Документ взят из кэша поисковой машины. Адрес оригинального документа : http://www.abitu.ru/en2002/closed/viewwork.html?thesises=58 Дата изменения: Fri May 5 15:24:54 2006 Дата индексирования: Tue Oct 2 02:57:37 2012 Кодировка: koi8-r Поисковые слова: mercury program

ИССЛЕДОВАНИЕ МАГНИТНОЙ АКТИВНОСТИ СОЛНЦА

Соловейчик Илья Валерьевич, 11 класс, гимназия ?1516, Москва,
isoloveichik@mail.ru Научный руководитель: Заславская Елена Юриевна -
учитель астрономии гимназии ?1516


Исследование магнитной активности Солнца. Солнечные пятна.

Наблюдения за состоянием Солнца и за состоянием его оболочек в наше
время является очень важной работой многих обсерваторий мира. Основным
показателем состояния магнитной оболочки солнца являются солнечные пятна.
Солнечные пятна - это части фотосферы Солнца, температура которых ниже, чем
температура всей остальной поверхности звезды, приблизительно на 1500-2000
К. Это происходит вследствие того, что фотосфера состоит из ионизированного
газа, и неизбежно возникновение магнитных полей из-за того, что этот газ
находится в непрерывном движении. И в некоторых местах потоки
ионизированного газа объединяются в магнитные трубки. Вследствие того, что
различные слои Солнца движутся не с одинаковой скоростью (экваториальный
период вращения составляет примерно 25 дней, а полярный - 34 дня),
состояние магнитных трубок становится неустойчивым, и, из-за подавления
магнитным полем конвекции, зоны над трубками становятся холоднее остального
вещества. Так возникают солнечные пятна. Среднее солнечное пятно по своим
размерам превышает земной шар. Время их существования - от одного дня до
нескольких месяцев, размеры и форма могут изменяться. И чаще всего они
располагаются не поодиночке, а группами. На фотографиях ?1 и ?4 явно видны
две группы пятен (слева и справа от центра диска Солнца) и одно одиночное
пятно (чуть выше правой группы пятен). Эти фотографии были сделаны в
период, когда на Земле чувствовалась магнитная буря, поэтому пятен на диске
Солнца достаточно много.
Обычно крупное пятно состоит из темной центральной области, окруженной
более светлым участком полутени. Когда пятно достигает края солнечного
диска, оно выглядит укороченным, и поэтому кажется, что пятна имеют
вогнутую форму. Этот эффект называют по имени шотландского астронома
Вильсона, который его описал. Этот эффект можно наблюдать на фотографии ?3
(самое крупное пятно в правой группе имеет как темную внутреннюю часть, так
и внешнюю полутень, и находится оно достаточно близко к краю солнечного
диска).
Появление солнечных пятен описывается следующей закономерностью:
солнечная активность и, в частности, число солнечных пятен изменяется
периодически со средним периодом приблизительно в одиннадцать лет. И на
2001 год выпал предполагаемый конец одного из таких циклов, по счету он был
23. А на лето 2001 года выпал один из двух максимумов солнечной активности,
достигнутых в прошлом году. Мера интенсивности солнечных пятен на
солнечном диске, учитывающая как группы, так и отдельные пятна была
предложена Рудольфом Вольфом из Цюрихской обсерватории и поэтому называется
также цюрихским числом солнечных пятен. Число Вольфа R рассчитывается по
следующей формуле W = k*(10g + f), где g - число групп солнечных пятен, f -
общее количество отдельных пятен и k - весовой коэффициент, зависящий от
используемых инструментов и квалификации наблюдателя. Для моего
оборудования коэффициент k можно считать равным единице.
Наблюдения за состоянием солнечных пятен я проводил в течение почти
всего лета. Для них я использовал телескоп рефлектор ТАЛ-Алькор системы
ньютона с диаметром главного зеркала 65 миллиметров и с окуляром 33х, а
изображение солнце проецировалось на белый экран. Состояния солнечных пятен
фиксировались каждый день примерно в 11:00 по московскому времени. Я
составил картотеку расположения пятен на Солнце для дальнейшего изучения
закономерности их появления и влияния их на здоровье людей. В итоге у меня
получились два графика и несколько фотографий Солнца.
На первом графике нанесены значения числа Вульфа в период с 10 по 18
июля. В первые четыре дня состояние фотосферы Солнца было стабильным, хотя
и с небольшими колебаниями в районе 40 единиц. Затем солнечная активность
сильно возросла, и пик активности пришелся на 15 июля 2001 года. В этот
день наблюдались недомогания у пожилых людей и у людей, чувствительных к
магнитным бурям. Затем активность понемногу стала спадать и примерно к
началу третей декады июня пришла в норму, а магнитные бури прекратились.
На втором графике промежутки между наблюдениями увеличены для того,
чтобы можно было увидеть общую картину поведения Солнца за месяц (в период
с 18 июля по 18 августа) с недельными интервалами и проследить
закономерности поведения светила. Наблюдения проводились с тем же
оборудованием (телескоп ТАЛ-Алькор, окуляр с увеличением 33х, белый экран)
и в то же время.
На графике видно, что активность Солнца колебалась в интервале от 17
до 27 единиц по шкале Вульфа, но колебания были незначительными, поэтому
особого ухудшения самочувствия пожилых людей не наблюдалось. Локальный
максимум активности Солнца был достигнут примерно 3 августа, хотя его
значение несильно отличался от других значений, зарегистрированных в этом
промежутке времени.
Летом 2002 года я проводил фотографирование солнца. В конце работы
представлено несколько фотографий солнечного диска. Фотографии под номерами
1,3,4 были сделаны 19 июля, фотографии 2,5 были сделаны с 25 по 27 августа.
Видно, что картина пятен на солнце постоянно меняется, правда изменения за
сутки небольшие, но изменения за месяц кардинальны - картина пятен меняется
полностью.
В итоге, по моему мнению, очень важно наладить регулярные наблюдения
за состоянием солнечной фотосферы для предсказания каких-либо катаклизмов,
для предупреждения различных заболеваний и недомоганий и для того, чтобы
больше узнать об очень важном источнике жизни на Земле - о нашей звезде
Солнце.


[pic] [pic]


[pic] [pic]



При составлении работы использовалась следующая литература:
1) Цофин М.Я. Астрономия - Мн.: Харвест, 1998
2) Мур П. Астрономия с Патриком Муром - М.: Фаир-Пресс, 1999
3) Шабловский В. Занимательная Астрономия - С.-Пб.: Тригон, 1998

-----------------------
Рис.1


[pic]

[pic]

[pic]

Рис.2


Рис.3



Рис.4