|
Документ взят из кэша поисковой машины. Адрес
оригинального документа
: http://crydee.sai.msu.ru/~maria/astron/referatTheSUN/referat.htm
Дата изменения: Tue Jun 28 20:45:15 2011 Дата индексирования: Tue Oct 2 12:58:32 2012 Кодировка: Windows-1251 Поисковые слова: п п п п п п п р п р п р п р п р п р п р п р п р п р п р п р п р п р п р п р п р п р п р п р п р п р п р п р п р п р п р п р п р п р п р п |
|
Солнце - обычная звезда спектрального класса G2, одна из 100 миллиардов звезд нашей Галактики.
Основные характеристики Солнца диаметр: масса: температура: 5800 K (поверхности) 15,600,000 K (центра) Солнце - самый большой объект в солнечной системе, оно содержит более чем 99.8% массы всей солнечной системы (остаток массы принадлежит практически только одному Юпитеру, массы остальных планет несущественны). В настоящее время Солнце состоит примерно из 75% водорода и 25% гелия по массе (92.1% водорода и 7.8% гелия по числу атомов); все остальные химические элементы (так называемые "металлы") содержат только 0.2% общей массы. Это соотношение медленно меняется со временем, по мере того как в ядре Солнца водород превращается в гелий. Внешние слои Солнца испытывают дифференциальное вращение: на экваторе поверхность вращается со скоростью один оборот за 25.4 дня; а около полюсов скорость вращения медленнее и составляет примерно 36 дней. Такое поведение объясняется тем, что Солнце не является твердым телом, как Земля. Сходное вращение наблюдается у газовых планет гигантов (Юпитера, Сатурна, Урана, Нептуна). Дифференциальное вращение распространяется и вглубь Солнца, однако его ядро вращается, по-видимому, как твердое тело. Условия в солнечном ядре (которое занимает примерно 25% от его радиуса) чрезвычайно экстремальные. Температура достигает 15.6 миллионов градусов Кельвина, а давление - 250 миллиардов атмосфер. Газ в ядре более чем в 150 раз плотнее воды. Излучаемая Солнцем энергия вырабатывается
в ядерных реакциях ( Видимая поверхность Солнца называется фотосферой, ее температура порядка 5800 К. На поверхности Солнца хорошо видны темные области, называемые солнечными пятнами. Солнечные пятна - это "холодные" области, с температурой около 3800К (они выглядят темными только по сравнению с окружающими областями). Пятна могут достигать очень больших размеров, до 50,000 км в диаметре (для сравнения диаметр - Земли 12,760 км.). Пятна (рис. 1) - это проявление чрезвычайно сложного магнитного поля Солнца, и их природа не до конца понятна (см. также раздел Солнечный цикл).
Над фотосферой лежит небольшая область, называемая хромосферой. Сильно разряженная область лежащая над хромосферой, называется короной. Она простирается на миллионы километров в космос, но бывает видна только во время затмений (рис.2). Температура короны порядка 1,000,000 К. Магнитное поле Солнца очень сильное (по земным меркам) и очень сложное. Магнитосфера Солнца (другое название - гелиосфера) простирается вплоть до орбиты Плутона. В дополнение к теплу и свету Солнце также излучает поток заряженных частиц малой плотности (в основном электроны и протоны). Этот поток называют солнечным ветром, и он пронизывает солнечную систему со скоростью 450 км/час. Для изучения солнечного ветра был запущен спутник "Улисс", имеющий уникальную орбиту, проходящую через солнечные полюса. Данные, полученные со спутника "Улисс" показывают, что солнечный ветер крайне нерегулярен и уходит от полярных областей Солнца со скоростью в 750 км/сек вдвое большей, чем на низких широтах. Эффектные петли и протуберанцы часто видны на лимбе Солнца (см. заставку и обложку). Их существование также обязано магнитному полю Солнца.
