КУРС ЗАГАЛЬНОЇ АСТРОНОМІЇ - С. М. АНДРІЄВСЬКИЙ 2007

Частина V

ФІЗИЧНА ПРИРОДА ТІЛ СОНЯЧНОЇ СИСТЕМИ

Розділ 11

СОНЦЕ

11.5. Сонячна активність

На сонячній поверхні спостерігаються деякі явища, що в сукупності своїй характеризують міру сонячної активності. До них належать сонячні плями, факели, протуберанці, спалахи. Місця, де їх спостерігають, названо активними зонами.

Сонячні плями. Дослідження спектру сонячних плям показало, що температура речовини в них нижча від температури незбуреної фотосфери у сусідніх з плямами ділянках іноді навіть на 1500 К. Тому за контрастом з незбуреною фотосферою вони виглядають як темні утвори на ній. Трапляються як поодинокі плями, так і їхні групи. Невеличкі утвори з видимим кутовим діаметром 3—4" називаються порами. Середні кутові розміри плям = 1', тобто близько 40 000 км. Траплялися, однак, плями діаметром до 180 000 км. У великій плямі виділяють темне ядро (температура близько 4300 К) і світлішу облямівку — півтінь, де температура газу становить 5000 К (рис. 11.7). У групах плям одна з них є ведучою або головною (розташована попереду в напрямі обертання Сонця), інша — хвостовою. Час життя одиноких плям сягає чотирьох місяців, для груп плям він іноді обмежений декількома годинами.

Положення плям щодо сонячного екватора істотно залежить від фази циклу активності. У мінімумі активності плями виникають на широтах В = ±35°, з часом зона плямоутворення поступово опускається до екватора (біля максимуму активності плями групуються при В = ±15°), останні ж плями циклу з'являються на широтах близько ±8°: у цьому полягає суть закону Шперера. Якщо залежність геліографічної широти формування плям від часу зобразити на діаграмі, то зони активності утворюють на ній своєрідні за виглядом «метелики Маундера».

image18

Рис. 11.7. а — структура сонячної плями, б — фрагмент поверхні Сонця з великою групою плям

Досліджуючи розщеплення ліній у спектрах сонячних плям, Джордж Е. Хейл (1868—1939, США) у 1908 р. виявив, що в плямах є сильні магнітні поля. Як було знайдено, напруженість магнітного поля у більшості плям дорівнює 1000—2000 Е, у деяких випадках вона сягає 4500 Е. Поле ведучої і хвостової плям завжди має різну полярність. Тому такі групи називають біполярними. Поля головних плям з північної і південної півкулі Сонця мають різну полярність. Знак поля головних плям у кожній півкулі співпадає зі знаком глобального поля півкулі.

Оскільки густина і температура речовини у плямі менші, ніж поза нею, то рівень поверхні з оптичною товщиною τ = 1 знаходиться в ній нижче. Тому пляма має вигляд тарілки або кратера, дно якого утворює ядро, а похилі стінки — півтінь. Глибина кратера для невеликих плям може сягати 1500—2000 км. Це — ефект Вільсона. Було зауважено також, що на рівні фотосфери газ зі швидкістю близько 2 км/с рухається в напрямі від центра плями назовні, тоді як у хромосфері над плямою газ рухається до центра плями зі швидкістю до 5 км/с. У цьому полягає суть ефекту Евершеда.

Разом із С. Б. Ніколсоном Дж.Е. Хейл виявив, що зміна полярності магнітного поля Сонця відбувається приблизно за 11 років (див. детальніше наступний розділ).

Факели і флокули. Спостереження поверхні Сонця дозволяє виявити ділянки, в яких яскравість дещо вища, ніж у навколишній фотосфері. Такі зони підвищеної яскравості одержали назву — факели (факельні поля). Локалізовані вони навколо сонячних плям (рис. 11.8). Іноді факели з'являються раніше, ніж утворюється пляма, передвіщаючи таким чином її появу, і зберігаються протягом декількох десятків днів після того, як плями зникли.

image19

Рис. 11.8. Світлі факели навколо сонячної плями

Гарячі і яскраві ділянки в хромосфері, які перебувають безпосередньо над фотосферними факелами, названо флокулами.

