Концепции современного естествознания

поверхностью Солнца.

Плотность газов в фотосфере примерно такая же, как в земной

стратосфере, и в сотни раз меньше чем у поверхности Земли. Температура

фотосферы уменьшается от 8000 К на глубине 300 км до 4000 К в самых верхних

слоях. Температура же того среднего слоя, излучение которого мы

воспринимаем около 6000 К.

При таких условиях почти все молекулы газа распадаются на отдельные

атомы. Лишь в самых верхних слоях фотосферы сохраняется относительно

немного простейших молекул и радикалов типа Н2, ОН, СН.

Особую роль в солнечной атмосфере играет не встречающийся в земной

природе отрицательный ион водорода, который представляет собой протон с

двумя электронами. Это необычное соединение возникает в тонком внешнем,

наиболее «холодном» слое фотосферы при «налипании» на нейтральные атомы

водорода отрицательно заряженных свободных электронов, которые поставляются

легко ионизируемыми атомами кальция, натрия, магния, железа и других

металлов. При возникновении отрицательные ионы водорода излучают большую

часть видимого света. Этот же свет ионы жадно поглощают, из-за чего

непрозрачность атмосферы с глубиной быстро растет. Поэтому видимый край

Солнца и кажется нам очень резким.

Почти все наши знания о Солнце основаны на излучении его спектра.

В телескоп с большим увеличением можно наблюдать тонкие детали

фотосферы: вся она кажется усыпанной мелкими яркими зернышками – гранулами,

разделенными сетью узких темных дорожек. Грануляция является результатом

перемешивания всплывающих более теплых потоков газа и опускающихся более

холодных. Разность температур между ними в наружных слоях значительно

невелика (200-300 К), но глубже, в конвективной зоне, она больше, и

перемешивание происходит значительно интенсивнее. Конвекция во внешних

слоях Солнца играет огромную роль, определяя общую структуру атмосферы. В

конечном счете именно конвекция в результате сложного взаимодействия с

солнечными магнитными полями является причиной всех многообразных

проявлений солнечной активности.

Магнитные поля участвую во всех процессах на Солнце. Временами в

небольшой области солнечной атмосферы возникают концентрированные магнитные

поля, в несколько тысяч раз более сильные чем на Земле. Ионизированная

плазма – хороший проводник, она не может перемещаться поперек линий

магнитной индукции сильного магнитного поля. Поэтому в таких местах

перемешивание и подъем горячих газов с низу тормозится, и возникает темная

область – солнечное пятно. На фоне ослепительной фотосферы оно кажется

совсем черным, хотя в действительности яркость его слабее раз в десять.

С течением времени величина и форма пятен сильно меняются. Возникнув в

виде едва заметной точки – поры, пятно постепенно увеличивает свои размеры

до десятков тысяч километров. Крупные пятна, как правило, состоят из темной

части (ядра) и менее темной – полутени, структура которой придает пятну вид

вихря. Пятна бывают окружены более яркими участками фотосферы, называемыми

факелами или факельными полями.

Фотосфера постепенно переходит в более разреженные внешние слои

солнечной атмосферы – хромосферу и корону.

Хромосфера

Хромосфера (греч. «сфера цвета») названа так за свою красновато-

фиолетовую окраску. Она видна во время полных солнечных затмений как

клочковатое яркое кольцо вокруг черного диска Луны, только что затмившего

Солнце. Хромосфера весьма неоднородна и состоит в основном из продолговатых

вытянутых язычков (спикул), придающих ей вид горящей травы. Температура

этих хромосферных струй в два-три раза выше, чем в фотосфере, а плотность в

сотни тысяч раз меньше. Общая протяженность хромосферы 10-15 тыс.

километров.