Термоядерные реакции в недрах Солнца. Физические условия во внутренних слоях Солнца определяются с помощью теоретических расчетов и проверяются на основании изучения распространения волн в недрах Солнца, а также путем регистрации солнечных нейтрино, возникающих в результате ядерных реакций в центральных его слоях. При температурах существующих в центре Солнца атомы движутся с огромными скоростями, достигающими, например, для протонов, сотен километров в секунду. Поскольку плотность вещества очень велика, весьма часто происходят взаимодействия частиц с квантами (фотонами), а также и между собою. В результате этих процессов внешние электронные оболочки атомов полностью разрушаются, от атомов остаются лишь "голые" атомные ядра. Иными словами, все атомы находятся в состоянии очень высокой степени ионизации. Это означает, что размеры частиц уменьшаются от обычных (порядка 10-10 м) до ядерных (порядка 10-15 м). Поэтому сильно ионизованный газ остается газом даже при очень высоких плотностях порядка 1,5· 105 кг/м3 (150 г/см3). Вследствие частых и сильных столкновений и сближений между частицами в "горячей" и плотной плазме, в ней возрастает вероятность взаимодействия между элементарными частицами и атомными ядрами, и происходят ядерные реакции. При обычных столкновениях сближению одинаково заряженных частиц препятствует электростатическое отталкивание, происходящее по закону Кулона (кулоновский барьер). Именно для его преодоления частицы должны иметь огромные энергии, т.е. температура плазмы
должна быть очень высокой. Возникающие
при этом ядерные реакции называют термоядерными. Взаимные столкновения протонов
обладают наименьшим кулоновским барьером, поэтому в первую очередь в недрах
звезд возникают реакции синтеза легких ядер, а эволюция звезд начинается с выгорания
водорода и других наиболее легких химических элементов. В недрах Солнца каждый
протон ежесекундно испытывает миллионы столкновений, но только малое их число
заканчивается его объединением с другим протоном. Однако, благодаря огромному
общему числу протонов, "выгорание" водорода оказывается длительно эффективным.
Во время ядерных реакций синтеза выделяются огромные энергии (несколько МэВ
в расчете на один нуклон 1Мэв Основным источником энергии в недрах Солнца является последовательность реакций с участием протонов - водородный цикл, или протон - протонная цепочка термоядерных реакций. В конечном счете, она приводит к превращению водорода в гелий. Примерно в 70 % случаев она состоит из трех основных реакций. Первая из них начинается с распада протона 1H, который в свободном состоянии необычайно устойчив. Распад может произойти в краткий миг исключительно тесного сближения (столкновения) двух протонов. Тогда возможно превращение одного из них в нейтрон с испусканием позитрона e+ и нейтрино n . Объединяясь со вторым протоном, этот нейтрон образует ядро тяжелого водорода -- дейтерия 2D. На языке ядерных реакций это выглядит так: 1H + 1H ® 2D + e+ + n + 1,442 Мэв В конце этой строки указаны выделяющаяся при этом энергия. Нейтрино, движущееся со скоростью света, крайне слабо взаимодействует с веществом и практически беспрепятственно проходит через все Солнце, покидая его. Позитрон же, возникший при распаде протона, немедленно аннигилирует с первым встречным электроном, испуская пару гамма-квантов. Поскольку для каждой пары протонов первый этап водородной реакции осуществляется за 14 млрд. лет, она и определяет медленность термоядерных реакций на Солнце и общее время его эволюции. Во второй реакции дейтроны, возникшие в результате первой реакции, за считанные секунды захватывают новые протоны, испуская g кванты и образуя ядра изотопа 3He: 2D + 1H ® 3 He + g + 5,494 Мэв Благодаря третьей реакции, в течение времени порядка миллиона лет ядра изотопа 3He могут слиться и, высвободив два протона, образовать ядро обычного гелия 4He (a - частицу):
