлення магнітного поля у позаземного об'єкта. Так що астрономам XVIII-XIX століть тільки й залишалося, що спостерігати сонячні плями, і вони не мали ніякої можливості навіть здогадатися про їхній зв'язок з магнітним полем.
Але чому тоді плями продовжують рахувати в наші дні, коли розвинена багатохвильова астрономія, в тому числі спостереження з космосу, які, звичайно, дають набагато точнішу інформацію про сонячний цикл, ніж простий підрахунок числа Вольфа? Причина дуже проста. Який би сучасний параметр циклу ви не виміряли і як би точний він не був, цю цифру не можна буде порівняти з даними XVIII, XIX, та й здебільшого XX століття. Ви просто не зрозумієте, наскільки сильним чи слабким є ваш цикл.
Останній цикл сонячної активності
SILSO data/image, Royal Observatory of Belgium, Brussels
Єдиний спосіб такого порівняння - це порахувати число плям, причому точно тим самим методом і за тією самою формулою, що і 200 років тому. Хоча можливо, що через 500 років, коли будуть накопичені значні ряди нових даних про кількість спалахів, про потоки радіовипромінювання, ряд чисел плям остаточно втратить актуальність і збережеться лише як частина історії астрономії. Поки що це не так.
Знання природи сонячного циклу дозволяє робити деякі передбачення про кількість і розташування плям на Сонці і навіть точно визначити момент, коли починається новий сонячний цикл. Останнє твердження може здатися сумнівним, тому що в ситуації, коли кількість плям знизилася майже до нуля, здається неможливим впевнено стверджувати, що пляма, яка була вчора, відносилася до попереднього циклу, а пляма сьогодні вже частина нового циклу. Тим не менш, такий спосіб є, і він пов'язаний саме зі знанням природи циклу.
Так як сонячні плями виникають у тих місцях, де поверхню Сонця пробивають лінії тороїдального магнітного поля, то кожній плямі можна присвоїти деяку магнітну полярність - просто у напрямку магнітного поля. Пляма може бути «північною» або «південною». Більше того, оскільки трубка магнітного поля повинна пробивати поверхню Сонця у двох місцях, то й плями повинні утворюватися переважно парами. При цьому пляма, що утворилася в місці, де лінії тороїдального поля виходять з поверхні, матиме північну полярність, а парна йому пляма, що утворилася там, де лінії йдуть назад - південну.
Оскільки тороїдальне поле оперізує Сонце як кільце і спрямоване горизонтально, то й пари плям орієнтовані на диску Сонця переважно горизонтально, тобто розташовуються на одній широті, але попереду одного. Оскільки напрямок ліній поля у всіх плямах буде однаковий (адже вони утворені одним магнітним кільцем), те й полярності всіх плям будуть орієнтовані однаково. Наприклад, перша, провідна, пляма у всіх парах буде північною, а друга, що відстає, південною.
Структура магнітних полів у районі сонячних плям
Такий шаблон буде підтримуватись весь час, поки існує дане кільце поля, тобто всі 11 років. В іншій півкулі Сонця, де розташовується симетричне друге кільце поля, полярності також зберігатимуться всі 11 років, але мати зворотну спрямованість - перші плями будуть навпаки південними, а другі - північними.
Що відбувається, коли змінюється сонячний цикл? А відбувається досить дивовижна річ, яка називається переполюсуванням. Північний та південний магнітні полюси Сонця змінюються місцями, а разом з ними змінюється і напрямок тороїдального магнітного поля. Спочатку це поле проходить через нуль, це і називається сонячним мінімумом, а потім починає відновлюватися, але вже з іншим напрямом. Якщо попередньому циклі передні плями у якомусь півкулі Сонця мали північну полярність, то новому циклі вони вже матимуть південну. Це дозволяє відрізнити один від одного плями сусідніх циклів і впевнено зафіксувати момент, коли починається новий цикл.
Якщо ж повернутися до подій на Сонці прямо зараз, то ми спостерігаємо процес вмирання тороїдального поля 24-го сонячного циклу. Залишки цього поля все ще існують під поверхнею і навіть іноді спливають нагору (у ці дні ми бачимо окремі слабкі плями), але в цілому це останні сліди «сонячного літа», що вмирає, як окремі останні теплі дні в листопаді. Безперечно, що вже найближчими місяцями це поле остаточно помре і сонячний цикл досягне чергового мінімуму.
У середині минулого століття астроном-аматор Г. Швабе та Р. Вольф вперше встановили факт зміни кількості сонячних плям з часом, причому середній період цієї зміни становить 11 років. Про це можна прочитати майже у всіх популярних книжках про Сонце. Але мало хто навіть із фахівців чув про те, що ще в 1775 р. П. Горребов з Копенгагена зухвало стверджував, що існує періодичність сонячних плям. На жаль, низка його спостережень була занадто мала, щоб встановити тривалість цього періоду. Високий науковий авторитет противників погляду Горребова і артилерійський обстріл Копенгагена, який знищив усі його матеріали, зробили все для того, щоб про це твердження забули і не згадували навіть тоді, коли воно було доведено іншими.
Звичайно, все це анітрохи не применшує наукових заслуг Вольфа, який запровадив індекс відносних чисел сонячних плям і зумів за різними матеріалами спостережень астрономів-аматорів та професіоналів відновити його з 1749 р. Більше того, Вольф визначив роки максимальних та мінімальних чисел плям ще з часу спостережень Г. Галілея, тобто з 1610. Це і дозволило йому зміцнити вельми недосконалу роботу Швабе, який мав спостереження тільки за 17 років, і вперше визначити тривалість середнього періоду зміни числа сонячних плям. Так з'явився знаменитий закон Швабе - Вольфа, згідно з яким зміни сонячної активності відбуваються періодично, причому довжина середнього періоду становить 11,1 року (рис. 12). Звичайно, на той час йшлося лише про відносну кількість сонячних плям. Але згодом цей висновок було підтверджено всім відомих індексів сонячної активності. Численні інші періоди активних сонячних явищ, особливо короткі, які були виявлені дослідниками Сонця за минулі 100 років, незмінно спростовувалися, і лише 11-річний період завжди залишався непорушним.
Хоча зміни сонячної активності відбуваються періодично, ця особлива періодичність. Справа в тому, що інтервали часу між роками максимальних чи мінімальних чисел Вольфа досить сильно різняться. Відомо, що з 1749 до наших днів тривалість їх коливалася від 7 до 17 років між роками максимумів і від 9 до 14 років між роками мінімумів відносної кількості сонячних плям. Тому правильніше буде говорити не про 11-річний період, а про 11-річний цикл (тобто період з обуреннями, або «прихований» період) сонячної активності. Цей цикл має виключно важливе значення як для проникнення в сутність сонячної активності, так вивчення сонячно-земних зв'язків.
Але 11-річний цикл проявляється у зміні частоти сонячних новоутворень, зокрема, сонячних плям. Його можна виявити також за зміною згодом широти груп плям (рис. 13). Ця обставина привернула увагу відомого англійського дослідника Сонця Р. Керрінгтона ще в 1859 р. Він виявив, що на початку 11-річного циклу плями зазвичай з'являються на високих широтах, в середньому на відстані ±25 - 30 ° від екватора Сонця, тоді як наприкінці циклу віддають перевагу ділянкам ближче до екватора, в середньому на широтах ±5 - 10°. Пізніше це набагато переконливіше показав німецький вчений Г. Шієрер. Спочатку цієї особливості не надавали особливого значення. Але потім становище різко змінилося. Виявилося, що середню тривалість 11-річного циклу можна визначити набагато точніше щодо зміни широти груп сонячних плям, ніж за варіаціями чисел Вольфа. Тому нині закон Шперера, який свідчить про зміну широти груп плям з перебігом 11-річного циклу, поряд із законом Швабе – Вольфа постає як основний закон сонячної циклічності. Усі подальші роботи у цьому напрямі лише уточнювали деталі та по-різному пояснювали цю варіацію. Але вони залишили незмінним формулювання закону Шперера.
Мал. 13. Діаграма "метеликів" груп сонячних плям (за Грінвічем).
Тепер ми звернемося до 11-річного циклу сонячної активності, який протягом сотні з гаком років від часу його відкриття незмінно перебував у центрі уваги дослідників Сонця. За його вражаючою простотою насправді ховається такий складний і багатогранний процес, що ми завжди стоїмо перед небезпекою втратити все або принаймні багато з того, що він перед нами вже розкрив. Мав рацію один з найбільш відомих фахівців з прогнозів сонячної активності німецький астроном В, Глайсберг, коли в одній зі своїх популярних статей сказав наступне; «Скільки разів дослідникам сонячної активності здавалося, що їм вдалося остаточно встановити всі основні закономірності 11-річного циклу. Але наступав новий цикл, і вже перші його кроки начисто відкидали всю їхню впевненість і змушували заново переглядати те, що вони вважали остаточно встановленим». Можливо, у цих словах трохи згущені фарби, але суть їх, безумовно, вірна, особливо коли йдеться про прогноз сонячної активності.
Як ми вже говорили, у певні роки числа Вольфа мають максимальну чи мінімальну величину. Ці роки або ще точніше певні моменти часу, наприклад, квартали чи місяці, називають відповідно епохами максимуму та мінімуму 11-річного циклу, або, більш загально, епохами екстремумів. Середньомісячні та середньоквартальні значення відносних чисел плям, крім загалом регулярної, плавної зміни, характеризуються дуже неправильними, порівняно короткочасними флуктуаціями (див. розділ 5 цього розділу). Тому зазвичай епохи екстремумів виділяють за так званими згладженими середньомісячними числами Вольфа, які являють собою усереднені особливим способом за 13 місяців величини цього індексу, отриманого зі спостережень, або по верхній і нижній кривих, що обгинають кривих зміни середньоквартальних значень відносних чисел плям. Але іноді застосування таких методів може призвести до помилкових результатів, особливо в низьких циклах, тобто циклах з невеликим максимальним числом Вольфа. Інтервал часу від епохи мінімуму до епохи максимуму 11-річного циклу отримав назву гілки зростання, а від епохи максимуму до епохи наступного мінімуму – гілки його спаду (рис. 14).
Тривалість 11-річного циклу за епохами мінімуму визначається набагато краще, ніж за епохами максимуму. Але й у разі виникає труднощі, що у тому, що наступний цикл, зазвичай, починається раніше, ніж закінчується попередній. Тепер ми навчилися розрізняти групи плям нового та старого циклів за полярністю їх магнітного поля. Але така можливість з'явилася трохи більше ніж 60 років тому. Тому задля збереження однорідності методики доводиться задовольнятися все-таки не справжньою довжиною 11-річного циклу, а якимось її «ерзацем», який визначається за епохами мінімальних чисел Вольфа. Цілком природно, що у цих числах зазвичай об'єднані групи плям нового та старого 11-річних циклів.