Рост температуры в хромосфере объясняется распространением волн и

магнитных полей, проникающих в нее из конвективной зоны. Вещество

нагревается примерно так же, как если бы это происходило в гигантской

микроволновой печи. Скорости тепловых движений частиц возрастают, учащаются

столкновения между ними, и атомы теряют свои внешние электроны: вещество

становится горячей ионизованной плазмой. Эти же физические процессы

поддерживают и необычайно высокую температуру самых внешних слоев солнечной

атмосферы, которые расположены выше хромосферы.

Часто во время затмений (а при помощи специальных спектральных приборов

-- и не дожидаясь затмений) над поверхностью Солнца можно наблюдать

причудливой формы "фонтаны", "облака", "воронки", "кусты", "арки" и прочие

ярко светящиеся образования из хромосферного вещества. Они бывают

неподвижными или медленно изменяющимися, окруженными плавными изогнутыми

струями, которые втекают в хромосферу или вытекают из нее, поднимаясь на

десятки и сотни тысяч километров. Это самые грандиозные образования

солнечной атмосферы -- протуберанцы. При наблюдении в красной спектральной

линии, излучаемой атомами водорода, они кажется на фоне солнечного диска

темными, длинными и изогнутыми волокнами.

Протуберанцы имеют примерно ту же плотность и температуру, что и

хромосфера. Но они находятся над ней и окружены более высокими, сильно

разреженными верхними слоями солнечной атмосферы. Протуберанцы не падают в

хромосферу потому, что их вещество поддерживается магнитными полями

активных областей Солнца.

Пятна, факелы, протуберанцы, хромосферные вспышки -- это все проявления

солнечной активности. С повышением активности число этих образований на

Солнце становится больше.

Корона

В отличие от фотосферы и хромосферы самая внешняя часть атмосферы

Солнца -- корона -- обладает огромной протяженностью: она простирается на

миллионы километров, что соответствует нескольким солнечным радиусам, а ее

слабое продолжение уходит еще дальше.

Плотность вещества в солнечной короне убывает с высотой значительно

медленнее, чем плотность воздуха в земной атмосфере. Уменьшение плотности

воздуха при подъеме вверх определяется притяжением Земли. На поверхности

Солнца тяжести значительно больше, и, казалось бы, его атмосфера не должна

быть высокой. В действительности она необычайно обширна. Следовательно,

имеются какие-то силы, действующие против притяжения Солнца. Эти силы

связаны с огромными скоростями движения атомов и электронов в короне,

разогретой до температуры 1-2 млн градусов!

Корону лучше всего наблюдать во время полной фазы солнечного затмения.

Правда, за те несколько минут, что она длится, очень трудно зарисовать не

только отдельные детали, но даже общий вид короны. Глаз наблюдателя едва

лишь начинает привыкать к внезапно наступившим сумеркам, а появившийся из-

за края Луны яркий луч Солнца уже возвещает о конце затмения. Поэтому

часто зарисовки короны, выполненные опытными наблюдателями во время одного

и того же затмения сильно различались. Не удавалось даже точно определить

ее цвет.

Изобретение фотографии дало астрономам объективный и документальный

метод исследования. Однако получить хороший снимок короны тоже не легко.

Дело в том, что ближайшая к Солнцу ее часть, так называемая внутренняя

корона, сравнительно яркая, в то время как далеко простирающаяся внешняя

корона представляется очень бледным сиянием. Поэтому если на фотографиях

хорошо видна внешняя корона, то внутренняя оказывается передержанной, а на

снимках, где просматриваются детали внутренней короны, внешняя совершенно

незаметна. Чтобы преодолеть эту трудность, во время затмения обычно

стараются получить сразу несколько снимков короны -- с большими и

маленькими выдержками. Или же корону фотографируют, помещая перед

фотопластиной специальный "радиальный" фильтр, ослабляющий кольцевые зоны

ярких внутренних частей короны. На таких снимках ее структуру можно

проследить до расстояний во много солнечных радиусов.

