Солнечная светимость
Со́лнечная свети́мость, 
— единица светимости (то есть количества энергии, выделяемой в единицу времени), обычно используемая астрономами для представления светимости звёзд. Равна светимости Солнца, составляющей 3,827·10 26 Вт или 3,827·10 33 эрг/с .
Расчёт константы
Светимость Солнца можно вычислить путём измерения количества энергии, попадающей в единицу времени на единичную площадку, находящуюся в окрестностях Земли (на расстоянии 1 а. e. от Солнца) и повёрнутую перпендикулярно к направлению падения солнечных лучей. Этот поток энергии называется солнечной постоянной, он равен в среднем A = 1361 Вт/м² (вариации связаны в основном с периодическими изменениями солнечной активности, они составляют около 0,1 %). Площадь сферы с радиусом R = 1 а. e. = 149 597 870 691 м равна S = 4πR 2 ≈ 2,8123·10 23 м 2 ; следовательно, эту сферу пересекает поток энергии, равный AS = 3,827·10 26 Вт .
Другой метод вычисления солнечной светимости основан на том факте, что Солнце с большой степенью точности представляет собой абсолютно чёрное тело. В результате количество энергии, излучаемой в секунду с единицы площади поверхности Солнца, зависит только от его температуры T , согласно закону Стефана — Больцмана: L ☉ = σT 4 ×S☉ , где σ — постоянная Стефана — Больцмана, S☉ = 4π R ☉ — площадь поверхности Солнца.
См. также
Ссылки
- I.-J. Sackmann, A. I. Boothroyd (2003). «Our Sun. V. A Bright Young Sun Consistent with Helioseismology and Warm Temperatures on Ancient Earth and Mars». The Astrophysical Journal583 (2): 1024-1039.
Wikimedia Foundation . 2010 .
Смотреть что такое «Солнечная светимость» в других словарях:
Светимость Солнца — Солнечная светимость, единица светимости, обычно используемая астрономами для представления светимости звёзд. Равна светимости Солнца, составляющей 3,827 × 1026 Вт или 3,827 × 1033 Эрг/с. Расчёт константы Вы можете рассчитать количество солнечной … Википедия
Солнечная масса — Солнечная масса, или масса Солнца внесистемная единица измерения массы, применяющаяся в астрономии для выражения массы звёзд и других астрономических объектов (например, галактик). Она обозначается через и равна массе Солнца: = (1,98892 ± 0 … Википедия
Солнечная активность — Последние 30 лет солнечной активности. Солнечная активность комплекс явлений и процессов, связанных с образованием и распадом в солнечной атмосфере сильных магнитных полей. Сод … Википедия
Солнечная постоянная — Солнечная постоянная суммарный поток солнечного излучения, проходящий за единицу времени через единичную площадку, ориентированную перпендикулярно потоку, на расстоянии одной астрономической единицы от Солнца вне земной атмосферы. По данным … Википедия
Звезда — У этого термина существуют и другие значения, см. Звезда (значения). Плеяды Звезда небесное тело, в котором идут, шли или будут идти … Википедия
Звезда (астрономия) — Другие значения слова «звезда» см. в статье Звезда (значения). Плеяды, звёздное скопление Звезда небесное тело, в котором происходят, происходили или будут происходить ядерные реакции. Но чаще всего звездой называют небесное тело, в которой идут… … Википедия
Звезды — Другие значения слова «звезда» см. в статье Звезда (значения). Плеяды, звёздное скопление Звезда небесное тело, в котором происходят, происходили или будут происходить ядерные реакции. Но чаще всего звездой называют небесное тело, в которой идут… … Википедия
Будущее Земли — Выжженная Земля после перехода Солнца в фазу красного гиганта в представлении художника … Википедия
Солнечный радиус — В астрономии солнечный радиус единица длины, используемая для выражения размеров звёзд. Она равна радиусу Солнца и составляет = 6,960·108 м = 0,004652 астрономической единицы. Радиус Солнца примерно равен 109 радиусам Земли. См. также… … Википедия
Стандартные физические характеристики астероида — Для большинства пронумерованных астероидов известны всего несколько физических параметров. Всего несколько сотен астероидов имеют собственные страницы в Википедии, на которых содержится название, обстоятельства открытия, таблица элементов орбиты… … Википедия
Источник
Светимость Солнца
Солнечная светимость, 
— единица светимости, обычно используемая астрономами для представления светимости звёзд. Равна светимости Солнца, составляющей 3,827 × 10 26 Вт или 3,827 × 10 33 Эрг/с.