11-річні цикли сонячних плям відрізняються як різної довжиною, а й різної їх інтенсивністю, т. е. різними значеннями максимальних чисел Вольфа. Ми вже говорили про те, що регулярні дані про середньомісячні відносні числа плям цюріхського ряду є з 1749 р. Тому першим цюріхським 11-річним циклом вважають цикл, що почався в 1775 р. Попередній же цикл, що містить неповні дані, мабуть, з цієї причини отримав нульовий номер Якщо за минулі з часу початку регулярного визначення чисел Вольфа 22 циклу (включаючи нульовий і ще не закінчився, але вже пройшов свій поточний максимум) максимальне середньорічне число Вольфа в середньому дорівнювало 106, то в різних 11-річних циклах воно відчувало коливання від 46 до 19 Особливо високим був закінчився 1964 р. 19-й цикл. У його максимумі, що настав наприкінці 1957 р., середньоквартальне число Вольфа дорівнювало 235. Друге місце за ним займає нинішній, 21-й цикл, максимум якого пройшов наприкінці 1979 р. із середньоквартальною відносною кількістю сонячних плям 182. Найнижчі цикли сонячних плям відносяться до початку минулого сторіччя. Один з них, 5-й за цюріхською нумерацією, найтриваліший із 11-річних циклів, що спостерігалися. Деякі дослідники сонячної активності навіть сумніваються в реальності його тривалості і вважають, що вона повністю зобов'язана «діяльності» на терені науки Наполеона I. Справа в тому, що повністю поглинений веденням переможних війн французький імператор мобілізував до армії багатьох астрономів обсерваторій Франції та підкорених їм . Тому в ті роки спостереження Сонця велися рідко (не більше кількох днів на місяць), що навряд чи можна довіряти отриманим тоді числам Вольфа. Важко сказати, наскільки ґрунтовними є подібні сумніви. До речі, непрямі дані про сонячну активність за цей час не суперечать висновку про низький рівень відносних чисел сонячних плям на початку ХІХ ст. Однак просто так ці сумніви відкинути теж не можна, оскільки вони дозволяють позбавитися деяких винятків, особливо для окремих 11-річних циклів. Цікаво, що другий найнижчий цикл, максимум якого відноситься до 1816, мав довжину всього 12 років, на відміну від свого попередника.
Оскільки ми маємо дані за двісті з лишком років тільки про числа Вольфа, всі основні властивості 11-річних циклів сонячної активності виведені саме для цього індексу. З легкої руки маститого першовідкривача 11-річного циклу понад п'ятдесят років дослідники сонячної активності були зайняті переважно пошуками повного набору циклів тривалістю від кількох місяців до сотні років. Р. Вольф, переконаний у цьому, що сонячна циклічність - плід на Сонце планет Сонячної системи, сам започаткував цим пошукам. Однак усі ці роботи дали набагато більше розвитку математики, ніж вивчення сонячної активності. Нарешті, вже в 40-х роках нинішнього сторіччя, один із «спадкоємців» Вольфа за Цюріхом М. Вальдмайєр наважився засумніватися у правоті свого «наукового прадіда» і переніс причину 11-річної циклічності всередину самого Сонця. Саме з цього часу власне і почалося справжнє дослідження основних внутрішніх якостей 11-річного циклу сонячних плям.
Інтенсивність 11-річного циклу досить тісно пов'язана із його тривалістю. Чим потужніший цей цикл, тобто чим більша його максимальна відносна кількість плям, тим менша його тривалість. На жаль, ця особливість має скоріше чисто якісний характер. Вона дозволяє досить надійно визначити значення однієї з цих характеристик, якщо відома друга. Набагато впевненіше виглядають результати вивчення зв'язку максимального числа Вольфа (точніше, його десяткового логарифму) з довжиною гілки зростання 11-річного циклу, т. Е. Тією частиною кривої, яка характеризує наростання чисел Вольфа від початку циклу до його максимуму. Чим більша максимальна кількість сонячних плям у цьому циклі, тим коротша гілка його зростання. Таким чином, форма циклічної кривої 11-річного циклу значною мірою визначається його висотою. У високих циклів вона відрізняється великою асиметрією, причому довжина гілки росту завжди коротша за довжину гілки спаду і дорівнює 2 - 3 рокам. У порівняно слабких циклів ця крива майже симетрична. І лише найслабші 11-річні цикли знову показують асиметрію, тільки протилежного типу: у них гілка росту довша за гілки спаду.
На противагу довжині гілки зростання, довжина гілки спаду 11-річного циклу тим більше, що вища його максимальне число Вольфа. Але якщо попередній зв'язок дуже тісний, то цей набагато слабший. Ймовірно, саме тому максимальна відносна кількість плям лише якісно визначає тривалість 11-річного циклу. Взагалі гілка росту та гілка спаду основного циклу сонячної активності у багатьох відношеннях поводяться по-різному. Почати хоча б з того, що якщо на гілки зростання сума середньорічних чисел Вольфа майже не залежить від висоти циклу, то на гілки спаду визначається саме цією характеристикою. Не дивно, що такими невдалими були спроби уявити криву 11-річного циклу математичним виразом не з двома, а з одним параметром. На галузі зростання багато зв'язків виявляються набагато чіткішими, ніж на галузі спаду. Складається враження, що саме особливості посилення сонячної активності на початку 11-річного циклу диктують його характер, тоді як його поведінка після максимуму загалом приблизно однакова у всіх 11-річних циклах і відрізняється тільки внаслідок різної довжини гілки спаду. Втім, скоро ми побачимо, що це перше враження потребує одного важливого доповнення.
Свідчення на користь визначального значення галузі зростання 11-річного циклу дали дослідження циклічних змін сумарної площі сонячних плям. З'ясувалося, що у довжині гілки зростання можна досить надійно встановити максимальне значення сумарної площі плям. Раніше вже говорилося про те, що до цього індексу в неявній формі включено кількість груп плям. Цілком природно тому, що ми отримуємо, по суті, самі висновки, що й у чисел Вольфа. Набагато гірше відомі закономірності 11-річного циклу для частоти інших явищ сонячної активності, зокрема сонячних спалахів. Чисто якісно можна вважати, що для них вони виявляться такими ж, як для відносних чисел та сумарної площі сонячних плям.
Досі ми мали справу з явищами сонячної активності будь-якої потужності. Але, як ми вже знаємо, явища на Сонці дуже відрізняються за своєю інтенсивністю. Навіть у повсякденному житті навряд чи хтось поставить на одну дошку легку перисту хмарку і велику чорну хмару. А поки що ми чинили саме так. І ось що цікаво. Варто лише розділити активні сонячні утворення за їхньою потужністю, як ми приходимо до досить суперечливих результатів. Явища слабкої чи середньої інтенсивності загалом дають таку ж криву 11-річного циклу, як і числа Вольфа. Це відноситься не тільки до плям, але і до факельних майданчиків, і до сонячних спалахів. Що ж до найпотужніших активних утворень на Сонці, всі вони найчастіше зустрічаються над саму епоху максимуму 11-річного циклу, а ще через 1 - 2 роки після неї, котрий іноді до цієї епохи. Таким чином, для цих явищ циклічна крива або стає двовершинною, або зрушує свій максимум на пізніші по відношенню до числа Вольфа роки. Саме таким чином поводяться найбільші групи сонячних плям, найбільші та яскраві кальцієві флоккули, протонні спалахи, сплески радіовипромінювання IV типу. Аналогічну форму мають криві 11-річного циклу для інтенсивності зеленої корональної лінії, потоку радіовипромінювання на метрових хвилях, середньої напруженості магнітних полів та середньої тривалості життя груп сонячних плям, тобто індексів потужності явищ.
Найбільш своєрідно проявляється 11-річний цикл у законі Шперера для різних процесів сонячної активності. Як ми вже знаємо, для груп сонячних плям він виявляється у зміні в середньому широти їхньої появи від початку до кінця циклу. При цьому в міру розвитку циклу швидкість такого «сповзання» зони сонячних плям до екватора поступово зменшується і через 1 - 2 роки після епохи максимуму чисел Вольфа воно припиняється, коли зона досягає «бар'єру» в інтервалі широт 7°,5 - 12°, 5. Далі відбуваються лише коливання зони довкола цієї середньої широти. Складається враження, що 11-річний цикл «працює» тільки до цього часу, а потім поступово «розсмоктується». Відомо, що плями охоплюють досить широкі зони з обох боків від екватора Сонця. Ширина цих зон також змінюється протягом 11-річного циклу. Вони найвужчі на початку циклу та найширші в епоху його максимуму. Саме цим пояснюється та обставина, що у найбільш потужних циклах, таких, як 18-й, 19-й та 21-й цюріхській нумерації, найвищі групи плям спостерігалися не на початку циклу, а в роки максимуму. Групи плям малих та середніх розмірів розташовуються практично по всій ширині «королівських зон», але воліють концентруватися до їхнього центру, становище якого наближається до екватора Сонця в міру розвитку циклу. Найбільші групи плям «облюбували» краї цих зон і лише зрідка «сходять» до їхніх внутрішніх частин. Якщо судити лише з розташування цих груп, можна подумати, що закон Шперера є лише статистичної фікцією. Подібним чином поводяться і сонячні спалахи різної потужності.
На галузі спаду 11-річного циклу середня широта груп сонячних плям, починаючи з ±12°, не залежить від висоти циклу. У той самий час у рік максимуму визначається максимальним числом Вольфа у цьому циклі. Більше того, що потужніший 11-річний цикл, то на більш високих широтах з'являються його перші групи плям. У той самий час широти груп наприкінці циклу, як ми бачили, по суті, загалом однакові безвідносно до того, яка його потужність.
Північна та південна півкулі Сонця проявляють себе дуже по-різному щодо розвитку в них 11-річних циклів. На жаль, числа Вольфа визначалися лише для всього сонячного диска. Тому ми маємо в розпорядженні з цього питання досить скромний матеріал Грінвічської обсерваторії про кількість і площі груп плям приблизно за сто років. Але все ж таки грінвічські дані дозволили з'ясувати, що роль північної та південної півкуль помітно змінюється від одного 11-річного циклу до іншого. Це виявляється у тому, що у багатьох циклах одне з півкуль безумовно виступає у ролі «диригента», а й у відмінності форми циклічної кривою цих півкуль у тому самому 11-річному циклі. Такі ж властивості були виявлені і за кількістю груп сонячних плям та їх сумарними площами. Більше того, нерідко епохи максимуму циклу в північній та південній півкулях Сонця відрізняються на 1-2 роки. Докладніше про ці відмінності ми говоритимемо при розгляді тривалих циклів. А поки як приклад згадаємо лише, що у найвищому 19-му циклі сонячна активність безперечно переважала в північній півкулі Сонця. При цьому епоха максимуму в південній півкулі настала на два з лишком роки раніше, ніж у північній.