Но уже первые удачные фотографии позволили обнаружить в короне большое

количество деталей: корональные лучи, всевозможные "дуги", "шлемы" и другие

сложные образования, четко связанные с активными областями. Главной

особенностью короны является лучистая структура. Форма корональных лучей

очень разнообразна.

Цикл солнечной активности -- 11 лет. То есть с 11-летним периодом

меняется как яркость так и форма солнечной короны. В эпоху максимума она

имеет почти идеально круглую форму. Прямые и направленные вдоль радиуса

Солнца лучи короны наблюдаются как у солнечного экватора, так и в полярных

областях. Когда же пятен мало, корональные лучи образуются лишь в

экваториальных и средних широтах. Форма короны становится вытянутой. У

полюсов появляются характерные лучи, так называемые полярные щеточки. При

этом общая яркость короны уменьшается. Эта интересная особенность короны,

по-видимому, связана с постепенным перемещением в течение 11-летнего цикла

зоны преимущественного образования пятен. После минимума пятна начинаю

возникать по обе стороны от экватора на широтах 30-40 градусов. Затем зона

пятнообразования постепенно опускается к экватору.

Между структурой короны и отдельными образованиями в атмосфере Солнца

существует определенная связь. Например, над пятнами и факелами обычно

наблюдаются яркие и прямые корональные лучи. В из сторону изгибаются

соседние лучи. В основании корональных лучей яркость хромосферы

увеличивается. Такую ее область называют обычно возбужденной. Она горячее и

плотнее соседних, невозбужденных областей. Над пятнами в короне наблюдаются

яркие сложные образования. Протуберанцы также часто бывают окружены

оболочками из корональной материи..

Корональный газ -- это высокоионизованная плазма; она состоит из

множества положительно заряженных ионов всевозможных химических элементов и

чуть большего количества свободных электронов, возникших при ионизации

атомов водороду (по одному электрону) , гелия (по два электрона) и более

тяжелых атомов. Поскольку в таком газе основную роль играю подвижные

электроны, его часто называют электронным газом, хотя при этом

подразумевается наличие такого количества положительных ионов, которое

полностью обеспечивало бы нейтральность плазмы в целом.

Белый цвет короны объясняется рассеянием обычного солнечного света на

свободных электронах. Они не вкладывают своей энергии при рассеянии:

колеблясь в такт световой волны, они лишь изменяют направление

рассеиваемого света, при этом поляризуя его. Таинственные яркие линии в

спектре порождены необычным излучением высокоионизованных атомов железа,

аргона, никеля, кальция и других элементов, возникающим только в условиях

сильного разрежения. Наконец, линии поглощения во внешней короне вызваны

рассеянием на пылевых частицах, которые постоянно присутствуют в

межзвездной среде. А отсутствие линий во внутренней короне связано с тем,

что при рассеянии на очень быстро движущихся электронах все световые кванты

испытывают столь значительные изменения частот, что даже сильные

фраунгоферовы линии солнечного спектра полностью "замываются".

Итак, корона Солнца -- самая внешняя часть его атмосферы, самая

разреженная и самая горячая. Добавим, что она и самая близкая к нам:

оказывается она простирается далеко от солнца в виде постоянно движущегося

от него потока плазмы -- солнечного ветра. Вблизи Земли его скорость

составляет в среднем 400-500 км/с, а порой достигает почти 1000 км/с.

распространяясь далека за пределы орбит Юпитера и Сатурна, солнечный ветер

образует гигантскую гелиосферу, граничащую с еще более разреженной

межзвездной средой.

Фактически мы живем окруженные солнечной короной, хотя и защищенные от

ее проникающей радиации надежным барьером в виде земного магнитного поля.

Через корону солнечная активность влияет на многие процессы, происходящие

на Земле.