3He + 3He ® 4He + 21H + 12,860 Мэв Очевидно, что для полного завершения описанной цепочки реакций первые две из них должны произойти дважды. С учетом этого можно подсчитать, что слияние четырех протонов в одну a-частицу сопровождается выделением энергии 26,732 МэВ, из которой около 0,5 МэВ уносится двумя нейтрино, свободно покидающими Солнце, а остальная часть переходит в g кванты и тепловую энергию газа. Источником этой энергии является энергия связи ядра 4He, соответствующая дефекту массы, равному 0,73 % массы четырех свободных протонов. Общая структура Солнца. В центре Солнца температура и плотность достигают наибольших значений. Ядерные реакции и сопровождающее их энерговыделение наиболее интенсивно происходят близ самого центра Солнца. Только здесь наряду с протон-протонной реакцией заметную роль играет углеродный цикл. По мере удаления от центра Солнца температура и плотность становятся меньше, выделение энергии за счет углеродного цикла быстро прекращается и вплоть до расстояния 0,2--0,3 радиуса от центра существенной остается одна протон-протонная цепочка. На расстоянии от центра больше 0,3 радиуса температура становится меньше 5 млн. К, существенно падает и плотность. В результате ядерные реакции здесь практически не происходят. Эти слои только передают наружу излучение, возникшее на большей глубине, поглощаемое и переизлучаемое вышележащими слоями. По мере удаления от центра общий поток излучения распределяется на большую площадь, пропорциональную квадрату радиуса. Поэтому поток на единицу площади убывает. На рис. 3 схематично изображено внутреннее строение Солнца. Солнечные нейтрино. Помимо энергии, выделяющейся во время термоядерных реакций в форме g квантов, а также и непосредственно в виде кинетической энергии возникающих частиц, важную роль играет образование нейтрино, поток которых должен буквально пронизывать всю Землю. Нейтрино - частицы, чрезвычайно слабо взаимодействующие с веществом. Поэтому они свободно выходят из недр Солнца и со скоростью, очень близкой к световой, распространяются в космическом пространстве, почти не поглощаясь веществом на их пути. Возникновение на Солнце каждой a-частицы связано с выделением по крайней мере 26,7 МэВ энергии, поддерживающей наблюдаемую светимость Солнца. Каждый такой акт сопровождается излучением двух нейтрино. Отсюда можно подсчитать, что полная нейтринная "светимость" Солнца, независимо от деталей термоядерных процессов, состовляет 1038 нейтрино за 1 секунду, а поток солнечных нейтрино на Земле порядка 1011 нейтрино за секунду через площадку в 1 см2. Важно, что нейтрино от разных реакций обладают неодинаковыми энергиями. Скорости отдельных ядерных реакций и тем самым величина соответствующих потоков нейтрино сильно зависят от температуры и параметров химического состава и, в первую очередь, от содержания гелия. Поэтому, регистрируя потоки солнечных нейтрино различных энергий, можно получить прямые экспериментальные данные об условиях в недрах Солнца. В настоящее время в различных лабораториях мира проводятся сложные эксперименты по регистрации солнечных нейтрино. Они основаны на относительно большой вероятности захвата нейтрино некоторыми атомными ядрами (Cl, Ga, Li, Br, I и т.д.), а также на регистрации специального вида излучения (называемого черенковским), возникающего при рассеянии нейтрино на электронах. В конце столетия наиболее успешными оказались три важных эксперимента. Хлор-аргонный эксперимент был предложен Бруно Понтекорво в 1946 г. и впервые осуществлен в 1967 г. Раймондом Дэвисом в Южной Дакоте (США). Он основан на реакции поглощения нейтрино изотопом хлора с атомным весом 37: 37Cl + n = e- + 37Ar. Рабочим веществом в этом процессе является богатый хлором перхлорэтилен C2 Cl4. Ядра хлора этого вещества способны поглощать нейтрино с энергиями больше 0,814 МэВ, испуская электрон и образуя радиоактивный изотоп 37Ar с периодом полураспада 35 дней. Поэтому достаточно долго (в течение трех-четырех месяцев) можно накапливать продукт реакции и применять физико-химические методы его извлечения. Сосуд с 615 тоннами жидкого перхлорэтилена был установлен на дне шахты глубиной 1455 м, куда почти не достигают космические лучи, которые могут порождать нейтрино при столкновениях с ядрами различных атомов. Результаты двадцатилетних наблюдений Р.Дэвиса, показывают, что наблюдаемый поток солнечных нейтрино с энергиями более 0,814 МэВ в среднем соответствует 0,420± 0,045 захватов в сутки или 2,55± 0,25 специальных "солнечных нейтринных единиц" вместо теоретически ожидаемых 8,0± 1,0 SNU. Солнечная нейтринная единица (SNU = Solar Neutrino Units): 1 SNU соответствует потоку нейтрино, при котором в детекторе с 1036 ядерами 37Cl за 1 с образуется одно ядро 37Ar. Таким образом, в эксперименте Дэвиса фактически (после учета фона, создаваемого космическими лучами) регистрируется одна солнечная частица нейтрино в течение 2 -- 3 дней. Теоретически ожидаемый поток солнечных нейтрино в хлорном эксперименте соответствует 8,0± 1,0 SNU, а для галлиевого детектора он составляет 132± 7 SNU.