Досі ми розглядали особливості розвитку 11-річного циклу сонячної активності лише для явищ, що відбуваються у «королівських зонах» Сонця. На вищих широтах цей цикл, мабуть, починається раніше. Зокрема, давно вже було відомо, що збільшення числа та площі протуберанців в інтервалі широт ±30 - 60° відбувається приблизно за рік до початку 11-річного циклу плям та низькоширотних протуберанців. Цікаво, що й у «королівських зонах» середня широта появи протуберанців з перебігом циклу поступово зменшується, подібно до того, як це відбувається з групами сонячних плям, то більш широтні протуберанці мають на початку циклу в середньому меншу широту, ніж у його кінці. Щось подібне спостерігається і в корональних конденсацій. Деякі дослідники вважають, що для зеленої корональної лінії 11-річний цикл починається приблизно на 4 роки раніше, ніж для груп плям. Але зараз ще важко сказати, наскільки надійним є цей висновок. Не виключено, що насправді на Сонці постійно зберігається високоширотна зона корональної активності, яка з урахуванням даних, отриманих для нижчих широт, і призводить до такого результату.
Ще незвичайніше поводяться слабкі магнітні поля поблизу його полюсів. Вони досягають мінімальної величини напруженості приблизно в роки максимуму 11-річного циклу і в цей час полярність поля змінюється на протилежну. Що ж до епохи мінімуму, то цей період напруженість полів досить значна і полярність їх залишається незмінною. Цікаво, що зміна полярності поля поблизу північного і південного полюсів відбувається не одночасно, а з розривом в 1 - 2 роки, тобто весь цей час полярні області Сонця мають однакову полярність магнітного поля.
Число полярних смолоскипів змінюється паралельно з величиною напруженості поля поблизу полюсів Сонця в кожній його півкулі (між іншим, випереджаючи практично таку ж зміну чисел Вольфа приблизно через 4 роки). Тому, хоча ми маємо дані про слабкі полярні магнітні поля менш ніж за три 11-річних цикли, результати спостережень полярних факельних майданчиків дозволяють зробити цілком певний висновок щодо їх циклічних змін. Таким чином, магнітні поля та смолоскипні майданчики в полярних областях Сонця відрізняються тим, що їх 11-річний цикл починається в максимумі 11-річного циклу сонячних плям і досягає максимуму поблизу епохи мінімуму плям. Майбутнє покаже, наскільки надійним є цей результат. Але нам здається, що якщо не вникати в деталі, навряд чи наступні спостереження призведуть до суттєвої зміни. Цікаво, що полярні корональні дірки відрізняються таким самим характером 11-річної варіації.
Хоча сонячна постійна, як уже говорилося, не відчуває відчутних коливань з ходом 11-річного циклу, це аж ніяк не означає, що таким чином поводяться й окремі області спектра випромінювання Сонця. У цьому читач міг переконатися, коли розглядалися потоки радіовипромінювання Сонця. Дещо слабші зміни інтенсивності фіолетових ліній іонізованого кальцію Н і К. Але й ці лінії в епоху максимуму приблизно на 40% яскравіші, ніж в епоху мінімуму 11-річного циклу. Є дані, хоч і не зовсім безперечні, про зміну з перебігом циклу глибини ліній у видимій області сонячного діапазону. Однак найбільші варіації випромінювання Сонця відносяться до рентгенівського та далекого ультрафіолетового діапазонів довжин хвиль, можливість вивчення яких дали штучні супутники Землі та космічні апарати. Виявилося, що інтенсивність рентгенівського випромінювання в інтервалах довжин хвиль 0 – 8 А, 8 – 20 А та 44 – 60 А від мінімуму до максимуму 11-річного циклу зростає у 500, 200 та 25 разів. Не менш відчутні зміни відбуваються і в спектральних областях 203 – 335 А та поблизу 1216 А (у 5,1 та 2 рази).
Як було знайдено за допомогою сучасних математичних методів, існує так звана тонка структура 11-річного циклу сонячної активності. Вона зводиться до стійкого «ядру» навколо епохи максимуму, що охоплює приблизно 6 років, двом або трьом вторинним максимумам та розщепленню циклу на дві складові із середніми періодами близько 10 та 12 років. Така тонка структура виявляється у формі циклічної кривої чисел Вольфа, й у «діаграмі метеликів». Зокрема, у найвищих 11-річних циклах, крім основної зони сонячних плям, є також високоширотна зона, яка зберігається лише до епохи максимуму і зміщується з перебігом циклу не до екватора, а до полюса. Крім того, «діаграма метеликів» для груп плям є не єдиним цілим, а як би складається з так званих ланцюжків-імпульсів. Суть цього процесу полягає в тому, що, з'являючись на порівняно високій широті, група плям (або кілька груп) за 14 - 16 місяців зміщується до екватора Сонця. Такі ланцюжки-імпульси особливо добре помітні на гілки росту та гілки спаду 11-річного циклу. Можливо, вони пов'язані із флуктуаціями сонячної активності.
Радянський дослідник Сонця А. І. Оль встановив ще одну фундаментальну властивість 11-річного циклу сонячної активності. Вивчаючи зв'язок між індексом рекурентної геомагнітної активності за останні чотири роки циклу і максимальною кількістю Вольфа, він виявив, що вона дуже тісна, якщо число Вольфа відноситься до наступного 11-річного циклу, і зовсім слабка, якщо воно відноситься до того ж циклу, що і індекс геомагнітної активності Звідси випливає, що 11-річний цикл сонячної активності зароджується у надрах старого. Рекурентна геомагнітна активність обумовлена корональними дірками, які, як відомо, виникають, зазвичай, над униполярными областями фотосферного магнітного поля. Отже, справжній 11-річний цикл починається у середині гілки спаду появою та посиленням не біполярних, а уніполярних магнітних областей. Ця перша стадія розвитку закінчується до початку того 11-річчя циклу, з яким ми звикли мати справу. У цей час починається його друга стадія, коли розвиваються біполярні магнітні області та всі ті явища сонячної активності, про які ми вже говорили. Вона триває до середини гілки спаду звичного нам 11-річного циклу, коли відбувається зародження нового циклу. Цікаво, що така важлива особливість 11-річного циклу не була помічена безпосередньо на Сонці, але її вдалося встановити щодо впливу сонячної активності на атмосферу Землі.
Всеросійський конкурс учнівських дослідницьких та проектних робіт
«Екологія та життя»
Номінація: «Таємниці живого»
Тема: «Дослідження одинадцятирічного циклу сонячної активності та його вплив на кількість сонячних плям»
Місце виконання роботи: ОУ ЗОШ №9, 10 клас, р.о. Октябрськ
Науковий керівник: Уютова Л.В. вчитель фізики
Москва 2010 р.
Вступ. стор.2
Глава I. Сучасне уявлення про космогонію. Стор. 3-5
Глава II. Теорії будови та народження сонця. Стор. 6-11
Глава III. 11-річний цикл сонячної активності та її причини Стр.12-18
Розділ IV. Експериментальна частина. Стор. 19-23
Висновок. Стор. 24
Список використаної литературы. Стор. 25
Вступ.
Останні роки вчені всього світу, астрономи, фізики обговорюють питання про глобальне потепління, що загрожує через кілька років нашій планеті. І більшість із них пов'язують такі зміни у кліматі з поведінкою Сонця, з його змінами. Я вирішив взяти посильну участь у вирішенні цієї проблеми. З 2005 року я займаюся питаннями дослідження Сонця, вивчаючи його властивості, будову на основі наукових праць та книг.
Якось, коли я прочитав книгу «Космос», за редакцією Коптєва, мене зацікавило питання, що таке космогонія? Як виникла сонячна система, що таке сонце? Переді мною постали питання про народження Сонця, про його основні фізичні характеристики. Вивчивши книгу І.А.Клімішина «Астрономія наших днів», я дізнався про те, що сонячна активність має 11-річний цикл, що рік у рік піки сонячної активності змінюються, що є роки великої сонячної активності, є малою.
Взявши результати досліджень сонячної активності з матеріалів Тбіліської лабораторії (їх числові характеристики), я побудував зразковий графік зміни m ах та min сонячної активності. При дослідженні цих характеристик я прийшов до висновку, що ми з 1996 року жили в той час, коли Сонце підвищувало свою енергію (активність), 2006 рік – це рік піку Сонця. Тепер з 2007 року починається її спад, який триватиме приблизно 10 – 11 років. Підвищення температури землі пов'язане саме з цими змінами.
Максимум сонячної активності супроводжується збільшенням кількості сонячних плям та їх площ. Влітку я спостерігав у телескоп за плямами і, вивчивши книгу А. Н. Томіліна «Небо і земля», взявши з неї необхідні формули розрахунку характеристик Сонця, я досліджував площі плям і розрахував їх. Вони виявилися у 20 разів більшими, ніж розміри Землі. За звичайних умов мені вдалося розрахувати момент кульмінації Сонця влітку 2006 року.
Глава 1. Сучасне уявлення про космогонію.
Космогонія - наука, що вивчає походження та розвиток небесних тіл, наприклад планет та їх супутників, Сонця, зірок, галактик. Астрономи спостерігають космічні тіла на різній стадії розвитку, що утворилися нещодавно і в далекому минулому, швидко "старіють" або майже "застигли" у своєму розвитку. Порівнюючи численні дані спостережень з фізичними процесами, які можуть відбуватися за різних умов у космічному просторі, вчені намагаються пояснити, як виникають небесні тіла. Єдиної, завершеної теорії освіти зірок, планет чи галактик наразі немає. Проблеми, з якими зіткнулися вчені, часом важко вирішити. Вирішення питання про походження Землі та Сонячної системи в цілому значно утруднюється тим, що інших подібних систем ми поки що не спостерігаємо. Нашу сонячну систему нема з чим поки що порівнювати, хоча системи, подібні до неї, повинні бути досить поширені, і їх виникнення має бути не випадковим, а закономірним явищем.
Ось уже два століття проблема походження Сонячної системи турбує видатних мислителів нашої планети. Цією проблемою займалася, починаючи від філософа Канта та математика Лапласа, плеяда астрономів та фізиків XIX та ХХ століть.
І все ж таки ми досі досить далекі від вирішення цієї проблеми. Але за останні три десятиліття прояснилося питання про шляхи еволюції зірок. І хоча деталі народження зірки із газово-пилової туманності ще далеко не зрозумілі, ми тепер чітко уявляємо, що з нею відбувається протягом мільярдів років подальшої еволюції.
Переходячи до викладу різних космогонічних гіпотез, що змінювали одна одну протягом двох останніх століть, почнемо з гіпотези великого німецького філософа Канта та теорії, яку через кілька десятиліть незалежно запропонував французький математик Лаплас. Передумови створення цих теорій витримали випробування часом.
Погляди Канта і Лапласа у низці важливих питань різко відрізнялися. Кант виходив з еволюційного розвитку холодної пилової туманності, під час якого спочатку виникло центральне масивне тіло - майбутнє Сонце, та був планети, тоді як Лаплас вважав початкову туманність газової і дуже гарячої із високим швидкістю обертання. Стискаючись під дією сили всесвітнього тяжіння, туманність, внаслідок закону збереження моменту кількості руху, оберталася все швидше та швидше. Через великі відцентрові сили від нього послідовно відділялися кільця. Потім вони стали конденсувати утворюючи планети.
