Строеж и структура на слънчевата атмосфера нао “Ю. Гагарин”, Стара Загора
Изтегляне 149.99 Kb.
|
- Навигация на страницата:
- Възраст
- Централна плътност
- Ефективна температура
- Петната рядко се наблюдават поединично. Обикновено те са на
- Структура
- АКТИВНИ ОБРАЗУВАНИЯ в короната
- СЛЪНЧЕВА АКТИВНОСТ
- СЛЪНЧЕВО-ЗЕМНИ ВЪЗДЕЙСТВИЯ
СТРОЕЖ И СТРУКТУРА НА СЛЪНЧЕВАТА АТМОСФЕРА 
НАО “Ю. Гагарин”, Стара Загора Надя Кискинова Общи данни за Слънцето:
Структура на слънчевите недра:
СТРУКТУРА НА СЛЪНЧЕВАТА АТМОСФЕРА ФОТОСФЕРА, ХРОМОСФЕРА И КОРОНА ФОТОСФЕРА От гръцки – “фото” и “сфера” – блестящо, светещо кълбо. Фотосферата дава представата, че Слънцето е сферична симетрия от плазма и всички характеристики на Слънцето и звездите – размери, маса, светимост и др. се отнасят до тази представа. Всъщност, фотосферата е непрозрачна за ставащото под нея, а над нея се разполагат още два слоя – доста протяжни и с не по-малко интересни процеси – хромосферата и короната. Прието е фотосферата, хромосферата и короната на Слънцето и звездите да се наричат техни атмосфери.
При Слънцето тя е с дебелина едва 500-700 км и плътност, сравнима с тази на земната екзосфера – 10*(-7) г/куб. см. Фотосферата като цяло пулсира с период 5 минути, със скорост на издигане и спущане 0,5 км/сек, като променя височината си с 25 км.
Отделните гранули съществуват 5-8 минути; изчезват и на тяхно място се появяват нови гранули. В динамика картината наподобява вряща каша грис. Всеки момент на слънчевата фотосфера има около 3 милиона гранули.
300-400 м/сек. Живеят по-дълго с характерно време от порядъка на 1 денонощие.
Магнитните силови линии явно подтискат конвективните потоци от вътрешността. Макар че на подробни снимки на сянката на слънчевите петна се забелязва характерната за фотосферата гранулация, то тук потоците издигаща се плазма са с по-ниска температура. Като цяло температурата на сянката е с 1500-2000° К по ниска от тази на фотосферата без активни образувания. На подробни снимки на полусянката се забелязва как “неизявилите” се гранули са наредени в редици, забелязващи се като по-светли радиални лъчи, излизащи от сянката на петното.
Следейки системно една група петна, се забелязва динамиката вътре в групата – изчезват и се появяват нови петна и пори с различно време на живот, променят взаимното си разположение, големина, форма. Много често в една полусянка се наблюдават няколко сенки, които се изброяват по правило като отделни петна. Най-големите по площ групи петна се наблюдават и с просто око – както през последните години, така преди векове и хилядолетия, съдейки по описаното в древните хроники. Паметна е групата от 107 петна, наблюдавана през 1947 г. и простираща се на 320 000 км по дължина или 25 пъти земния диаметър; както и тази в средата на юли 2002 г., обхващата 15 планети като Земята. Една от рекордьорките е групата петна AR 10486, с диаметър 300 000 км и доста сложна структура, която се наблюдава в през октомври 2003 г. Динамиката на петната в групата, преструктурирането и огромните смущения на магнитното поле довехода до едно от най-мощните избухвания от клас Х на 4 октомври с.г. около 19:50 UT . То бе третото поред за предходните две седмици в същата група петна.