Галлиевый эксперимент был предложен в 1964 г. российским астрофизиком В.А.Кузьминым. В его основе лежит возможность взаимодействия нейтрино с ядром изотопа галлия 71Ga с образованием радиоактивного изотопа германия 71Ge: 71Ga + n = e- + 71Ge. Важным преимуществом этого метода является относительно большая вероятность взаимодействия нейтрино с галлием и и низкий порог энергии (0,233 МэВ), позволяющий регистрировать нейтрино от основной реакции позитронного распада протона. Период полураспада радиоактивного германия 11,4 дня. Для регистрации одного захвата нейтрино в сутки достаточно 20 т галлия. В 1990 г. начал функционировать российский детектор SAGE (Soviet-American Gallium Experiment), использующий 57 т галлия в Баксанском ущелье на Северном Кавказе, а в следующем году -- в Итальянских Альпах (GALLEX, 30 т галлия). Предварительные результаты SAGE дали скорость счета 73± 19 SNU, а GALLEX дал 79± 12 SNU при теоретически ожидаемом значении 132± 7 SNU. Результаты экспериментов по регистрации солнечных нейтрино приводят к значениям меньше ожидаемых в несколько раз. Особенно велико различие в 4 раза для хлорного детектора, для которого имеются наиболее длительные ряды наблюдений. Основная трудность интерпретации этих расхождений связана с тем, что между данными различных экспериментов нет внутреннего согласия. Последние два десятилетия велась упорная работа, как по совершенствованию методики самого эксперимента, так и по уточнению стандартных теоретических моделей внутреннего строения Солнца. Несмотря на эти усилия, расхождения остаются почти на прежнем уровне. Это наводит на мысль о том, что истинная причина расхождений связана с недостаточностью наших знаний о самой физической природе нейтрино. Одна из гипотез (возможно, подтверждаемая некоторыми опытами) предполагает наличие у нейтрино способности самопроизвольно переходить в нейтрино других видов, в то время как все эксперименты регистрируют лишь электронные нейтрино, возникающие при бета распадах. Эволюция Солнца и солнечной системы Возраст Солнца примерно равен 4.5 миллиарда лет. С момента своего рождения оно израсходовало половину водорода содержащегося в ядре. Оно будет продолжать "мирно" излучать следующие 5 миллиардов лет или около того (хотя его светимость возрастет примерно вдвое за это время). Но, в конце концов, оно исчерпает водородное топливо, что приведет к радикальным переменам, что является обычным для звезд, но увы приведет к полному уничтожению Земли (и созданию планетарной туманности). На рис. 4 изображена диаграмма температура-светимость для нашего Солнца, иначе ее еще называют диаграммой Герцшпрунга-Рассела, по именам двух астрономов, которые построили ее. На этой диаграмме можно видеть изменение температуры и светимости (это количество излученного света) за время жизни Солнца.
Что случится после этого в настоящее время неизвестно. Солнце станет ярче, и все внешние слои будут унесены в космос очень сильным солнечным ветром. Это явление называют образованием планетарной туманности; примеры таких объектов часто наблюдаются в космосе (внутри планетарной туманности всегда есть звезда, ее породившая) рис. 5.
После этого останется практически только ядро бывшего Солнца, так называемый белый карлик, имеющий массу в два раза меньшую, чем масса современного Солнца, но с ненормально высокой плотностью вещества: 2 тонны на кубический сантиметр. Этот белый карлик будет медленно остывать, превращаться в черный карлик и это будет конец Солнца.
Солнечный цикл Количество пятен на Солнце не является постоянной величиной. В дополнению к вполне очевидным вариациям, связанным с вращением Солнца (пятна появляются в поле зрения и исчезают за краем), в течение времени новые группы пятен
формируются, а старые исчезают. При наблюдении в течении короткого периода времени (несколько недель или месяцев) эта вариация в числе пятен выглядит случайной. Однако наблюдения за много лет привели к открытию значительной особенности Солнца: количество пятен меняется периодически, что обычно описывается как 11 - летний цикл (в действительности период меняется и находится
ближе к 10.5 годичному циклу в нашем столетии). В 1848 году Иоган Рудольф Вольф изобрел методику подсчета солнечных пятен на диске, получаемое число называют числом Вольфа: W=k(f+10g), где f - число всех отдельных пятен, в данный момент наблюдаемых на солнечном диске, а g - число образованных ими групп. Этот индекс очень удачно отражает вклад в солнечную активность не только от самих пятен, но и от всей активной области, в основном занятой факелами. Поэтому числа W очень хорошо согласуются с более современным и точнее определяемым индексом, обозначаемым F10.7 - величиной потока радиоизлучения от всего Солнца на волне 10,7 см. Сегодня числа Вольфа (осредненные по многим наблюдениям) используют для характеристики солнечной активности. На рис. 6 изображены числа Вольфа почти за 500 лет. Во время солнечного цикла пятна мигрируют от полюса к экватору, и распределение пятен по широте дает так называемую, очень эффектную, диаграмму бабочки Рис. 7. В то время как продолжительность цикла была практически одинакова в этом столетии, в прошлом наблюдались значительные отклонения. Примерно с 1645 по 1715 годы (период, известный как Маундеровский минимум) на Солнце практически не наблюдались пятна, что имело, по-видимому, влияние на земной климат (см. дальше). Особенно длительный период истории солнечной активности