Таким чином, згідно з гіпотезою Лапласа, планети утворилися раніше за Сонце. Однак, незважаючи на відмінності, загальною важливою особливістю є уявлення, що Сонячна система виникла внаслідок закономірного розвитку туманності. Тому і прийнято називати цю концепцію гіпотезою Канта-Лапласа.
Однак ця теорія стикається з трудом. Наша Сонячна система, що складається з дев'яти планет різних розмірів і мас, має особливість: незвичайний розподіл моменту кількості руху між центральним тілом-Сонцем і планетами.
Момент кількості руху є однією з найважливіших характеристик будь-якої ізольованої від зовнішнього світу механічної системи. Саме як таку систему можна розглянути Сонце і навколишні планети. Момент кількості руху можна визначити як "запас обертання" системи. Це обертання складається з орбітального руху планет та обертання навколо осей Сонця та планет.
Левова частка моменту кількості руху Сонячної системи зосереджена в орбітальному русі планет-гігантів: Юпітера та Сатурна.
З погляду гіпотези Лапласа, це незрозуміло. В епоху, коли від первісної туманності, що швидко обертається, відокремилося кільце, шари туманності, з яких потім сконденсувалося Сонце, мали (на одиницю маси) приблизно такий же момент, як речовина кільця, що відокремився (бо кутові швидкості кільця і частин, що залишилися, були приблизно однакові) Оскільки маса останнього була значно меншою від основної туманності («протосонця»), то повний момент кількості руху кільця повинен бути набагато меншим, ніж у «протосонця». У гіпотезі Лапласа відсутній будь-який механізм передачі моменту від «протосонця» до кільця. Тому протягом усієї подальшої еволюції момент кількості руху «протосонця», а потім і Сонця повинен бути набагато більшим, ніж у кілець і планет, що з них утворилися. Але це висновок суперечить з фактичним розподілом кількості руху між Сонцем і планетами.
Для гіпотези Лапласа ця проблема виявилася непереборною.
Зупинимося на гіпотезі Джинса, що набула поширення в першій третині поточного століття. Вона цілком протилежна гіпотезі Канта-Лапласа. Якщо остання малює освіту планетарних систем як єдиний закономірний процес еволюції від простого до складного, то гіпотезі Джинса освіту таких систем є справа випадку. (Рис. 1)
Вихідна матерія, з якої потім утворилися планети, була викинута із Сонця (яке на той час було вже досить «старим» і схожим на нинішнє) при випадковому проходженні поблизу нього деякої зірки. Це проходження було настільки близьким, що його можна розглядати практично як зіткнення. Завдяки приливним силам з боку зірки, що налетіла на Сонце, з поверхневих шарів Сонця викинуто струмінь газу. Цей струмінь залишиться у сфері тяжіння Сонця і після того, як зірка піде від Сонця. Потім струмінь сконденсується і дасть початок планетам.
Якби гіпотеза Джинса була правильною, число планетарних систем, що утворилися за десять мільярдів років її еволюції, можна було б перерахувати на пальцях. Але планетарних систем практично багато, отже, ця гіпотеза неспроможна. І нізвідки не випливає, що викинутий із Сонця струмінь гарячого газу може сконденсуватися в планети. Таким чином, космологічна гіпотеза Джинса виявилася неспроможною.
Видатний радянський учений О.Ю.Шмідт у 1944 році запропонував свою теорію походження Сонячної системи: наша планета утворилася з речовини, захопленої з газово-пилової туманності, через яку колись проходило Сонце, яке вже мало «сучасний» вигляд. При цьому ніяких труднощів з обертанням моменту планет не виникло, тому що спочатку момент речовини хмари може бути більшим. Починаючи з 1961 року, гіпотезу розвивав англійський космогоніст Літтлтон, який вніс до неї суттєві покращення. За обома гіпотезами «майже сучасне» Сонце стикається з більш менш «пухким» космічним об'єктом, захоплюючи частини його речовини. Тим самим освіта планет пов'язується з процесом зіркоутворення.
Розділ II. Теорії народження та будови Сонця.
Тепер ми з вами зупинимося на головному питанні народження Сонця.
Давайте перенесемося в далеке минуле, приблизно на 7 мільярдів років тому. Сучасна наука, як кажуть вчені, з достатнім ступенем ймовірності дозволяє нам уявити події, що відбувалися тоді. Одним словом, ми «висимо в космосі і спостерігаємо за життям однієї з газово-пилових, воднево-гелієвих (з домішкою важких елементів) туманностей. Тієї, яка в майбутньому дасть початок нашій Сонячній системі, Сонцю, Землі і нам з вами. Туманність темна та непрозора, як дим. Зловісною невидимкою повільно повзе вона на тлі чорної прірви, і про її рвані, розмиті обриси можна здогадуватися по тому, як поступово тьмяніють і гаснуть за нею далекі зірки. Через деякий час ми виявимо, що туманність повільно повертається навколо свого центру, ледь помітно обертається. Ми помічаємо так само, що вона поступово зіщулюється, стискується, очевидно, ущільнюючись при цьому.
Чинить тяжіння, збираючи до центру частки туманності. Обертання туманності при цьому прискорюється. Якщо ви хочете зрозуміти механіку цього явища, згадайте простий земний приклад спортсмена-фігуриста, що обертається на льоду. Не роблячи ніякого додаткового поштовху, він прискорює своє обертання лише тим, що руки, до цього розкриті убік, він притискає до тіла. Працює "Закон збереження кількості руху". Йде час. Туманність обертається дедалі швидше. А від цього виникає і збільшується відцентрова сила, здатна боротися із тяжінням. Відцентрова сила нам добре знайома. Вона, наприклад, «працює» в будь-якому автобусі, коли на крутому повороті валить пасажирів, що стоять. Боротьба двох сил, тяжіння та відцентрової починається в туманності при прискоренні її обертання. Тяжіння стискає туманність, а відцентрова сила прагне роздмухати її, розірвати. Але тяжіння тягне частки до центру з усіх боків однаково. А відцентрова сила відсутня на «полюсах» туманності і найсильніше проявляється на її «екваторі». Тому саме на «екваторі» вона виявляється сильнішою за тяжіння і роздмухує туманність убік. Туманність, продовжуючи обертатися все швидше, сплющується, з кулі перетворюється на плоский «коржик», схожий на спортивний диск. Настає момент, коли на зовнішніх краях диска відцентрова сила врівноважує, а потім і пересилує тяжіння. Жмути туманності тут починають відокремлюватися. Центральна частина її продовжує стискатися, прискорюючи своє обертання, і від зовнішнього краю продовжують відходити все нові і нові шматки, окремі газо-пилові хмари.
І ось туманність набула зовсім іншого вигляду. У середині величаво обертається величезна темна, трохи сплющена хмара, а навколо неї на різних відстанях пливуть по кругових орбітах, розташованих приблизно в одній площині, невеликі «хмари-супутники», що відірвалися від неї. Слідкуємо за центральною хмарою. Воно продовжує ущільнюватись. Але тепер із силою тяжіння починає боротися нова сила – сила газового тиску. Адже в середині хмари накопичується дедалі більше частинок речовини. Там виникає «страшна тіснота» та «неймовірна штовханина» частинок. Вони кидаються, все сильніше ударяючи один одного. Мовою фізиків - у центрі підвищуються температура та тиск. Спочатку там стає тепло, потім спекотно. Зовні ми цього не помічаємо: хмара величезна та непрозора. Тепло назовні не виходить. Але щось усередині сталося! Хмара припинила стискатися. Могутня сила, що зросла від нагрівання газового тиску, зупинила роботу тяжіння. Різко пахнуло нестерпним жаром, як жерла печі, що раптово відкрилася! У глибині чорної хмари стали слабо просвічувати клуби тьмяного червоного полум'я, що рвуться назовні. Але все ближче та яскравіше. Куля велично кипить, перемішуючи вогонь ядра, що вирвався, з чорним туманом околиць. Спекуча жар змушує нас відсахнутися ще далі назад. Однак, вирвавшись назовні гарячий газ, послабив протидію тяжінню. Хмара знову почала стискатися. Температура у його центрі знову почала зростати. Вона дійшла до сотень тисяч градусів! У умовах речовина може бути навіть газоподібним. Атоми розвалюються на свої частини. Речовина перетворюється на стан плазми. Але й плазма - скажена товкотняння атомних ядер і електронів - не може виносити нагрівання до нескінченності. Коли її температура підніметься вище 10 мільйонів градусів, вона ніби «займається». Удари частинок одне одного стають такі сильні, що ядра атомів водню не відскакують друг від друга, як м'ячики, а врізаються, вдавлюються друг в друга і зливаються друг з одним. Починається «ядерна реакція». З чотирьох ядер атомів водню утворюється одне ядро гелію. У цьому виділяється величезна енергія. Таке ось «ядерне горіння» водню почалося і в нашій розпеченій кулі. Цю «пожежу» тепер уже не зупинити. Плазма «розбушувалася». Газовий тиск у центрі запрацював із удесятеренной силою. Плазма рветься назовні, як пара з казана. З жахливою силою вона тисне зсередини на зовнішні шари кулі та зупиняє їхнє падіння до центру.
Встановилася рівновага. Плазмі не вдається розірвати кулю, розкидати її уривки в сторони. А тяжінню не вдається зламати тиск плазми та продовжити стискання кулі. Сліпуче біло-жовтим світлом куля перейшла у стійку стадію. Він став зіркою. Став нашим Сонцем! Тепер воно буде мільярдами років, не змінюючи розміру, не охолоджуючись і не перегріваючись, світитиме однаково яскравим біло-жовтим світлом. Поки що всередині не вигорить весь водень. А коли він увесь перетвориться на гелій, зникне «підпора» всередині Сонця, воно стиснеться. Від цього температура у його надрах знову підвищиться. Тепер уже до сотень мільйонів градусів. Але тоді «займеться» гелій, перетворюючись на важчі елементи. І стиск знову припиниться.