Едва през 1849 г. Волф въвежда индекс за статистика на слънчевите петна, който е един от използваните и сега индекси. Числото на Волф се изчислява по формулата: W = k( 10.g + f ), Където k e коефициент, вариращ от 0 до 1-ца. Той отчита атмосферните условия на мястото и времето на наблюдение, особеностите на наблюдателния уред, индивидуалните особености на наблюдателя. Изчислява се статистически за всеки отделен наблюдател и прави неговите данни съпоставими с тези на останалите наблюдатели. g – е броят на петната, а f е броят на всички петна, видими на слънчевия диск Групите петна биват: униполярни - това са единични петна или неголяма група малки петна или пори с еднаква магнитна полярност. Но най-често срещаните са групите петна. Дори и тези, които се състоят само от 2 петна се нарича мултиполярна група. Тя е с различна полярност на петната. Факли – това са ярки овални площи или влакна. Те образуват факелно поле, в което обикновено има петна, но то може да съществува и самостоятелно. Температурата на факлите е само с 200-300° К по- висока от околното несмутено пространство и са добре различими по краищата на слънчевия диск, които са по-тъмни от централните части поради сферичността на звездите. 
ХРОМОСФЕРА – слоят над фотосферата е с дебелина около 15 000 км. Наблюдава се като тънък розов овал в близост до краищата на затъмненото Слънце при пълно слънчево затъмнение или с помощта на коронографи. СтруктураФлокули – продължение на гранулите от фотосферата, но вече с размери до 5-6 000 км. Някои извити флокули с по-голяма дължина се наблюдават като влакна Флокулите и влакната са хромосферната гранулация.
4 200° К;
Тук се наблюдават други структурни образувания Спикули – по-горещи до 30 000° К от хромосферата потоци плазма, издигащи се на височина до 8-12 000 км със скорост 20 км/сек. Размерите им в напречен разрез са 300 до 1000 км. Съществуват около 15 минути. Може да се изчисли, че всеки момент има 10-тина хиляди спикули, образуващи хромосферната свръхгранулация.
Сега се приема средната хромосфера или слоят между 2 000 и 4-5 000 км за преходна зона между ниската и висока атмосфера – между хромосферата и короната. Тук температурата рязко нараства. На височина 3 000 км скокът е от 20 000° К до милион К, след което нагоре температурата остава почти постоянна АКТИВНИ ОБРАЗУВАНИЯ в хромосферата Ярки светли точки, наричани “бомби” – представляват изхвърляне на плазмена маса със скорост 1000 км/сек. Избухвания или ерупции – това са най-мощните прояви на активност, възникващи обикновено в долната хромосфера. Наблюдават се над динамична голяма група петна със сложна конфигурация, но и на места, където няма петна. Представляват нещо като мигновени “разреди”, при които се освобождава огромно количество енергия от порядъка на 10*16-3.10*25 Джаула - това са милиони атомни бомби! Избухванията стават в неголяма област – с размер до 10 000 км, а пълната мощност на излъчване на Слънцето нараства от 0,001 до 10%, при това в целия електромагнитен спектър – от гама до радиодиапазона. 20% са в оптичния диапазон. Някои от най-мощните избухвания се виждат – това са избухванията в бяла светлина. Освен излъчване в целия електромагнитен спектър, при избухванията се отделят потоци високоскоростни протони и електрони. Сред частиците в тези потоци са идентифицирани деутерий и тритий, които липсват в спокойната слънчева атмосфера. Това означава, че по време на избухванията вероятно се осъществяват термоядрени реакции – температурата при избухванията е от порядъка на милион градуса. Типичното развитие на едно избухване протича така:
Необикновено активно слънчево петно с номер 875 се наблюдава на слънчевия диск в края на април-началото на май 2006 г. Само за една седмица в него станаха няколко избухвания. Тук е едно от поредните от клас С, което е ярката област горе. Долу вляво по края на диска се виждат други активни образувания – протуберанси. КОРОНА – започва там, където свършва преходната зона или от мястото с температура 1 милион ° К. Формата на най-ярката й част се мени – от сферична до изтеглена в екваториалната равнина и др. Простира се на 100-тина а.е. разстояние и най-външните й слоеве очертават границите на гравитационно влияние на Слънцето. Някои приемат тези размери за размери на Слънчевата система. Дори най-ярката част на короната е милион пъти по-слаба по яркост от фотосферата – като пълната Луна. 
Структурните елементи са доста условни понятия тук и са във вид на лъчи, тъмни пространства, полярни четки, тръби, арки и др. 