скрыт в данных о распространенности в прошлом углерода-14 (радиоактивного изотопа обычного углерода-12). Интенсивность образования С-14 в земной атмосфере зависит от потока частиц высоких энергий, известных как галактические космические лучи, которые рождаются в высокоэнергичных процессах вне Солнечной системы. Способность этих космических лучей проникать в Солнечную систему зависит от величины и геометрии магнитных полей, уносимых от Солнца солнечным ветром в периоды высокой активности. В процессе фотосинтеза растения поглощают С-14 вместе с другими изотопами углерода и включают его в свою структуру. Уровни солнечной активности за прошедшие 2000 лет могут быть оценены путем измерения распространенности С-14 в годовых кольцах старых деревьев. Возраст таких колец может быть легко найден обратным счетом от внешнего кольца. Сведения из древних источников о наблюдении солнечных пятен и полярных сияний, а также данные о распространенности С-14 были обобщены Эдди в 1976 г. Он установил, что Маундеровский минимум совпадает с очень резким понижением солнечной активности, о чем свидетельствуют перерыв в появлении полярных сияний и высокий уровень С-14. Впоследствии Эдди и другие ученые показали, что такие периоды аномально низкой солнечной активности продолжаются в течение нескольких десятилетий и типичны для Солнца. Аналогичный эпизод, Шпуреровский минимум, имел место в период примерно от1450 до 1550 гг. Однако протяженный период высокой солнечной активности приблизительно между 1100
и 1250 гг. совпал с относительно теплой погодой, которая, по-видимому, сделала возможной миграцию викингов в Гренландию и Новый Свет. Возможно, что очередное затухание солнечной активности можно ожидать в следующем веке. Почему существует солнечный цикл? До конца никто не знает окончательного ответа на этот вопрос. Детальное объяснение природы солнечного цикла является фундаментальной проблемой солнечной физики, которую еще предстоит решить.
Влияние Солнца на Землю Солнечное излучение, падающее на Землю, в общем-то очень стабильно, иначе жизнь на Земле подвергалась бы слишком большим температурным перепадам. В настоящее время спутники очень тщательно измерили энергию, излучаемую Солнцем, и показали, что солнечная постоянная не постоянна, а подвержена вариациям в пределах десятых долей процента, причем долгопериодические вариации связаны с солнечным циклом (рис. 8) (Солнечная постоянная - количество солнечной энергии, приходящей на поверхность площадью 1 кв.м, развернутую перпендикулярно солнечным лучам в космосе) От максимума к минимуму солнечная постоянная уменьшается примерно на 0.1%, т.е. во время максимума активности (много пятен на Солнце) оно излучает как бы больше. Такие изменения также могут иметь влияние на земной климат. В Маундеровский минимум (1645-1715) было очень мало пятен. Этот период известен на Земле как малый ледниковый период: в это время было намного холоднее, чем сейчас. В принципе это может быть простым совпадением, но скорее всего, эти события имеют причинную связь.
Глубина проникновения солнечной радиации в атмосферу Земли зависит от длины волны его излучения. К счастью для жизни, оксид азота в тонком слое атмосферы на высоте выше 50 км над поверхностью Земли блокирует очень переменное коротковолновое ультрафиолетовое излучение Солнца. На меньших высотах озон и молекулярный кислород поглощают длинноволновую часть ультрафиолетового излучения, которое также вредно для жизни. Изменения солнечного ультрафиолетового излучения влияют на структуру озонового слоя. На Землю оказывает воздействие также так называемый солнечный ветер, обусловленный спокойным испусканием коронарной плазмы. Солнечный ветер очень сильно влияет на хвосты комет и даже имеет измеряемые эффекты влияния на траекторию спутников. Заряженные частицы из солнечного ветра ответственны за северные и южные полярные сияния, когда они пронизывают земную атмосферу на высокой скорости и заставляют ее светиться. На рис. 9 изображено северное сияние на Земле (авроральный овал), как оно видно из космоса, снимок сделан с корабля "Space Shuttle". На рис. 10 то же самое явление свечения северного и южного аврорального овала можно наблюдать на Сатурне. Испускание Солнцем заряженных частиц, которое зависит в основном от условий в слоях, расположенных выше фотосферы, также меняется в цикле солнечной активности. Наибольшее значение среди этих частиц с точки зрения влияния на земные процессы имеют высокоэнергичные протоны, которые выбрасываются при взрывах в солнечной короне (одновременно выбрасываются также высокоэнергичные электроны). Приходящие к Земле высокоэнергичные солнечные протоны имеют энергии от 10 млн. до 10 млрд. эВ (для сравнения энергия фотона видимого света составляет около 2 эВ). Наиболее энергичные протоны движутся со скоростью, близкой к скорости света, и достигают Земли приблизительно через 8 мин после самых мощных солнечных вспышек. Такие вспышки связаны с колоссальными извержениями в активных областях Солнца, которые резко увеличивают свою яркость в рентгеновском и крайнем ультрафиолетовом диапазонах. Считается, что источником энергии вспышек является быстрое взаимоуничтожение (аннигиляция) сильных магнитных полей, при которой происходит разогрев плазмы и возникают мощные электрические поля, ускоряющие заряженные частицы. Эти частицы способны оказать разнообразное влияние на людей находящихся в этот момент не под защитой земного магнитного поля.