Використовуючи матеріал книги «Науково-популярна література» Ю. І. Коптєва та С.А. Нікітіна, а також інші джерела, ми дізналися, що:
Сонце - центральне тіло сонячної системи, являє собою розпечену плазмову кулю; Сонце – найближча до Землі зірка. Маса Сонця 1,990" 1 030 кк . (У 332958 разів більше маси Землі). У Сонці зосереджено 99,866% маси Сонячної системи. Сонячний паралакс дорівнює 8,794 ''. Відстань від Землі до Сонця 1 змінюється від 0. січні) до
1,5210·10]"м. (У липні), складаючи в середньому 1,4960·10]"м. Цю відстань прийнято вважати однією астрономічною одиницею. Середній кутовий діаметр Сонця становить 1919,26", чому відповідає лінійний діаметр Сонця, рівний 1,392 · 10 9 м. (У 109 разів більше діаметра екватора Землі). Середня щільність Сонця 1,41" 103 кг / м 3 . Прискорення вільного падіння поверхні Сонця становить 273,98 м/сек 2 . Друга космічна швидкість лежить на поверхні Сонця дорівнює 6,18·10 5 м/сек. Ефективна температура поверхні Сонця, яка визначається згідно із законом випромінювання Стефана-Больцмана, по повному випромінюванню Сонця дорівнює 5770К. (Рис.2)
Історія телескопічних спостережень Сонця починається із спостережень, виконаних Г.Галлілеєм у 1611 році; були відкриті сонячні плями, визначено період обертання Сонця навколо осі. У 1843 році німецький астроном Швабе виявив циклічність сонячної активності. Розвиток методів спектрального аналізу дало змогу вивчити фізичні умови на Сонці. У 1814 році Й. Фраунгофер виявив темні лінії поглинання в спектрі Сонця - це започаткувало вивчення хімічного складу Сонця. З 1836 регулярно ведуться спостереження затемнень Сонця, а також сонячних протуберанців. У 1913 року американський астроном Дж. Хейл спостерігав зеемановское розщеплення фраунгоферових ліній спектру сонячних плям і цим довів існування на Сонці магнітних полів. До 1942 року шведський астроном Б.Едлен та інші ототожнили кілька ліній спектру сонячної корони з лініями високоіонізованих елементів, довівши цим високу температуру у сонячній короні. У 1931 році Б.Ліо винайшов сонячний коронограф, який дозволив спостерігати корону та хромосферу поза затемненням. На початку 40-х років ХХ століття було відкрито радіовипромінювання Сонця. (Рис.3)
Істотним поштовхом у розвиток фізики Сонця у другій половині ХХ століття послужило розвиток магнітної гідродинаміки і фізики плазми. Після початку космічної ери вивчення ультрафіолетового та рентгенівського випромінювання Сонця ведеться методами позаатмосферної астрономії за допомогою ракет, автоматичних орбітальних обсерваторій на супутниках Землі, космічних лабораторій із людьми на борту. (рис4)
Обертання Сонця навколо осі відбувається в тому ж напрямку, що і обертання Землі, в площині, нахиленої на 715" до площини орбіти Землі (екліптики). Сонця внаслідок ефекту Доплера Таким чином було виявлено, що період обертання Сонця неоднаковий на різних широтах.Положення різних деталей на поверхні Сонця визначається за допомогою геліографічних координат, що відраховуються від сонячного екватора (геліографічна широта) і від центрального меридіана видимого диска Сонця або від деякого меридіана, обраного як початкового (так званого меридіана Каррінгтона) При цьому вважають, що Сонце обертається як тверде тіло.Один оборот щодо Землі точки з геліографічною широтою 17 0 здійснюють за 27,275 діб (синодичний період) - 25,38 діб. обертання j для сидеричного обертання змінюється з геліографічної широтою w згідно із законом: w=14,33° - 30 sin 2 j на добу. Лінійна швидкість обертання на екваторі Сонця – близько 2000м/сек.
Сонце як зірка є типовим жовтим карликом і розташовується в середній частині головної послідовності зірок діаграмою Герцшпрунга - Рессела. Видима фотовізуальна зоряна величина Сонця дорівнює - 26,74, абсолютна візуальна зоряна величина М у дорівнює +4,83. Спектральний клас Сонця G2V. Швидкість руху щодо сукупності найближчих зірок 19,7"103 м/сек. Сонце розташоване всередині однієї зі спіральних гілок нашої Галактики на відстані близько 10кпс від її центру. Період звернення Сонця навколо центру Галактики близько 200 мільйонів років. Вік Сонця - близько 5"109 років. (Рис.5)
Внутрішню будову Сонця визначено в припущенні, що вона є сферично-симетричним тілом і знаходиться в рівновазі. Рівняння перенесення енергії, закон збереження енергії, рівняння стану ідеального газу, закон Стефана - Больцмана та умови гідростатичної, променистої та конвекційної рівноваги разом з визначеними зі спостережень значеннями повної світності, повної маси та радіусу Сонця та даними про його хімічний склад дають можливість побудувати модель внутрішнього будови Сонця. Вважають, що вміст водню в Сонці масою близько 70%, гелію близько 27%, вміст всіх інших елементів близько 2,5%. На підставі цих припущень обчислено, що температура в центрі Сонця становить 10"106 К, щільність близько 1,5"105 кг/м 3 тиск 3,4*10 16 вважається, що джерелом енергії, що поповнює втрати на випромінювання і підтримує високу температуру Сонця, є ядерні реакції, що виходять у надрах Сонця. Середня кількість енергії, що виробляється всередині Сонця, становить 1,92 ерг/г/сек. Виділення енергії визначається ядерними реакціями, у яких водень перетворюється на гелій. На Сонці можливі дві групи термоядерних реакцій: протон - протонний (водневий) цикл і вуглецевий цикл (цикл Бете). Найбільш ймовірно, що на Сонці переважає протон-протонний цикл, що складається з трьох реакцій, в першій з яких ядер водню утворюються ядра дейтерію (важкий ізотоп водню, атомна маса 2); у другій з ядер водню утворюються ядра ізотопу гелію з атомною масою 3 і, нарешті, у третій з них утворюються ядра стійкого ізотопу гелію з атомною масою 4. (рис.6)
Перенесення енергії з внутрішніх шарів Сонця в основному відбувається шляхом поглинання електромагнітного випромінювання, що надходить знизу, і наступного перевипромінювання. В результаті зниження температури при віддаленні від Сонця поступово збільшується довжина хвилі випромінювання, що переносить більшу частину енергії у верхні шари. Перенесення енергії рухом гарячої речовини з внутрішніх шарів, а охолодженого всередину (конвенція) відіграє істотну роль у порівняно високих шарах, що утворюють конвективну зону Сонця, яка починається на глибині близько 0,2 сонячних радіусу і має товщину близько 108 м. Швидкість конвективних рухів з подовженням від центру Сонця та у зовнішній частині конвективної зони досягає (2---,5)- 103 м/с. У ще вищих шарах (в атмосфері Сонця) перенесення енергії знову здійснюється випромінюванням. У верхніх шарах атмосфери Сонця (у хромосфері та короні) частина енергії доставляється механічними та магнітогідродинамічними хвилями, які генеруються в конвективній зоні, але поглинаються лише у цих шарах. Щільність у верхній атмосфері дуже мала, і необхідне відведення енергії за рахунок випромінювання та теплопровідності можливе лише, якщо кінетична енергія цих шарів досить велика. Нарешті, у верхній частині сонячної корони більшу частину енергії забирають речовини, що рухаються від Сонця, так званий сонячний вітер. Температура в кожному шарі встановлюється на такому рівні, що автоматично здійснюється баланс енергії: кількість енергії, що приноситься за рахунок поглинання всіх видів випромінювання, теплопровідністю або рухом речовини дорівнює сумі всіх енергетичних втрат шару.
Повне випромінювання Сонця визначається за освітленістю, створюваної ним лежить на поверхні Землі, - близько 100 тыс.лк., коли Сонце перебуває у зеніті. Поза атмосферою середньому відстані Землі від Сонця освітленість дорівнює 127 тыс.лк. Сила світла Сонця становить 2,84"1027 свічок. Кількість енергії, що приходить в одну хвилину на майданчик в 1 см 2 , поставлену перпендикулярно сонячним променям за межами атмосфери на середній відстані Землі від Сонця, називають сонячною постійною. Потужність загального випромінювання3 Сонця "1026 ват, з яких на Землю потрапляє близько 2" 1017 ват, середня яскравість поверхні Сонця (при спостереженні поза атмосферою Землі) становить 1,98"10 9 нт, яскравість центру диска Сонця - 2,48" 109 нт. зменшується від центру до краю, причому це зменшення залежить від довжини хвилі, так що яскравість на краю диска Сонця для світла з довжиною хвилі 3600А становить 0,2 яскравості центру, а для 5000А - близько 0,3 яскравості центру диска Сонця. краю диска Сонця Яскравість падає у 100 разів протягом менше однієї секунди дуги, тому межа диска Сонця виглядає дуже різкою.
Спектральний склад світла, що випромінюється Сонцем, тобто розподіл енергії в центрі Сонця (після врахування впливу поглинання в земній атмосфері та впливу фраунгоферових ліній), загалом відповідає розподілу енергії у випромінюванні абсолютно чорного тіла з температурою близько 6000К. Однак у окремих ділянках спектра є помітні відхилення. Максимум енергії у спектрі Сонця відповідає довжині хвилі 4600А. Спектр Сонця - це не безперервний спектр, на який накладено більше 20 тисяч ліній поглинання (фраунгоферових ліній). Більше 60% з них ототожнено зі спектральними лініями відомих хімічних елементів шляхом порівняння довжин хвиль та відносної інтенсивності лінії поглинання у сонячному спектрі з лабораторними спектрами. Випромінювання фраунгоферових ліній дає відомості як про хімічному складі атмосфери Сонця, а й фізичні умови у тих шарах, у яких утворюються ті чи інші поглинання. Переважним елементом Сонце є водень. Кількість атомів гелію в 4 – 5 разів менша, ніж водню. Число атомів всіх інших елементів разом узятих, принаймні, у 1000 разів менше від кількості атомів водню. Серед них найбільш рясні кисень, вуглець, азот, магній, залізо та інші. У спектрі Сонця можна ототожнити також лінії, що належать деяким молекулам та вільним радикалам:
ВІН, NH, СН, ЗІ та іншим.
Магнітні поля на Сонці вимірюються головним чином зеєманівського розщеплення ліній поглинання в спектрі Сонця. Розрізняють кілька типів магнітних полів Сонце. Загальне магнітне поле Сонця невелике і досягає напруженості в 1 цій чи іншій полярності і змінюється з часом. Це поле тісно пов'язане з міжпланетним магнітним полем та його секторною структурою. Магнітні поля, пов'язані з сонячною активністю, можуть досягати в сонячних плямах напруженості кілька тисяч е. Структура магнітних полів в активних областях дуже заплутана, чергуються магнітні полюси різної полярності. Зустрічаються також локальні магнітні області із напруженістю поля в сотні е. поза сонячними плямами. Магнітні поля проникають і в хромосферу, і сонячну корону. Велику роль на Сонці грають магнітогазодинамічні та плазмові процеси. При температурі 5000 - 10000К газ досить іонізований, провідність його велика і завдяки величезним масштабам сонячних явищ значення електромеханічних та магнітомеханічних взаємодій дуже велике.
