Явления происходящие на Солнце и их воздействия на Землю. Магнитные бури. Полярные сияния (стр. 1 из 2)

Кажанов Владимир

Солнечные пятна

Солнечные пятна – это темные образования на диске Солнца (в белом свете). На диске Солнца в телескоп видно, что крупные пятна имеют довольно сложное строение: темную область “тени” (ядра) окружает “полутень”, диаметр которой более чем в два раза превышает размер тени. По величине, пятна бывают очень разными – от малых, диаметром примерно 1000 – 2000 км, до гигантских, значительно превосходящих размеры нашей планеты. Отдельные пятна могут достигать в поперечине 40 тыс.км. А самое большое из наблюдавшихся пятен достигало 100 тыс.км.

Установлено, что пятна – это место выхода в солнечную атмосферу сильных магнитных полей. Магнитные поля уменьшают поток энергии, идущей от недр светила к фотосфере, поэтому в месте их выхода на поверхность температура падает. Пятна холоднее окружающего их вещества примерно на 1500 К, а следовательно, и менее ярки. Вот почему на общем фоне они выглядят темными.

Солнечные пятна часто образуют группы из нескольких больших и малых пятен, такие группы могут занимать значительные области на солнечном диске (Приложение № 1). Картина группы все время меняется, пятна рождаются, растут и распадаются. Живут группы пятен долго, иногда на протяжении двух или трех оборотов Солнца (период вращения Солнца составляет примерно 27 суток).

Грануляция. Факелы

На первый взгляд диск Солнца кажется однородным. Однако, если приглядеться, на нем обслуживается много крупных и мелких деталей. Даже при не хорошем качестве изображения видно (в белом свете), что вся фотосфера состоит из всех зернышек (называемых гранулами) и темных промежутков между ними.

Размеры гранул невелеки по солнечным масштабам – от 500 до 2000 км в поперечнике; межгранульные дорожки более узкие, ~ 300 – 600 км в ширину. На солнечном диске наблюдаются одновременно около миллиона гранул. Картина грануляции не является застывшей: одни гранулы исчезают, другие появляются. Каждая из них живет не более 10 минут (5 – 7 минут).

За явление грануляции ответственен физический процесс, называемый конвекцией. Конвекция – перенос тепла большими массами горячего вещества, которые поднимаются снизу, расширяясь и одновременно остывая.

Грануляция создает общий фон, на котором можно наблюдать более контрастные и крупные объекты – солнечные пятна и факелы.

Практически всегда пятна окружены яркими полями, которые называют факелами. Факелы горячее окружающей атмосферы примерно на 2000К. и имеют сложную ячеистую структуру. Величина каждой ячейки – около 30 тыс. км. В центре диска контраст факелов очень мал, а ближе к краю увеличивается, так что лучше всего они заметны именно по краям. Факелы живут еще дольше чем пятна, иногда 3 – 4 месяца. Они не обязательно существуют вместе с пятнами, очень часто встречаются факельные поля, внутри которых пятна никогда не появляются.

3) Солнечные вспышки

Солнечная вспышка – своеобразный взрыв, в результате которого происходит внезапное освобождение энергии, накопленной в ограниченном объеме солнечной атмосферы (чаще всего короны и хромосферы). Подавляющее большинство солнечных вспышек происходят в районах групп солнечных пятен со сложным строением магнитного поля, особенно на ранних и максимальных стадиях их развития. Но иногда их регистрируют и вдали от пятен, в старых “рыхлых” магнитных областях. Обычно вспышкам предшествует перестрой магнитного поля. Нередко она связана со всплыванием в этой области нового магнитного потока противоположной полярности. Сама солнечная вспышка обычно начинается быстрым возрастанием температуры короны примерно до 40 млн. градусов, приводящих к появлению всплесков мягкого рентгеновского излучения. Этот процесс длится от одной до нескольких минут. Вспышка “Вдавливает” переходной слой между короной и хромосферой в хромосферу и нагревает несколько сотен километров верхней хромосферы до температуры 10 тыс. градусов. При этом регистрируется увеличение излучения в линии водорода (Н) и в линиях крайней ультрафиолетовой области. Продолжительность вспышки в видимой части спектра составляет от нескольких минут до нескольких часов, причем возрастание интенсивности излучения в линии водорода (Н-альфа) до максимума происходит быстрее, чем последующий спад. Иногда наблюдается также микроволновой всплеск с постепенным подъемом и спадом потока радиоизлучения.