Солнечная активность

это совокупность нестационарных явлений на Солнце. К этим явлениям

относятся солнечные пятна, солнечные вспышки, факелы, флоккулы,

протуберанцы, корональные лучи, конденсации, транзиенты, спорадическое

радиоизлучение, увеличение ультрафиолетового, рентгеновского и

корпускулярного излучения и др. Большинство этих явлений тесно связаны

между собой и возникают в активных областях. В их протекании отчётливо

видна цикличность со средним периодом 11.2 года, а также с периодами 22, 80-

90 лет и др.

В процессе развития активной области в атмосфере Солнца иногда

возникают ситуации, при которых возможна быстрая перестройка

("перезамыкание") магнитных полей. Эта перестройка вызывает вспышки,

сопровождаемые сложными движениями ионизованного газа, его свечением,

ускорением частиц и т.д. Вспышки на Солнце представляют собой самые мощные

из всех проявлений Солнечной активности. Такие вспышки, как правило,

наблюдаются вблизи пятен. Обычно бывает несколько слабых вспышек за день.

Сильные вспышки - весьма редкое явление. Вспышке на Солнце представляет

собой внезапное выделение энергии в верхней хромосфере или нижней короне,

генерирующее кратковременное электромагнитное излучение в широком диапазоне

длин волн - от жёсткого рентгеновского излучения (и даже гамма-излучения)

до километровых радиоволн. Начало вспышки может быть очень резким, но

иногда "взрыву" предшествует несколько минут медленного развития или даже

слабая предвспышка. Далее идёт собственно взрывная (жёсткая, импульсная)

фаза, во время которой за 1-3 мин ускоряются частицы, формируется горячее

облако. В ряде вспышек (их называют тепловыми) жёсткая фаза отсутствует.

После достижения максимальной яркости (напр., в мягком рентгеновском

излучении через 1-15 мин после начала) процесс горения большой вспышки

продолжается ещё несколько часов. К концу жёсткой фазы постепенно

формируется направленная наружу ударная волна: основная часть энергии

вспышки выделяется в виде кинетической энергии выбросов вещества,

движущихся в короне и межпланетном пространстве со скоростями до 1000 км/с,

энергии жёсткого электромагнитного излучения и потоков, ускоренных до

гигантских энергий (иногда - десятки ГэВ) частиц. Эта ударная волна

вызывает проявления радио всплеска. Рентгеновское излучение и солнечные

космические лучи, приходящие от вспышки, вызывают дополнительную ионизацию

земной ионосферы, что сказывается на условиях распространения радиоволн

(нарушения радиосвязи, работы навигационных устройств и т.д.). Поток

выброшенных при вспышке частиц примерно через сутки достигает орбиты Земли

и вызывает на Земле магнитную бури и полярные сияния. Имеются свидетельства

сильного влияния вспышечной активности на погоду и состояние биосферы

Земли.

Близ максимума активности наиболее эффективно воздействуют на

атмосферу и магнитосферу Земли потоки частиц, ускоренных при вспышках. На

фазе спада активности, к концу 11-летнего цикла активности, при уменьшении

числа вспышек и развитии межпланетного токового слоя, становятся более

существенными стационарные потоки усиленного солнечного ветра. Вращаясь

вместе с Солнцем, они вызывают повторяющиеся каждые 27 сут. геомагнитные

возмущения. Это рекуррентная (повторяющаяся) активность особенно высока для

концов циклов с чётным номером, когда направление магнитного поля

солнечного "диполя" антипараллельно земному.

С циклическими изменениями Солнечной активности связано проявление

многолетних биологических циклов. Изучением влияния изменений Солнечной

активности на живые организмы Земли занимается гелиобиология - наука,

основы которой были заложены в нач. 1920-х гг. А.Л.Чижевским. Чижевский

считал, что гелиобиология, показывающая несомненную связь земных событий с

космическими ритмами, является современной, научной формой древнего

астрологического учения. Как показали обширные исторические исследования,

проведённые Чижевским, имеется несомненная связь между циклами Солнечной

активности и динамикой войн и других социальных потрясений, вспышек

эпидемий и эпизоотий и массой других явлений на Земле. Интересно, что

первым учёным, выступившим с подобной мыслью, был У.Гершель - астроном,

открывший первую невидимую невооружённым глазом планету Уран. Ещё в 1804 г.