Коронални възли Невидимата при обикновени условия от Земята слънчева корона непосредствено над хромосферата достига температура много по-висока от фотосферната – до милион градуса. Астрономите считаха, че това се дължи на задържането на гореща плазма от преплетените магнитни линии. Наблюденията със спътника TRACE в ултравиолетови лъчи доведоха до извода, че нагрева на плазмата става в долната част на короната при самата основа на магнитните възли, където плазмата започва да се издига и връща към фотосферата. Тук на това изображение на TRACE се виждат сгъстяванията на горещите коронални възли, простиращи се на 30 и повече земни диаметъра. Възприето е короната да се дели условно на 2 или 3 части – вътрешна и външна или
Говори се и за наличие на свръхкорона. Тя именно се простира до хелиопаузата – мястото, където слънчевите частици влизат във взаимодействие с галактичните частици. Хелиопаузата се предшества от хелиосфера – до 75-80 а.е. – това е мястото, където скоростта на слънчевите частици става сравнима с тази на скоростта на звука за плътността на пространството тук. В динамика короната е всъщност изтичаща плазма и е възприето да се нарича Слънчев (респективно – звезден) вятър 
Коронална дупка На разстоянието, на което е Земята от Слънцето (1 а.е.) скоростта на слънчевия вятър е 400 км/сек и е с плътност 1-10 или средно 5-6 частици в куб. см. Тук стойността на магнитното поле е 10*(-7) Гауса. При слънчеви избухвания характеристиките на слънчевия вятър нарастват няколкократно. АКТИВНИ ОБРАЗУВАНИЯ в коронатаКоронални дупки – открити са в рентгеновия диапазон. Представляват нещо като “улеи” за скоростно разпространение на потоците плазма в околното пространство. Най-характерното за короналните дупки е, че магнитните силови линии са отворени. Освен това, те не са свързани с другите активни образувания.Протуберанси – представляват потоци плазма, издигащи се от долната корона с внушителни размери. Биват:
Това е един спокоен мостовиден протуберанс, заснет през септември 1999 г. от слънчевата орбитална обсерватория SOHO
Еруптивен протуберанс, юли 2002 г., SOHO Възможно обяснение на слънчевата активност ДИНАМО-МЕХАНИЗЪМ, обясняващ активните образувания и тяхното развитие 
Графика на магнитните полета на слънчевата повърхност Магнитното поле на Слънцето не е остатък от магнитното поле на облака, от който се е формирало самото Слънце, а се генерира чрез механизма на т.нар. самовъзбуждащо се динамо. Това може да стане при движение на флуид ( в случая – плазма) през магнитно поле и тогава възниква електрически ток. Периодичното изменение на полярността на глобалното магнитно поле, изразяваща се в еднаква полярност на петната например на западната част на слънчевия диск ( прието е Слънцето като цяло да се върти от изток на запад), редуваща се с противоположната през 11-години означава, че общото магнитно поле не пронизва цялото Слънце, а се разполага в повърхностните му слоеве. Силовите линии на общото магнитно поле са разположени по слънчевите меридиани. Поради диференциалното околоосно въртене на слънчевата плазма (различна скорост на частите в близост до екватора и полюсите) на места възникват напречни на меридианите магнитни силови линии и т.нар. силови тръби, в които магнитното поле е с по-висок интензитет, а плътността на плазмата вътре в такава тръба е по-ниска от тази по “стените”. Възниква подемна сила и на повърхността се появяват петна с противоположна полярност. Полярността на петната се определя от посоката на магнитното поле и поради това всички водещи (западни) петна в едната полусфера имат еднаква полярност – противоположна на тази на водещите петна в другата полусфера. Магнитното поле в петната подтиска конвекцията в горните слоеве, което води до по-ниска температура в петната. В съседните на петната области, където магнитното поле е слабо, конвекцията се усилва и възникват факлите и факелните полета. След време броят на петната започва да намалява, докато факлите продължават да растат и прерастват в спокоен протуберанс, който “виси” върху арките на магнитните силови линии между петна с противоположна полярност. Факелното поле изчезва след няколко месеца, когато протуберансът достига максимална дължина. След това и той започва да намалява, с което постепенно положението се нормализира. Мястото, където се разиграват тези събития се нарича активна област. Номерацията на активните области започва от януари 1972 г. и до 14 юни 2002 г., например броят им е вече 10 000. Съвременната наука все още няма точна представа за механизма на възникване на избухванията. Ясно е само, че те се появяват в местата на нулевата токова линия – там, където се разделя магнитната полярност на петната в групата и явно възниква свръхпроводяща среда, ускоряваща частиците и характеризираща се в висока стойност на температурата – милион градуси.