На стадию теплового нагрева солнечной вспышки еще до достижения максимума яркости накладывается вторая импульсивная, или взрывная стадия, в течение которой происходит ускорение электронов, а иногда и ядер атомов до энергий 10 – 100 кэВ (кило электрон-вольт). Ускоренные электроны вызывают импульсные всплески жесткого рентгеновского, далекого ультрафиолетового и микроволнового излучения. Область, в которой происходит этот импульсный процесс, гораздо меньше области тепловой вспышки. Практически все солнечные вспышки с импульсной стадией сопровождаются “расталкиванием” вещества и магнитного поля. Из большинства таких вспышек происходит выброс в наружные слои солнечной атмосферы вещества со скоростями до 400 км/с. Другим эффектом, связанным иногда с импульсной стадией, является всплеск 3 типа метровом диапазоне радиоволн, который наглядно свидетельствует о движении электронов через корональную и межпланетную плазму со скоростью, большей 100000 км/с. Его продолжительность составляет от одной до нескольких секунд.

Наибольший интерес представляют так называемые протонные вспышки, во время которых выбрасываются протоны с энергиями выше 10 МэВ (мега электрон-вольт).

4. Воздействия солнечных вспышек на Землю

Установлено, что при вспышках выделяются радиоволны и потоки частиц.

Электромагнитное излучение достигает Земли за 8 минут, следовательно, все волны достигают Земли в один и тот же момент - именно тогда, когда мы замечаем вспышку в поле зрения спектрогелиоскопа. Частицы же отстают и прибывают на Землю через различные интервалы времени, зависящие от их скоростей. Поэтому волны генерируют те явления, которые мы относим к одновременными (со вспышкой) эффектами, а частицы дают начало запаздывающим эффектам.

А) Одновременные эффекты

Электромагнитные волны, достигающие Земли, можно для удобства разделить на три различные спектральные области: ультрафиолетовый свет, видимый свет и радиоволны (в порядке увеличения длин волн).

Основное действие ультрафиолетовых лучей сводится к созданию повышенной ионизации в слое D на высоте 60 – 90 км над Землей (рис.1). В результате, число свободных электронов в этом слое резко увеличивается, что приводит к внезапным ионосферным возмущениям. Они бывают следующих типов:

1) Магнитное кроше. Некоторая часть земного магнетизма обусловлена магнитными эффектами электрических токов, которые непрерывно текут в проводящих слоях атмосферы (~ в слое Е на высоте 100 – 130 км.).

Во время интенсивной вспышки колличество свободных электронов резко увеличивается; в ионосфере возникает более сильный ток и, как следствие этого, регистрируется внезапный скачок или “бухтообразное” возмущение на магнитограммах, называемое кроше.

Как и другие возмущения, вызываемые ультрафиолетовым излучением вспышки, появление кроше ограничено тем полушарием Земли, которое в данное время обращено к Солнцу.

2) Замирание на коротких радиоволнах. Второй эффект повышенной степени ионизации ионосферы состоит в увеличении поглощения ею коротких радиоволн, которые происходят через слой D на своем пути к слою F и обратно (рис.1).

Во время замирания сила сигнала падает до 1/5 – 1/10 своей нормальной величины. Отсюда можно сделать вывод, что электронная концентрация в слое D увеличивается во время вспышки в 5 – 10 раз, а не вдвое, как было оценено по явлению кроше.

3) Внезапное усиление атмосфериков. Когда число свободных электронов в слое D значительно увеличивается, он будет гораздо сильнее отражать те очень длинные волны (около 10000 м длинной), которые возвращаются к нам от области, близкой к основанию слоя. Если во время вспышки удается зарегистрировать сигналы от удаленного передатчика, то налицо оказывается резкое увеличение силы сигнала.

Для наблюдений внезапных усилений необходим радиоприемник, который будет суммировать “трески” (генерируемые молниями) подходящей частоты за период около одной минуты и даст нам результат в виде импульсов выпрямленного тока, которые можно регистрировать на движущемся листе бумаги. Таким путем мы получаем постоянную запись суммарной интенсивности “атмосфериков” на данной частоте для любого часа дня. Когда возникает солнечная вспышка, регистрирующее устройство может иногда за несколько минут отметить удвоенную силу поступающих сигналов.

Большинство атмосфериков возникает в тропических областях, где грозы особенно часты. Что же касается внезапных усилений во время вспышек то они обусловливаются просто повышением отражательной способности слоя D на высоте порядка 70 км, а не действительным увеличением числа разрядов молний в это время.

Описанный метод дает простой и эффективный способ для регистрации вспышек и фиксации моментов их появления, когда погода облачная и само Солнце видеть нельзя.

4) Внезапные фазовые аномалии. Во время вспышки слой D не только лучше отражает длинные радиоволны, но одновременно уменьшается и высота отражающего “потолка”. Иными словами, концентрация электронов, необходимая для отражения, теперь создается в более низком слое атмосферы. Это порождает изменение фазы между земной и небесной волнами, когда мы можем одновременно принимать обе волны от длинноволнового передатчика.

Ежедневно, когда Солнце всходит, скорость образования электронов в слое D постепенно возрастает и достигает максимальной величины в полдень, когда высота Солнца наибольшая. Но максимум концентрации свободных электронов, зависящий от высоты Солнца, достигается через 30 – 60 минут после полудня.