Атмосферу Сонця утворюють зовнішні, доступні спостерігачам верстви. Майже всі випромінювання Сонця виходить із нижньої частини його атмосфери, званої фотосферою. На підставі рівнянь променистого перенесення енергії, променистого і локального термодинамічного рівноваги і потоку випромінювання, що спостерігається, можна теоретично побудувати модель розподілу температури і щільності з глибиною у фотосфері. Товщина фотосфери близько трьохсот кілометрів, її середня густина 3·10 кг/м 3 . Температура у фотосфері падає у міру переходу до зовнішніх шарів, середнє її значення порядку 6000 К, на межі фотосфери близько 4200 К. Тиск змінюється від 2 · 104 до 102 н/м 2 . Існування конвекції у підфотосферній зоні Сонця проявляється у нерівномірній яскравості фотосфери, видимої її зерна званої грануляційної структурі. Гранули є яскравими плямами менш круглої форми. Розмір гранул 150 - 1000 КМ, час життя 5 - 10 хвилин, відділ вдається спостерігати протягом 20 хвилин. Іноді гранули утворюють скупчення до 30 тисяч кілометрів. Гранули яскравіші за міжгранульні проміжки на 20%, що відповідає різниці в температурі в середньому на зоок. На відміну від інших утворень на поверхні Сонця грануляція однакова на всіх геліографічних широтах і н сонячної активності. Швидкості хаотичних рухів (турбулентні швидкості) складають за різними визначеннями 1 км/с. У фотосфері виявлено квазіперіодичні, коливальні рухи у радіальному напрямку. Вони відбуваються на майданчиках ре тисячі кілометрів з періодом близько п'яти хвилин і амплітудою швидкості близько 500 м/кілька періодів коливання в цьому місці загасають, потім можуть виникати знову. Спостереження показали також існування осередків, у яких рух відбувається у горизонтальному напрямі від центру осередку до її кордонів. Швидкість таких рухів близько 500 м/сек. Розміри осередків – супергранул складають 30 тисяч кілометрів. За положенням супергранули збігаються з осередками хромосферної сітки. На кордонах супергранул магнітне поле посилено. Припускають, що супергранули відбивають на глибині кілька тисяч кілометрів під поверхнею конвективних осередків такого самого розміру. Спочатку передбачалося, що фотосфера дає лише безперервне випромінювання, а лінії поглинання утворюються в розташованому над нею обертовому шарі. Пізніше було встановлено, що у фотосфері утворюються спектр лінії, і безперервний спектр. Однак для спрощення математичних викладок при розрахунку спектральних ліній поняття оберненого шару іноді застосовується.
Часто у фотосфері спостерігаються сонячні плями та смолоскипи. Сонячні плями - це темні утворення, що складаються, як правило, з темнішого ядра (тіні) і навколишнього півтіні. Діаметри плям досягають двохсот тисяч кілометрів. Іноді пляма буває оточена світлою облямівкою. Зовсім маленькі плями називають порами. Час життя плям від декількох годині кількох місяців. У спектрі плям ще більше ліній та смуг поглинання, ніж у спектрі фотосфери, він нагадує спектр зірки спектрального класу КО. Зміщення ліній у спектрі плям через ефект Доплера вказує на рух речовини в плямах - витікання на нижчих рівнях і втікання на більш високих, швидкості руху досягають 3 тисячі м/сек. порівнянь інтенсивності ліній та безперервного спектру плям та фотосфери на 1 тисячі градусів (4500 К і нижче). Внаслідок цього на тлі фотосфери плями здаються темними, яскравість ядра становить 0,2 - 0,5 яскравості фотосфери, яскравість півтіні близько 80% фотосфери. Всі сонячні плями мають сильне магнітне поле, що досягає для великих плям напруженості тисяч естердів. Зазвичай плями утворюють групи, які за своїм магнітним полем можуть бути уніполярними, біполярними та мультиполярними, тобто містять багато плям різної полярності, часто об'єднаних загальною півтінню. Групи плям завжди оточені смолоскипами та флоккулами, протуберанцями, поблизу них іноді відбуваються сонячні спалахи, і сонячній короні над ними спостерігаються утворення у вигляді променів шоломів, опахали – все це разом утворює активну область на Сонці. Середньорічне число плям і активних областей, що спостерігаються, а також середня площа, займана ними, змінюється з періодом близько 11 років.
Це середня величина, тривалість окремих циклів сонячної активності коливається від 7,5 до 16 років. Найбільше плям, одночасно видимих на поверхні Сонця, змінюється для різних циклів більш ніж удвічі. В основному плями зустрічаються в так званих королівських зонах, що тягнуться від 5 до 30 0 геліографічної широти з обох боків сонячного екватора. На початку циклу сонячної активності широта місця розташування плям вище, а кінці циклу - нижче, але в більш високих широтах з'являються плями про циклу. Найчастіше спостерігаються біполярні групи плям, що складаються з двох великих плям - головного та наступного, що мають протилежну магнітну полярність, та кілька дрібних. Головні плями мають одну й ту саму полярність протягом усього циклу сонячної активності, ці полярності протилежні у північній та південній півсферах Сонця. Очевидно, плями є поглиблення у фотосфері, а щільність речовини у яких менше щільності речовини у фотосфері тому ж рівні.
В активних областях Сонця спостерігаються смолоскипи - яскраві фотосферні утворення, що видно в білому світлі переважно поблизу краю диска Сонця. Зазвичай смолоскипи проявляються раніше плям і існують деякий час після їх зникнення. Площа факельних майданчиків у кілька разів перевищує площу відповідної групи плям. Кількість смолоскипів на диску Сонця залежить від фази циклу сонячної активності. Максимальний контраст (18%) смолоскипи мають поблизу краю диска Сонця, але не на самому краю. У центрі диска Сонця смолоскипи практично не видно, контраст їх дуже малий. Смолоскипи мають складну волокнисту структуру, контраст їх залежить від довжини хвилі, на якій проводяться спостереження. Температура смолоскипів на кілька сотень градусів перевищує температуру фотосфери, загальне випромінювання з квадратного сантиметра перевищує фотосферне на 3%. Очевидно, смолоскипи дещо височіють над фотосферою. Середня тривалість їх існування – 15 діб, але може досягати майже трьох місяців.
Вище фотосфери розташований шар атмосфери Сонця, що називається хромосферою. Без спеціальних телескопів хромосфера видно лише під час повних сонячних затемнень як рожеве кільце, що оточує темний диск у ті хвилини, коли Місяць повністю закриває фотосферу. Тоді можна спостерігати й спектр хромосфери. На краю диска Сонця хромосфера є спостерігачеві як нерівна смужка, з якої виступають окремі зубчики хромосферні спікули. Діаметр спікул 200 кілометрів, висота близько 10000 кілометрів, швидкість підйому плазми у спікулах до 30 км/сек. Одночасно на Сонці існує до 250 тисяч спікул. При спостереженні в монохроматичному світлі на диску Сонця видно яскрава хромосферна сітка, що складається з окремих вузликів - дрібних діаметром до 1000 км і великих діаметром від 2000 до 8000км. Великі вузлики є скупчення дрібних. Розміри осередків сітки – 30 тисяч кілометрів. Вважають, що спікули утворюються на межах осередків хромосферної сітки. Щільність у хромосфері падає зі збільшенням відстані від центру Сонця. Число атомів в одному куб. сантиметрі змінюється від 1015 поблизу фотосфери до 109 У верхній частині хромосфери. Дослідження спектрів хромосфери привело до висновку, що в шарі, де відбувається перехід від фотосфери до хромосфери, температура переходить через мінімум і в міру збільшення висоти над основою хромосфери дорівнює 8 тисяч Кельвінів, а на висоті в кілька тисяч кілометрів досягає 15 тисяч Кельвінів. Встановлено, що у хромосфері має місце хаотичний рух газових мас зі швидкостями до 15 10 3 м/сек. У хромосфері смолоскипи в активних областях видно світлі утворення, які зазвичай називають флоккулами. У червоній лінії спектру водню видно темні утворення, які називаються волокнами. На краю диска Сонця волокна виступають за диск і спостерігаються на тлі неба як яскраві протуберанці. Найчастіше волокна і протуберанці зустрічаються в чотирьох розташованих симетрично щодо сонячного екватора зонах: полярних на північ від +40 0 і на південь від -40 0 геліографічної широти і низькоширотних зонах близько 30 0 на початку циклу сонячної активності і 17 0 наприкінці циклу. Волокна та протуберанці низькоширотних зон показують добре виражений 11-річний цикл, їх максимум збігається з максимумом плям. У високоширотних протуберанців залежність від фаз цикли сонячної активності виражена менше, максимум настає через два роки після максимуму плям. Волокна, що є спокійними протуберанцями, можуть досягати довжини сонячного радіусу та існувати протягом кількох обертів Сонця. Середня висота протуберанців над поверхнею Сонця становить 30 000 кілометрів, середня довжина 200 000 кілометрів, ширина 5 000 кілометрів. Згідно з дослідженнями А.Б.Північного, всі протуберанці за характером руху можна розбити на 3 групи: електромагнітні, в яких рухи відбуваються за впорядкованими викривленими траєкторіями - силовими лініями магнітного поля; хаотичні, у яких переважають невпорядковані турбулентні рухи (швидкості близько 10 км/сек); еруптивні, в яких речовина початкового спокійного протуберанця з хаотичними рухами раптово викидається зі зростаючою швидкістю (досягає 700 км/сек) геть від Сонця. Температура в протуберанцях (волокнах) 5 тисяч Кельвінів, густина близька до середньої густини хромосфери. Волокна, що є активними, швидко мінливими протуберанцями, зазвичай сильно змінюються за кілька годин або навіть хвилин. Форма та характер рухів у протуберанцях тісно пов'язані з магнітним полем у хромосфері та сонячній короні.
