Сонячна активність
Динаміка процесів на Сонці, що викликають зміни в геліосфері та магнітосферні збурення. Прояви сонячної активності у фотосфері, хромосфері та короні. Прогнозування магнітних бур та підвищеної сонячної радіації, що проникає до поверхні Землі.
Надіслати свою гарну роботу до бази знань просто. Використовуйте форму нижче
Студенти, аспіранти, молоді вчені, які використовують базу знань у своєму навчанні та роботі, будуть вам дуже вдячні.
Розміщено на http://www.allbest.ru/
1. Причини зміни сонячної активності
2. Циклічність сонячної активності
1. Причини зміни сонячної активності
Перш, ніж приступити до опису причин сонячної активності, розглянемо, що ж являє собою ця активність.
Сонячна активність - сукупність динамічних процесів на Сонці, що викликають відповідні зміни в геліосфері та активізують магнітосферні збурення. Сонячна активність просторово пов'язана з активними областями сонячної атмосфери, які являють собою сукупність утворень, що швидко змінюються (плями, флоккули, спалахи, корональні дірки та ін.), і активними процесами (сплески радіовипромінювання, сонячні космічні промені, корональні викиди маси і ін.).
У фотосфері, хромосфері та короні прояви сонячної активності різні. Однак усі вони мають спільну причину. Такою причиною є локальні магнітні поля, виникнення та еволюція яких завжди супроводжується утворенням активних областей.
Однією з найчудовіших особливостей Сонця є майже періодичні, регулярні зміни різних проявів сонячної активності, тобто всієї сукупності явищ, що змінюються (швидко або повільно) на Сонці.Це і сонячні плями - області з сильним магнітним полем і внаслідок цього зі зниженою температурою, і сонячні спалахи - найбільш потужні вибухові процеси, що швидко розвиваються, що зачіпають всю сонячну атмосферу над активною областю, і сонячні волокна - плазмові утворення в магнітному полі сонячної атмосфери витягнутих (до сотень тисяч кілометрів) волокноподібних структур. Коли волокна виходять на видимий край (лімб) Сонця, можна бачити найграндіозніші за масштабами активні та спокійні утворення – протуберанці, що відрізняються багатим розмаїттям форм та складною структурою. Потрібно ще відзначити корональні дірки – області в атмосфері Сонця з відкритим у міжпланетний простір магнітним полем. Це своєрідні вікна, з яких викидається високошвидкісний потік заряджених сонячних частинок.
З того часу реєстрація плям то проводилася, то припинялася, то поновлювалася. Наприкінці ХІХ століття два спостерігачі - Г. Шперер у Німеччині та Є. Маундер в Англії вказали на той факт, що протягом 70-річного періоду аж до 1716 р. плям на сонячному диску, мабуть, було дуже мало. Вже в наш час Д. Едді, наново проаналізувавши всі дані, дійшов висновку, що справді в цей період був спад сонячної активності, названий Маундеровським мінімумом.
До 1843р. після 20-річних спостережень аматор астрономії Г. Швабе з Німеччини зібрав чимало даних для того, щоб показати, що кількість плям на диску Сонця циклічно змінюється, досягаючи мінімуму через кожні одинадцять років. Р. Вольф з Цюріха зібрав усі які тільки міг дані про плями, систематизував їх, організував регулярні спостереження та запропонував оцінювати ступінь активності Сонця спеціальним індексом, що визначає міру "заплямування" Сонця,що враховує як кількість плям, що спостерігалися в даний день, так і кількість груп сонячних плям на диску Сонця. Формула для розрахунку цього індексу наведена нижче.
де f - число всіх окремих плям, в даний момент спостерігаються на сонячному диску, а g - удесятеренное число утворених ними груп.
Цей індекс відносного числа плям, згодом названий "числами Вольфа", починає свій ряд з 1749, оскільки до цього часу реєстрація сонячних плям то проводилася, то припинялася і не могла давати точні дані. Крива середньорічних чисел Вольфа виразно показує періодичні зміни числа сонячних плям (рис. 2.1).
Мал. 2.1. Крива середньорічних чисел Вольфа [16]
Індекс "числа Вольфа" добре витримав випробування часом, але на етапі необхідно вимірювати сонячну активність кількісними методами. Сучасні сонячні обсерваторії ведуть регулярні патрульні спостереження за Сонцем, використовуючи як захід активності оцінку площ сонячних плям у мільйонних частках площі видимої сонячної півсфери (м.д.п.). Цей індекс певною мірою відображає величину магнітного потоку, зосередженого в плямах, через поверхню Сонця.
Групи сонячних плям з усіма супутніми явищами становлять частини активних областей. Розвинена активна область включає факельний майданчик з групою сонячних плям по обидва боки лінії розділу полярності магнітного поля, на якій часто розташовується волокно. Усьому цьому супроводжує розвиток корональної конденсації, щільність речовини в якій у кілька разів вища за щільність навколишнього середовища. Всі ці явища об'єднані інтенсивним магнітним полем, що досягає величини кількох тисяч гаус на рівні фотосфери [11].
Найбільш чітко межі активноїобласті визначаються за хромосферною лінією іонізованого кальцію. Тому було запроваджено щоденний кальцієвий індекс, який враховує площі та потужності всіх активних областей.
Найсильніший прояв сонячної активності, що впливає на Землю, – сонячні спалахи. Вони розвиваються в активних областях зі складною будовою магнітного поля та зачіпають усю товщу сонячної атмосфери. Енергія великого сонячного спалаху досягає величезної величини, порівнянної з кількістю сонячної енергії, яку отримує наша планета протягом цілого року. Це приблизно в 100 разів більше за всю теплову енергію, яку можна було б отримати при спалюванні всіх розвіданих запасів нафти, газу та вугілля. У той же час це енергія, що випускається всім Сонцем за одну двадцяту частку секунди, з потужністю, що не перевищує сотих відсотка від потужності повного випромінювання нашої зірки. У спалахово-активних областях основна послідовність спалахів великої та середньої потужності відбувається за обмежений інтервал часу (40-60 годин), у той час як малі спалахи та викиди спостерігаються практично постійно. Це призводить до зростання загального фону електромагнітного випромінювання Сонця. Тому для оцінки сонячної активності, пов'язаної зі спалахами, почали застосовувати спеціальні індекси, що безпосередньо пов'язані з реальними потоками електромагнітного випромінювання. За величиною потоку радіовипромінювання на хвилі 10,7 см (частота 2800 МГц) у 1963 р. введено індекс F10,7. Він вимірюється у сонячних одиницях потоку (с.е.п.), причому 1 с.е.п. = 10-22 Вт/(м 2 · Гц). Індекс F10,7 добре відповідає змінам сумарної площі сонячних плям та кількості спалахів у всіх активних областях. Для статистичних досліджень переважно використовуються середньомісячні значення.
З розвитком супутникових досліджень Сонця виникламожливість прямих вимірювань потоку рентгенівського випромінювання окремих діапазонах.
З 1976 регулярно вимірюється щоденне фонове значення потоку м'якого рентгенівського випромінювання в діапазоні 1-8A (12,5-1 кеВ). Відповідний індекс позначається великою латинською літерою (A, B, C, M, X), що характеризує порядок величини потоку в діапазоні 1-8 A (10-8 Вт/м 2 , 10-7 і так далі) з наступним числом в межах від 1 до 9,9, що дає саме значення потоку. У результаті виходить така шкала оцінок (див. табл. 2.1).
Таблиця 2.1 Шкала оцінок щоденного фонового значення потоку м'якого рентгенівського випромінювання [10]