Мощные протонные вспышки являются важным фактором для планирования полетов на гражданских авиалиниях, особенно проходящих в полярных широтах, где силовые линии земного магнитного поля направлены перпендикулярно поверхности Земли и поэтому позволяют заряженным частицам достигать нижних слоев атмосферы (см. рис. 9 и 10 с авроральными овалами на Земле и Сатурне). Пассажиры в этом случае подвергаются повышенному радиационному облучению. Еще более сильное воздействие такие явления могут оказывать на экипажи космических аппаратов, особенно тех, которые летают на орбитах, проходящих через полюсы. Наблюдалось также влияние протонных вспышек на функционирование вычислительных систем. Так, в августе 1989 года одно такое событие парализовало работу вычислительного центра фондовой биржи в Торонто. В течение солнечного цикла происходит лишь несколько десятков таких мощных вспышек, и их частота значительно выше в его максимуме, чем в минимуме. Изменения потока плазмы солнечного ветра, обтекающего Землю, приводят к воздействию совсем иного вида. Эта относительно низко энергичная плазма как бы убегает из солнечной короны, преодолевая из-за высокой температуры гравитационное притяжение Солнца. Магнитное поле Земли воздействует на заряженные частицы солнечного ветра и не позволяет им приблизиться к поверхности планеты. Пространство вокруг Земли, в которое в основном не могут проникать частицы солнечного ветра, называют земной магнитосферой. Вспышки и другие резкие изменения магнитных полей на Солнце приводят к возмущениям в солнечном ветре и изменяют давление плазмы на земную магнитосферу. Связанные с воздействием солнечного ветра изменения геомагнитного поля составляют лишь около 0,1% его напряженности, равной приблизительно 1 Гс. Однако индуцируемые даже столь малыми изменениями геомагнитного поля электрические токи в длинных проводниках на поверхности Земли (таких как высоковольтные линии или трубы нефтепроводов) могут приводить к драматическим последствиям. Например, 13 марта1989 г. сильная магнитная буря, вызванная вспышками, связанными с одним из крупнейших, когда либо наблюдавшихся пятен на Солнце, вывела из строя систему электроснабжения всей провинции Квебек. Часть сильных геомагнитных бурь связана со вспышками, происходящими в активных областях Солнца, и поэтому частота таких бурь возрастает с ростом числа солнечных пятен в магнитном цикле. Долгое время предпринимались многочисленные попытки найти связь между солнечной активностью и погодой, Выдающийся английский астроном Уильям Гершель предположил (совершенно правильно!), что Солнце наиболее ярко светит при максимуме солнечных пятен, а повышение температуры в этот период должно было бы приводить к увеличению урожая пшеницы и соответственно падению цен на нее. В 1801 г. он заявил, что цена на пшеницу действительно коррелирует с циклом солнечных пятен. Корреляция, однако, оказалась недостоверной, и Гершель стал заниматься другими проблемами. Многие такие кажущиеся связи оказались недолговечными, и все они имели тот недостаток, что были скорее статистическими, чем причинными. Никто еще не предложил разумного механизма, посредством которого столь малые изменения солнечной постоянной могли бы ощутимо влиять на земные процессы. Однако поиск продолжается. В 1987 г. Карин Лабицке из Свободного университета в Берлине сообщила о наиболее убедительной из всех ранее найденных связей. Она обнаружила, что в течение последних 40 лет оттепели зимой в США и