Сонячна корона - найзовнішня і найбільш розряджена частина сонячної атмосфери, що тягнеться на кілька (більше) сонячних радіусів. До 1931 року корону можна було спостерігати лише під час повних сонячних затемнень у вигляді сріблясто-перлинного сяйва навколо закритого Місяцем Сонця. У короні добре виділяються деталі її структури: шоломи, опахала, корональні промені та полярні щіточки. Після винаходу коронографа сонячну корону стали спостерігати і поза затемненням. Загальна форма корони змінюється із фазою циклу сонячної активності: у роки мінімуму корона сильно витягнута вздовж екватора, у роки максимуму вона майже сферична. У білому світлі поверхнева яскравість сонячної корони в мільйон разів менша від яскравості центру диска Сонця. Світіння її утворюється переважно в результаті розсіювання фотосферного випромінювання вільними електронами. Майже всі атоми в короні іонізовані. Концентрація іонів і вільних електронів біля основи корони становить 109 частинок в 1 см 3 . Нагрівання корони здійснюється аналогічно нагріванню хромосфери. Найбільше виділення енергії відбувається у нижній частині корони, але завдяки високій теплопровідності корона майже ізотермічна – температура знижується назовні дуже повільно. Відтік енергії у короні відбувається кількома шляхами. У нижній частині корони основну роль грає перенесення енергії вниз завдяки теплопровідності. До втрати енергії призводить догляд з корони найшвидших частинок. У зовнішніх частинах корони велику частину енергії забирає сонячний вітер - потік коронального газу, швидкість якого зростає з віддаленням від Сонця від кількох км/ек біля його поверхні до 450 км/сек з відривом Землі. Температура в короні перевищує 10 6 К. В активних шарах корони температура вища - до 10 7 К. Над активними областями можуть утворюватися звані корональні конденсації, у яких концентрація частинок зростає вдесятеро. Частина випромінювання всередині корони – це лінії випромінювання багаторазово іонізованих атомів заліза, кальцію, магнію, вуглецю, сірки та інших хімічних елементів. Вони спостерігаються і у видимій частині спектру та в ультрафіолетовій області. У сонячній короні генерується радіовипромінювання Сонця у метровому діапазоні та рентгенівське випромінювання, що посилюється у багато разів у активних областях. Як показали розрахунки, сонячна корона не перебуває у рівновазі з міжпланетним середовищем. З корони у міжпланетний простір поширюються потоки частинок, що утворюють сонячний вітер. Між хромосферою та короною є порівняно тонкий перехідний шар, у якому відбувається різке зростання температури до значень, характерне для корони. Умови у ньому визначаються потоком енергії з корони внаслідок теплопровідності. Перехідний шар є джерелом більшої частини ультрафіолетового випромінювання Сонця. Хромосфера, перехідний шар і корона дають все радіовипромінювання Сонця, що спостерігається. В активних областях структура хромосфери, корони та перехідного шару змінюється. Ця зміна, проте, ще недостатньо вивчено. (3)
В активних областях хромосфери спостерігаються раптові та порівняно короткочасні збільшення яскравості, видимі відразу у багатьох спектральних лініях. Ці яскраві освіти існують від кількох хвилин до кількох годин. Вони називаються сонячними спалахами (колишня назва – хромосферні спалахи). Спалахи найкраще видно у світлі водневої лінії, але найяскравіші видно іноді й у білому світлі. У спектрі сонячного спалаху налічується кілька сотень емісійних ліній різних елементів, нейтральних та іонізованих. Температура тих шарів сонячної атмосфери, які дають свічення в хромосферних лініях (1 -) · 10 4 К, у більш високих шарах - до 10 7 К. Щільність частинок спалаху досягає 10 13 - 10 14 В одному кубічному сантиметрі. Площа сонячних спалахів може досягати 1015 м 2 . Зазвичай сонячні спалахи відбуваються поблизу груп сонячних плям, що швидко розвиваються, з магнітним полем складної конфігурації. Вони супроводжуються активізацією волокон та флоккулів, а також викидами речовини. При спалаху виділяється велика кількість енергії (до 1021 - 1025 джоулів). Передбачається, що енергія сонячного спалаху спочатку запасається в магнітному полі, а потім швидко вивільняється, що призводить до локального нагрівання та прискорення протонів та електронів, що викликають подальше розігрів газу, його свічення у різних ділянках спектра електромагнітного випромінювання, утворення ударної хвилі. Сонячні спалахи дають значне збільшення ультрафіолетового випромінювання Сонця, супроводжуються сплесками рентгенівського випромінювання (іноді дуже потужними), сплесками радіовипромінювання, викидом корпускул високих енергій до 10 10 ев. Іноді спостерігаються рентгенівські випромінювання без посилення світіння в хромосфері. Деякі спалахи (вони називаються протонними) супроводжуються особливо сильними потоками енергійних частинок космічними променями сонячного походження. Протонні спалахи створюють небезпеку для космонавтів, що знаходяться в польоті, оскільки енергійні частинки, стикаючись з атомами оболонки корабля, породжують рентгенівське і гамма - випромінювання, причому іноді в небезпечних дозах.
Глава ПІ. ll-річний цикл сонячної активності та його причини
Рівень сонячної активності (кількість активних областей та сонячних плям, кількість і потужність сонячних спалахів тощо) змінюється з періодом близько 11 років. Існують також слабкі коливання величини максимумів 11-річного циклу з періодом близько 90 років. На землі 11-річний цикл простежується на цілій низці явищ органічної і неорганічної природи (обурення магнітного поля, полярні сяйва, обурення іоносфери, зміна швидкості росту дерев з періодом близько 11 років, встановленим за чергуванням товщини річних кілець і т.д.). На земні процеси надають також активний вплив окремі активні області на Сонце і короткочасні, але іноді дуже потужні спалахи. Час існування окремої магнітної області на Сонці може досягати одного року. Обурення, що викликаються цією областю, в магнітосфері і верхній атмосфері Землі повторюються через 27 діб (із спостерігається з Землі періодом обертання Сонця). Найбільш сильні прояви відбуваються нерегулярно (частіше поблизу періодів максимальної активності), тривалість їх становить 5 хвилин, рідко кілька годин. Енергія хромосферного спалаху може досягати 10 25 джоулів, з енергії, що виділяється при спалаху, лише 1 % припадає на електромагнітне випромінювання в оптичному діапазоні. У порівнянні з повним випромінюванням Сонця в оптичному діапазоні енергія спалаху не велика, але короткохвильове випромінювання спалаху і електрони, що генеруються при спалахах, а іноді сонячні космічні промені можуть дати помітний внесок у рентгенівське і корпускулярне випромінювання Сонця. У періоди підвищення сонячної активності його рентгенівське випромінювання збільшується в діапазоні 30 нм вдвічі, в діапазоні 10 нм в 3 рази, в діапазоні 1 - 0,2 нм більш ніж у сто разів. У міру зменшення довжини хвилі випромінювання вклад активних областей у повне випромінювання Сонця збільшується, і в останньому із зазначених діапазонів практично все випромінювання зумовлене активними областями. Жорстке рентгенівське випромінювання з довжиною хвилі менше 0,2 нм з'являється у спектрі Сонця лише на короткий час після спалахів.
В ультрафіолетовому діапазоні (довжина хвилі 180 нм) випромінювання Сонця за 11-річний цикл змінюється лише на 1%, а в діапазоні 290 нм залишається практично постійним і становить 3,6 . 10 26 ват.
Постійність енергії, що отримується Землею від Сонця, забезпечує стаціонарність теплового балансу Землі. Сонячна активність істотно не позначається на енергетиці Землі як планети, але окремі компоненти хромосферних спалахів можуть значно впливати на багато фізичних, біофізичних і біохімічних процесів на Землі.
Активні області є сильним джерелом корпускулярного випромінювання. Частинки з енергіями близько 1 кев (переважно протони), що розповсюджуються вздовж силових ліній міжпланетного магнітного поля з активних областей, посилюють сонячний вітер. Ці посилення (пориви) сонячного вітру повторюються через 27 днів і називаються рекурентними. Аналогічні потоки, але ще більшої енергії та щільності, виникають при спалахах. Вони викликають звані спорадичні обурення сонячного вітру і досягають Землі за інтервали часу від 8 годин до 2 діб. Протони високої енергії (від 100 Мев до 1 Гев) від дуже сильних «протонних» спалахів та електрони з енергією 10 кев, що входять до складу сонячних космічних променів, приходять до Землі через десятки хвилин після спалахів; Дещо пізніше приходять ті з них, які потрапили в «пастки» міжпланетного магнітного поля та рухалися разом із сонячним вітром. Короткохвильове випромінювання та сонячні космічні промені (у високих широтах) іонізують земну атмосферу, що призводить до коливань її прозорості в ультрафіолетовому та інфрачервоному діапазонах, а також змін умов поширення коротких радіохвиль (у ряді випадків спостерігаються порушення радіозв'язку).
Посилення сонячного вітру, викликане спалахом, призводить до стиснення магнітосфери Землі з сонячного боку, посилення струмів на її зовнішній межі, частковому проникненню частинок сонячного вітру в глиб магнітосфери, поповнення частинками високих енергій радіаційних поясів Землі і т.д. Ці процеси супроводжуються коливаннями напруженості геомагнітного поля (магнітною бурею), полярними сяйвами та іншими геофізичними явищами, що відбивають загальне обурення магнітного поля землі. Вплив активних процесів на Сонце (сонячних бур) на геофізичні явища здійснюється як короткохвильовою радіацією, і через посередництво магнітного поля Землі. Очевидно, ці чинники є й для фізико-хімічних і біологічних процесів. Простежити весь ланцюг зв'язків, які призводять до 11-річної періодичності багатьох процесів Землі поки що не вдається, але накопичений великий фактичний матеріал залишає сумнівів у існуванні таких зв'язків. Так було встановлено кореляцію між 11-річним циклом сонячної активності та землетрусами, врожаями сільгоспкультур, числом серцево-судинних захворювань і т.д. Ці дані вказують на постійну дію сонячно-земних зв'язків.
Використовуючи дані Тбіліської Астрономічної обсерваторії, ми спробували побудувати наочну картину зміни сонячної активності у періодз 1655 по 1944р. і довідалися, що:
Спостереження Сонця ведуться за допомогою рефракторів невеликого або середнього розміру і великих дзеркальних телескопів, у яких більша частина оптики нерухома, а сонячні промені направляються всередину горизонтальної або баштової установки телескопа за допомогою одного або двох дзеркал, що рухаються. Створено спеціальний тип сонячного телескопа – позазамінний коронограф. Усередині коронографа здійснюється затемнення Сонця спеціальним непрозорим екраном. У коронографі у багато разів зменшується кількість розсіяного світла, тому можна спостерігати поза затемненням самі зовнішні шари атмосфери Сонця. Сонячні телескопи часто постачаються вузькосмуговими світлофільтрами, що дозволяють вести спостереження у світлі однієї спектральної лінії. Створено також нейтральні світлофільтри зі змінною прозорістю по радіусу, що дозволяють спостерігати сонячну корону на відстані кількох радіусів Сонця. Зазвичай великі сонячні телескопи мають потужні спектрографи з фотографічною або фотоелектричною фіксацією спектрів. Спектрограф може мати також магнітограф прилад для дослідження Зеєманівського розщеплення та поляризації спектральних ліній та визначення величини та напрямки магнітного поля на Сонці. Необхідність усунути замивну дію земної атмосфери, а також дослідження випромінювання Сонця в ультрафіолетовій, інфрачервоній та деяких інших областях спектру, що поглинаються в атмосфері Землі, призвели до створення орбітальних обсерваторій за межами атмосфери, що дозволяють отримувати спектри Сонця. .
Іноді у сонячній атмосфері з'являються активні галузі,кількість яких регулярно змінюється із циклом у середньому близько 11 років.
Про виникнення активної галузі свідчать сонячні плями,спостерігаються у фотосфері. Вони виникають у вигляді маленьких чорних крапок - пір. За кілька днів пори перетворюються на великі темні утворення. Зазвичай пляма оточена менш темною півтінню, що складається з радіально витягнутих прожилок. Пляма здається як би "діркою" на поверхні Сонця, але такою великою, що в неї вільно можна закинути "м'ячик" розміром із Землю.
Якщо спостерігати Сонце день у день, то по переміщенню плям можна переконатися, що воно обертається навколо своєї осі і приблизно через 27 діб та чи інша пляма знову повертається майже на те саме місце сонячного диска. На різних широтах швидкість обертання Сонця різна, поблизу екватора обертання швидше, а в полюсів повільніше.