он обнаружил прямую зависимость между уровнем Солнечной активности и

ценами на хлеб. Среди современных исследований на эту тему выделим работу

российского историка Валерия Храпова, открывшего "кривую одарённости".

Выяснилось, что большинство выдающихся людей (в самых разных областях

политики, спорта, искусства) рождается в периоды экстремального

(максимального или минимального) уровня Солнечной активности. Кривая

смертности также соотносится с кривой Солнечной активности.

Подобные закономерности, несомненно, можно рассматривать как

астрологические. Как показали исследования Теодора Ландшайдта, уровень

Солнечной активности зависит от взаиморасположения планет и от ряда других

астрологических факторов. Более того, Ландшайдт разработал методику,

позволяющую сугубо астрологическими методами прогнозировать изменения в

Солнечной активности. Долговременные предсказания вспышек Солнечной

активности и геомагнитных бурь, которые делает Ландшайдт, сбываются (по

данным проверки астрономов) на 90% (!).

Таким образом, если Солнечная активность зависит от астрологических

факторов, то и все явления на Земле, связанные с изменением Солнечной

активности, также зависят от астрологических показателей.

Солнечные пятна

О том, что на Солнце бывают пятна, люди узнали уже очень давно. В

древних русских и китайских летописях, а также в хрониках других народов не

редко встречались упоминания о наблюдениях пятен на Солнце. В русских

летописях отмечалось, что пятна были видны "Аки гвозди". Записи помогли

подтвердить установленную уже позже (в 1841 году) закономерность

периодического увеличения числа солнечных пятен. Чтобы заметить такой

объект простым глазом (при соблюдении, конечно, мер предосторожности -

сквозь густо закопченное стекло или засвеченную негативную фотопленку),

необходимо, чтобы его размер на Солнце был не менее 50 - 100 тысяч

километров, что в десятки раз превышает радиус Земли.

Солнце состоит из раскаленных газов, которые все время движутся и

перемешиваются, и поэтому ничего постоянного и неизменного на солнечной

поверхности нет. Самыми устойчивыми образованиями являются солнечные пятна.

Но и их вид изо дня в день меняется, и они тоже, то появляются, то

исчезают. В момент появления солнечное пятно обычно имеет небольшие

размеры, оно может исчезнуть, но может и сильно увеличиться.

Главную роль в большинстве наблюдаемых на Солнце явлений играют

магнитные поля. Солнечное магнитное поле имеет очень сложную структуру и

непрерывно меняется. Совместные действия циркуляции солнечной плазмы в

конвективной зоне и дифференциального вращения Солнца постоянно возбуждает

процесс усиления слабых магнитных полей и возникновения новых. Видимо это

обстоятельство и является причиной возникновения на Солнце пятен. Пятна то

появляются, то исчезают. Их количество и размеры меняются. Но, примерно,

каждые 11 лет число пятен становится наибольшим. Тогда говорят, что Солнце

активно. С таким же периодом (~ 11 лет) происходит и переполюсовка

магнитного поля Солнца. Естественно предположить, что эти явления связанны

между собой.

Развитие активной области начинается с усиления магнитного поля в

фотосфере, что приводит к появлению более ярких участков - факелов

(температура фотосферы Солнца в среднем 6000К, в области факелов примерно

на 300К выше). Дальнейшее усиление магнитного поля приводит к появлению

пятен.

В начале 11-летнего цикла пятна в небольшом количестве начинают

появляться на сравнительно высоких широтах (35 - 40 градусов), а за тем

постепенно зона пятнообразования спускается к экватору, до широты плюс 10 -

минус 10 градусов, но на самом экваторе пятен, как правило, не бывает.

Страницы: 1, 2, 3, 4, 5, 6, 7