Протуберанці. На фотографіях Сонця, зроблених у довжині хвилі лінії На, на краю диска видно своєрідні викиди речовини — протуберанці (рис. 11.9). Бачимо їх саме тому, що вони світяться в лінії На. Це значить, що речовина протуберанця інтенсивно перевипромінює кванти, які надходять до нього від фотосфери. І навпаки, коли протуберанець проектується на сонячний диск, його видно як темне волокно.

image20

Рис. 11.9. Сонячний протуберанець

Форма протуберанців з часом істотно змінюється: іноді їхня довжина сягає навіть 200 000 км, товщина — декількох тисяч кілометрів. Середня густина речовини в них у сотні разів більша від щільності навколишньої корональної речовини, а температура не перевищує 6000—8000 К. Напруженість магнітного поля в цих об'єктах сягає в середньому 20—200 Е, в окремих випадках — 1000 Е.

Завдяки протуберанцям, очевидно, відбувається обмін речовиною між хромосферою і короною. Самі ж ці об'єкти виникають при підійманні трубок магнітного поля (див. підрозділ 11.7) над поверхнею Сонця. Іонізований газ може рухатися лише разом з магнітними силовими лініями, адже, він «вморожений» у магнітне поле і підіймається разом з ним. Водночас, спостереження показують, що частина газу повільно стікає донизу уздовж магнітних силових ліній.

За активністю протуберанці поділяють на спокійні та еруптивні. Перші не змінюють своєї конфігурації упродовж багатьох тижнів, другі зі швидкостями, що сягають 700 км/с, підіймаються догори до висоти 1 500 000 км.

Корональні діри. Ці утвори в короні мають відносно низьку температуру (0,8·106 К), тут силові лінії магнітного поля Сонця спрямовані радіально, що й забезпечує вільне витікання плазми у міжпланетний простір. Таким чином, корональні діри є джерелом швидких потоків речовини у сонячному вітрі.

Сонячні спалахи. Одним із найпотужніших і швидких у часі проявів сонячної активності є сонячні спалахи, які проявляють себе у вигляді областей підвищеної яскравості (рис. 11.10). їх найкраще видно в лінії На, хоча в окремих випадках — і в білому світлі. У роки максимумів сонячної активності може трапитися до десяти спалахів за добу, тоді як у мінімумі протягом багатьох місяців може не бути жодного.

image21

Рис. 11.10. Сонячні спалахи. У лівій нижній частині фотографії помітний великий протуберанець

Найчастіше спалахи виникають у нейтральних зонах між плямами, що мають протилежні полярності. Розмір зони, охопленої спалахом, досягає десятків тис. км. Процес розвитку невеликого спалаху триває 5-10 хв., найпотужніших — декілька годин. За цей час у зоні спалаху температура зростає до 5106 К і виділяється енергія близько 1021—1025 Дж, а це сумірне з енергією, що її Сонце випромінює з усієї своєї поверхні за 1 с. Під час спалаху виникає потужне випромінювання в радіо-, ультрафіолетовому, рентгенівському, а інколи навіть в гамма-діапазоні. З'являються також сонячні космічні промені — потоки електронів, протонів і важчих ядер, які рухаються зі швидкостями 0,01—0,10 від швидкості світла.

В окремих випадках при спалахах утворюються зворотні викиди — серджі і невеликі бризки — спреї. Серджі подібні до велетенських струменів, що вилітають із зони спалаху зі швидкостями 200—300 км/с. Рухаючись похилими траєкторіями, речовина досягає висоти 20—100 тис. км і повертається назад тим же шляхом.






Відвідайте наш новий сайт - Матеріали для Нової української школи - планування, розробки уроків, дидактичні та методичні матеріали, підручники та зошити

Віртуальна читальня освітніх матеріалів для студентів, вчителів, учнів та батьків.

Наш сайт не претендує на авторство розміщених матеріалів. Ми тільки конвертуємо у зручний формат матеріали з мережі Інтернет які знаходяться у відкритому доступі та надіслані нашими відвідувачами.

Всі матеріали на сайті доступні за ліцензією Creative Commons Attribution-Sharealike 3.0 Unported CC BY-SA 3.0 та GNU Free Documentation License (GFDL)

Якщо ви являєтесь володарем авторського права на будь-який розміщений у нас матеріал і маєте намір видалити його зверніться для узгодження до адміністратора сайту.

Дозволяється копіювати матеріали з обов'язковим гіпертекстовим посиланням на сайт, будьте вдячними ми приклали багато зусиль щоб привести інформацію у зручний вигляд.

© 2007-2019 Всі права на дизайн сайту належать С.Є.А.