До появи плям на невеликій ділянці фотосфери з'являється область - смолоскип,найкраще спостерігається край диску Сонця. Смолоскипи на кілька сотень Кельвінів гарячіші за фотосферу. Атмосфера над смолоскипами також гарячіша і щільніша. Плями завжди оточені факелами, які в центральній частині сонячного диска майже непомітні. У міру розростання факела в активній ділянці поступово посилюється магнітне поле, особливо на деякій малій ділянці, де надалі може утворитися пляма. Плями мають сильне магнітне поле, що зупиняє всякий рух іонізованого газу. Тому в області плями під фотосферою припиняється звичайна конвекція і тим самим припиняється додаткове перенесення енергії з глибших шарів назовні. Температура плями виявляється приблизно на 1000К нижче, ніж навколишньої фотосфери, на тлі якої воно здається темним. Поява факела також пояснюється магнітним полем, але лише слабшим. Коли воно не здатне зупинити конвекцію, гальмується лише безладний характер рухів струменів газу, що піднімаються, в конвективній зоні. Тому у смолоскипі гарячі гази легше піднімаються з глибини і роблять його яскравішим за навколишню фотосферу.
Розміри і місце розташування активної області плям і смолоскипів тісно пов'язані з конвективною зоною: тінь окремої плями покриває одну або кілька осередків проміжного ярусу конвективної зони, розташованих, як правило, у вузлах (місцях перетину кордонів) гігантських осередків найглибшого ярусу. Зазвичай плями виникають цілими групами, у тому числі виділяються дваНайбільші плями - одна на східному, а інша на західному краї групи, що мають протилежну полярність магнітного поля. Такі групи плям називаються біполярними.Область, зайнята всією біполярною групою, збігається за розмірами з гігантським осередком конвективної зони.
У хромосфері та короні над активною областю спостерігається багато дуже цікавих явищ.
До них відносяться хромосферні спалахи та протуберанці. (рис.9)
Спалах- один із найшвидших процесів на Сонці. Зазвичай вони починаються з того, що за кілька хвилин яскравість у певній точці активної області, особливо в променях, що випускаються атомами водню та іонами кальцію, сильно зростає. Були дуже сильні спалахи, які за яскравістю перевищували сліпучу фотосферу. Після займання протягом кількох десятків хвилин світіння поступово послаблюється, аж до вихідного стану. Спалахи виникають з-за особливих змін магнітних полів, що призводять до раптового стиснення речовини хромосфери. Цей потік, проходячи через корону, захоплює частки плазми; частинки приходять у коливання і випромінюють радіохвилі.
Невелика область, зайнята спалахом (лише кілька сотень тисяч квадратних кілометрів), створює дуже потужне випромінювання. Воно складається з рентгенівських, ультрафіолетових та видимих променів, радіохвиль, швидких частинок (корпускул), що рухаються зі швидкостями в тисячі кілометрів на секунду, та космічних променів. Всі ці види випромінювання дуже впливають на земну атмосферу, особливо на верхні її шари.
Ультрафіолетові та рентгенівські промені першими досягають Землі, насамперед верхніх, іонізованих шарів її атмосфери – іоносфери. Від стану земної іоносфери залежить поширення радіохвиль та чутність радіопередач. Під впливом сонячних ультрафіолетових та рентгенівських променів збільшується іонізація іоносфери. У нижніх її шарах починають сильно поглинатися короткі радіохвилі. Через це відбувається завмирання чутності радіопередач на коротких хвилях. Одночасно іоносфера набуває здатності краще відбивати довгі радіохвилі. Тому під час спалаху на Сонці можна виявити раптове посилення чутності далекої радіостанції, яка працює на довгій хвилі.
Потік частинок - корпускул досягає Землі приблизно через добу після того, як на Сонці стався спалах. «Продираючись» через сонячну корону, корпускулярний потік витягує її речовину в довгі, характерні її структур промені.
Поблизу Землі потік корпускул зустрічається з магнітним полем Землі, яке не пропускає заряджені частинки. Однак важко зупинити частки, що мчать із величезною швидкістю. Вони проривають перешкоду і як би вдавлюються магнітні силові лінії, що оточують земну кулю. Від цього землі відбувається так звана магнітна буря, що полягає в швидких і неправильних змінах магнітного поля. Під час магнітних бур стрілка компаса робить безладні коливання, і користуватися ним неможливо.
Підходячи до Землі, потік сонячних частинок вривається в навколишні шари дуже швидко заряджених частинок, що утворюють радіаційні пояси. Пройшовши ці пояси, деякі сонячні частинки прориваються глибше, у верхні шари атмосфери, і викликають дуже гарні свічення повітря – полярні сяйва.
Таким чином, спалахи на Сонці призводять до важливих наслідків та тісно пов'язані з різними явищами, що відбуваються на Землі. У короні над активною областю також трапляються цікаві явища. Деколи речовина корони починають яскраво світитися і можна побачити, як його потоки спрямовуються в хромосферу. Ці гігантські хмари розпечених газів, протяжністю десятки тисяч кілометрів, називаються протуберанцями.рис.9 ) Протуберанці вражають різноманітністю форм, багатою структурою, складними рухами окремих вузлів та раптовими змінами, які змінюються тривалими періодами спокійного існування. Протуберанці щільніші і холодніші за навколишню корону і мають таку ж температуру, як і хромосфера. На виникнення та рух протуберанців впливають магнітні поля. Очевидно, ці поля - основна причина всіх активних явищ, що відбуваються у сонячній атмосфері.
З магнітними полями пов'язана циклічність сонячної активності. Її легко помітити, якщо день за днем підраховувати плями, що є на Сонці. На початку циклу плям зовсім чи майже зовсім немає. Ця епоха називається мінімумом.Потім плями з'являються далеко від сонячного екватора. Поступово їх кількість, а також кількість біполярних груп збільшується, і плями виникають дедалі ближче до екватора. Через 3-4 роки настає максимумсонячних плям, що відрізняється найбільшою кількістю активних утворень на Сонці. Потім сонячна активність спадає, і приблизно через 11 років настає мінімум.
Протягом усього циклу сонячної активності зберігається та сама послідовність полярності біполярних груп, причому протилежна в північній і південній півкулях Сонця. Так, наприклад, якщо в північній півкулі протягом усього циклу всі західні плями груп (звані провідними) мають північну полярність, то східні плями (хвостові) мають південну полярність. У південній півкулі – навпаки. У наступному циклі послідовність полярностей обов'язково змінюється протилежну.
Періодичність сонячної активності поки що залишається цікавою загадкою Сонця.
Тільки останніми роками вдалося наблизитися до її вирішення. Очевидно, вона пов'язана зі складною взаємодією іонізованої речовини Сонця та його загального магнітного поля. Результат цієї взаємодії - періодичне посилення магнітних полів, що веде до появи сонячних плям та інших активних утворень.
Сонце - одна з незліченних зірок, що самосвітяться, гарячих газових куль. Тому, вивчаючи Сонце, ми пізнаємо процеси, які мають відбуватися і на багатьох інших зірках, через віддаленість поки що недоступні такому докладному вивченню.
Розділ IV. Експериментальна частина.
Досліджуючи поведінку Сонця останніми роками і, пов'язавши наявність сонячних плям з одинадцятирічним циклом сонячної активності, я розрахувала площу однієї з плям на Сонці. Для розрахунку потрібні додаткові дані кута позицій і географічної широти центрального сонячного диска.
Для користування ортографічною сіткою необхідно знати позиційний кут β і геометричну широту β центру сонячного диска. Ці дані є в астрономічному календарі щорічника.
Позиційний кут Р, відрахований від точки центру, – цей кут, що визначає положення проекції.
Підрахуємо площу плям: α n = 0.2 мм
Д з = 12800 км.
R с = 109 R з
R = з 6400 км
R = з изобр 5см
R n =0,1 мм(изобр)
R с – R з (зображ)
R n - R n (винахід)
R = R з * R п з - 109 * Rз * 0,1 = 109 * 6400 = 1395, 2км
n,
R сізобр 50 500
R n =0,218 R з
Ця пляма в 20 разів більша за радіус Землі
S= пR 2 = з, 14(0,22R з )2 = 0,222 (3, 14 R 2 с) = 0,22 2 S з = 0,05 S з Sn = 0,05 · 3,14 · 6400 2 = 643 · 10 4 (KM 2 )
Тепер визначимо сонячну активність. Вона визначається з 1748 числом плям. Вольф ввів для визначення плям число, яке названо числом Вольфа:
W = K (f + 10q)
К – число, що характеризує здатність телескопа. f – це число плям; q – число груп плям.
q=2 W=7+ 10·2=27 f =7
Пік ≈ 200 плям
Для визначення сонячних плям з урахуванням чисел Вольфа з 1940 – 2005р. ми побудували графік.
З графіка видно максимуми та мінімуми, які спостерігаються через одинадцять років. У 2005р. число плям через велику сонячну активність має досягти піку приблизно 200 плям.
Аналізуючи лабораторні дані, побудував графік сонячних плям з урахуванням числа Вольфа з 1850-1940рр. І графік, що показує епоху мінімального циклу сонячної активності 80-90-річного циклу за 1632-1947 роки по Гінзбургу.
Висновок.
Дослідження у цій галузі астрофізики дуже важливі.
По-перше, експериментально виявилося не передбачене теорією явище модуляції космічних променів сонцем. По-друге, дослідження 11-річного циклу сонячної активності пов'язані зі спалахами на сонці і з різними явищами, що відбуваються на Землі. Ці дослідження дозволяють аналізувати явища потепління на Землі та спаду температур із певною періодичністю. Виходячи з даних досліджень, можна припустити, що потепління на планеті пов'язане з періодом збільшення сонячної активності. В останні 2 роки ми спостерігаємо поступовий спад сонячної активності, потепління на Землі буде значно нижчим, ніж у попередні роки, коли Сонце перебувало в піку своєї активності.
Таким чином, можливості експериментальної астрофізики дуже важливі як для дослідження, вивчення унікальних потужних явищ, так і радіаційної історії сонячної системи та галактики в цілому.
Список використаної літератури
1. Гінзбург В.Л., Сировський с.І., «Походження космічних променів та варіації Сонця» // Москва, 1963р.
2. Гінзбург в. л., «Дослідження 11-річного циклу сонячної активності» // Москва, 1968р.
Дорман Л.І. «Варіації космічних променів та дослідження космосу» // Москва, 1969р. 4. Дорман Л.І., Мірошниченко Л.І. «Сонячні космічні промені» // Москва, 1968г.
5. Дорман Л.І., Смирнов В.С., Тясто М.І. "Космічні промені в магнітному полі Землі" / / Москва, 1971р.
Коптєв Ю.І., Нікітін С.А. Збірник. Науково - відома література // Москва, 1987г.
Клімішин І.А. "Астрономія наших днів" / / Москва, 1976р.