Западной Европе очень хорошо коррелируют с солнечным циклом, если принимать во внимание изменение направления стратосферных ветров, происходящее приблизительно каждые два года. Найденное соответствие выдержало многочисленные статистические проверки и объяснило очень мягкую зиму 1988/89 г. в Англии и Западной Европе. Установление физически разумной связи между вариациями солнечной активности и климата явилось бы громадным шагом вперед в понимании взаимосвязи Земли с ее звездой. Это все показывает, что Солнце имеет огромное влияние на Землю. Однако, тем не менее, это совершенно ничтожное влияние, по сравнению с тем, что случится с Солнцем и Землей через несколько миллиардов лет (см. эволюция Солнца и солнечной системы)... В России солнечно земными связями впервые начал заниматься Чижевский А.Л. Чижевский Александр Леонидович (1897-1964) выдающийся и многосторонний ученый, один из основоположников гелиобиологии, активный исследователь влияния солнечной активности на самые различные явления, происходящие на Земле. Однако следует отметить, что предпринятые им попытки связать события земной истории (войны, конфликты) с солнечным циклом, не считаются в настоящее время достоверными. Александр Леонидович Чижевский родился 7 февраля 1897 года. Жил в Калуге и был знаком с К.Э.Циолковским, дружба с которым оказала огромное влияние на его формирование как ученого. В результате дискуссий с Циолковским Чижевский начинает исследовать проблемы солнечно-земных связей. Уже в 1915 году он выступает с докладом 'Периодическое влияние Солнца на биосферу Земли' на заседании калужского общества по изучению природы. Нестандартные научные взгляды Чижевского вызывали противодействие многих влиятельных ученых, что приводило к его отстранению от работы. В 1942 году ученый был репрессирован и отбывал наказание в лагере на Урале и в Казахстане (1942-50 гг.), где работал в клинических лабораториях над проблемами практической гематологии и гидродинамики крови. Умер А.Л.Чижевский 20 декабря 1964 года. Уже после смерти ученого издаются его монографии: 'В ритме Солнца' (1969 г.), 'Электрические и магнитные свойства эритроцитов' (1973 г.), 'Земное эхо солнечных бурь' (1976 г.), 'Теория гелиотараксии' (1980 г.).
История открытия пятен. Пятна - это темные области нерегулярной формы на поверхности Солнца. Пятна иногда настолько велики, что могут быть видны невооруженным глазом. И хотя прямые наблюдения Солнца при чистом небе невозможны, пятна видны когда Солнце близко к горизонту или когда оно покрыто тонкой вуалью облаков или тумана. Самое раннее наблюдение пятен невооруженным глазом отмечено в Китае и датируется по крайне мере 28 г до н.э. В Европе произошло позже возможно, что греческий философ Анаксагор наблюдал пятно в 467 до н.э., и похоже, что есть несколько разрозненных указаний в древней литературе. В то время господствовала Аристотелева космология, которая предполагала, что небеса совершенны и неизменны. Пятно, которое приходит и уходит означало бы, что есть изменения на небесах. Принимая во внимание эту теоретическую предпосылку, трудности наблюдения Солнца, и циклическую природу пятен, не вызывает удивления тот факт, что пятна не были известны в Европе до семнадцатого столетия. Очень большое пятно, видимое не менее восьми дней в 807 г. было просто принято за Меркурий, проходящий перед диском Солнца. Другие случаи наблюдения пятен просто игнорировались астрономами и философами. В 1607 г. Иоган Кеплер хотел пронаблюдать предсказанное прохождение Меркурия по диску Солнца. В назначенный день он спроектировал изображение Солнца через маленькую дырочку в крыше своего дома (камера обскура) и действительно наблюдал черное пятно, которое он интерпретировал как Меркурий. Если бы он повторил свое наблюдение на следующий день, он опять бы увидел темное пятно, а так как он знал, что прохождение Меркурия по диску Солнца занимает всего несколько часов, то он бы понял, что пятно, которое он видел, не было Меркурием. Научное изучение пятен на Западе началось после начала использования телескопа в астрономии в 1609 г. Хотя существует некоторая неопределенность, кто первый наблюдал пятна при помощи телескопа, можно с уверенностью сказать, что Галилей и Томас Гарриот были первыми в конце 1610 г.