През 1843 г. любител-астроном, посветил 20 години от живота си на системни наблюдения на слънчевите петна забелязва около 10-годишна периодичност в наличието и броя на петната. Когато Волф въвежда своя индекс за отчитане на слънчевите петна и се построяват графиките на промяната му с времето вече бил натрупан достатъчно дълъг ред от данни и се получили цикли с продължителност от 5,5 до 17 години или такива със средна продължителност от 11,1 години. Тези 11-годишни цикли се отбелязват и в голяма част от по-късно въведените индекси за различните прояви на слънчева активност. Условно номерираните 11-годишни цикли вече са 23 – последният започна от 1996 година с минимален брой слънчеви петна и отбеляза своя максимум през 2000 година. В края на 2006 - началото на 2007 година е поредният минимум, от който ще започне следващият 24-ти поред 11-годишен цикъл. 
Има цикли с по-малка и по-голяма продължителност – в повечето случаи кратни на 11-годишния цикъл:
Има хилядолетни – до 24-25-хилядолетни цикли. Всички тези цикли се наслагват един върху друг и водят до глобални промени примерно в климата на нашата планета. Предполага се, че дългите студени зими през ХVІІ век се дължат на т.н. Маундеров минимум, когато поредица от 11-годишни цикли едва са се изявявали и в продължение на половин век наСлънцето почти не е имало петна.
И така, изучавайки средновековните хроники Маундер установява, че между 1645 и 1715 г. слънчеви петна много рядко са наблюдавани. Маундеров ият минимум вероятно е резултат от наслагването на минимумите дългопериодичен цикъл върху 11-годишните цикли. Интересното е, че Маундеровият минимум съвпада с настъпването на т.нар. малък ледников период, ясно отразен в хрониките. През 1887 г. Шпрьорер прави изследване на появата на северни сияния през Средновековието между 1460-1550 г. и прави откритие на друг такъв минимум. Тогава също е имало продължително застудяване. Северните сияния са по-чести в периоди на повишена слънчева активност на 11-годишните цикли. Тогава са по-чести и мощни избухванията, протуберансите и другите активни образувания.
През 1865 г. английският астроном Керингтън наблюдава за пръв път една хромосферно избухване, последвано 18 часа по-късно от силна геомагнитна буря. Той свързва двете явления, с което се поставя началото на един нов клон в науката – слънчево-земните въздействия.
По време на хромосферно избухване на Земята се наблюдават:
Тези явления на Земята се предизвикват от електромагнитното излъчване на Слънцето по време на избухванията. Потоците от частици по време на избухванията причиняват:
Слънчевата активност влияе върху биосферата. Установено е, че дебелината на годишните пръстени на дърветата се изменя с 11-годишен период, като широките пръстени съответстват на годините на максимум на слънчева активност. Епидемиите от чума, холера, скарлатина и дифтерит, които сегашната медицина неутрализира, са преимуществено в годините на максимална слънчева активност. Статистическите данни сочат, че честотата на обостряне на сърдечно-съдовите заболявания нарастват при слънчеви избухвания. Явно проблемът за биологическата активност на слънчевата активност е актуален и за безопасността на космонавтите по време на космически полети. Освен от мрежа от наземни обсерватории, сега Слънцето се изследва с космически апарати:
Старт на слънчевата обсерватория “Одисей” 
“Одисей” предава за първи данни за слънчевия южен полюс на 26 юни 1994 г. 
“Одисей” предава първиизображения на слънчевия северен полюс през юни 1995 г. ulysses.jpl.nasa.gov/imagespage/index.html
Слънцето през “погледа” на SOHO Каталог: sites -> default -> files -> site-documents -> stars -> sun sun -> 1. слънцето нашата звезда Надя Кискинова наоп, Стара Загора stars -> План-конспект Надя Кискинова астрофизика … stars -> Всеобщо привличане stars -> План-конспект Надя Кискинова променливи звезди продължение нови и свръхнови звезди stars -> 1 черни дупки Изтегляне 149.99 Kb. Сподели с приятели:
|