Инструменты для наблюдения Солнца. Для исследования Солнца используются те же телескопы, что и для других задач астрономии. Однако поскольку Солнце дает много света, солнечные инструменты делают длиннофокусными для получения его изображения большого диаметра, вплоть до целого метра! При этом длина телескопа должна достигать сотни метров. Такой инструмент трудно наводить на Солнце, да еще оснастить его дополнительной аппаратурой, часто тоже весьма длинной. Поэтому крупные солнечные телескопы делают неподвижными, освещая их солнечными лучами при помощи специальных вращающихся зеркал - целостатов. Часовой механизм поворачивает зеркало целостата вокруг оси, параллельной оси вращения Земли (оси мира). Если скорость этого вращения вдвое медленнее, чем у Земли, то солнечный луч всегда будет отражаться от целостата в одном и том же направлении. Сначала Солнце наблюдали в обычные рефракторы, ограничивая мощность попадающего в объектив света. Д.Хэл впервые использовал целостат для создания горизонтального солнечного телескопа. Современные большие солнечные телескопы строят в виде башни, на верху которой устанавливают целостатные зеркала. Такие инструменты снабжены множеством дополнительных приборов, позволяющих регистрировать и анализировать солнечное излучение в различных точках его изображения. Главный из них - большой спектрограф, не уступающий по своим качествам лучшим приборам современных физических лабораторий. Общая длина спектра Солнца в таком приборе достигает десятка метров. Обычно из него выбирается одна или несколько узких областей, которые затем исследуются фотографическими или фотоэлектрическими методами. Для каждого химического элемента, излучающего свет в условиях солнечной атмосферы, можно выбрать определенные, очень узкие интервалы спектра, в которых сосредоточено излучение только этого элемента, причем излучающего при заданном значении температуры. Из всего спектра такие интервалы можно выбрать либо при помощи узкой щели, либо при помощи специальных узкополосных светофильтров. Поэтому узкий участок спектра, излучаемый атомами какого-либо химического элемента, находящимися в определенной стадии возбуждения или ионизации, называется спектральной линией данного состояния. По особенностям спектральных линий можно узнать практически о любых свойствах излучающего газа, начиная от его химического состава, температуры и плотности и вплоть до скорости движения по лучу зрения и напряженности магнитного поля, в котором оно находится.
Космические аппараты исследуют Солнце. Солнце стало первым объектом внеатмосферных исследований в астрономии. Сначала, использовав трофейные германские ракеты, в 1946 г. американские ученые впервые сфотографировали спектр Солнца вплоть до длины волны 0,22 мкм (с поверхности Земли можно наблюдать только до 0,29 мкм). В 1948 г. впервые было зарегистрировано излучение самой сильной линии солнечного спектра - водородной Лайман альфа с длиной волны 0,1024 мкм (переход электрона со второго на первый уровень) . Первые изображения Солнца в рентгеновских лучах были получены с ракеты только в 1960 г. Однако следующие - только через 13 лет, когда на смену ракетной технике пришли специализированные американские и европейские космические аппараты. Первый опыт был получен серией восьми Орбитальных солнечных обсерваторий (OSO, 1965-1985). Затем последовали четыре экспедиции с участием космонавтов Небесной лаборатории (SkyLab, 1973-1974), которые получили множество прекрасных рентгеновских снимков солнечной короны. Космический аппарат Солнечный ветер работал на орбите с 1979 по 1985г. Миссия солнечного максимума (SMM) в 1984-1989. Наиболее длительным космическим аппаратом оказался японский спутник Йоко (Yohkoh, что означает солнечный луч), запущенный в 1991 г. и летающий до сих пор. В 1995 г. вышла на орбиту Солнечная и гелиосферная орбитальная обсерватория SOHO с множеством самой различной и современной аппаратуры для исследования Солнца, которая работает и в настоящее время (на рис. 11 показана станция SOHO и установленные на ней приборы). Аппарат для исследования солнечных полюсов Улисс (Ulysses) запущен в 1992, один раз пролетел над солнечными полюсами северным и южным и теперь приближается к Солнцу еще раз. Улисс получил уникальные данные о солнечном ветре в районе полюсов.
Литература и информация в сети Сайты
|
км
кг
эрг/сек или 386 миллиардов миллиардов мегаватт). Каждую секунду около 700,000,000
тонн водорода превращается в 695,000,000 тон гелия и 5,000,000 тонн (=
эрг),
что значительно превосходит энерговыделение, обусловленное другими известными
механизмами (например, химическим горением). При этом масса образующихся ядер
не равна сумме масс входящих в них нуклонов, но несколько меньше нее на величину
так называемого дефекта массы. Это объясняется наличием сильной связи между
нуклонами в ядре, так что для их освобождения необходимо затратить энергию,
равную энергии этой связи. При обратном процессе синтеза ядер из свободных нуклонов
в центре Солнца выделяется такая же энергия. Ее величина, согласно известному
соотношению Эйнштейна, равна дефекту массы, умноженному на квадрат огромной
величины - скорости света! 