Расчёт константы
Вы можете рассчитать количество солнечной энергии, попадающей на Землю, путём сравнения площади сферы с радиусом, равным расстоянию Земли от Солнца (центр находится в звезде) и площади сечения, сделанного таким образом, чтобы ось вращения планеты принадлежала плоскости сечения.
- Радиус Земли — 6.378 км.
- Площадь сечения Земли: SЗемля = π×радиус² = 128.000.000 км²
- Среднее расстояние до Солнца: RСолнце = 150.000.000 км. (1 а.е.)
- Площадь сферы: SСолнце = 4×π×RСолнце² = 2,82×10 17 км².
- Количество энергии в единицу времени, попадающей на Землю: PЗемля = PСолнце × SЗемля/SСолнце = 1,77×10 17 Вт.
- Количество энергии (в единицу времени)на квадратный метр: PЗемля/SЗемля = 1387 Вт/м² (Солнечная постоянная)
- Человечество примерно потребляет 12×10 12 Вт. Какая площадь необходима для обеспечения энергопотребления? Лучшие солнечные батареи имеют КПД около 33 %. Необходимая площадь составляет 12×10 12 /(1387×0,33) = 26×10 9 м² = 26000 км², или квадрат
160×160 км. (На самом деле требуется бо́льшая площадь, так как солнце не всегда находится в зените и, к тому же, некоторая часть излучения рассеивается облаками и атмосферой.)
Ссылки
- I.-J. Sackmann, A. I. Boothroyd (2003). «Our Sun. V. A Bright Young Sun Consistent with Helioseismology and Warm Temperatures on Ancient Earth and Mars». The Astrophysical Journal583 (2): 1024-1039.
Wikimedia Foundation . 2010 .
Смотреть что такое «Светимость Солнца» в других словарях:
Светимость — в астрономии полная энергия, излучаемая источником в единицу времени (в абсолютных единицах или в единицах светимости Солнца; светимость Солнца = 3,86·1033 эрг/с). Иногда говорят не о полной С., а о С. в некотором диапазоне длин волн. Напр., в… … Астрономический словарь
Светимость — Светимость термин, используемый для именования некоторых физических величин. Содержание 1 Фотометрическая светимость 2 Cветимость небесного тела … Википедия
Светимость звезды — Светимость звезды, сила света звезды, т. е. величина излучаемого звездой светового потока, заключённого в единичном телесном угле. Термин «светимость звезды» не соответствует термину «светимость» общей фотометрии. С. звезды может относиться как к … Большая советская энциклопедия
СВЕТИМОСТЬ — в точке поверхности. одна из световых величин, отношение светового потока, исходящего от элемента поверхности, к площади этого элемента. Единица С. (СИ) люмен с квадратного метра (лм/м2). Аналогичная величина в системе энергетич. величин наз.… … Физическая энциклопедия
СВЕТИМОСТЬ — СВЕТИМОСТЬ, абсолютная яркость ЗВЕЗДЫ количество энергии, излучаемой ее поверхностью в секунду. Выражается в ваттах (джоулях в секунду) или в единицах измерения яркости Солнца. Болометрическая светимость измеряет общую мощность света звезды на… … Научно-технический энциклопедический словарь
СВЕТИМОСТЬ — СВЕТИМОСТЬ, 1) в астрономии полное количество энергии, испускаемое космическим объектом в единицу времени. Иногда говорят о светимости в некотором диапазоне длин волн, например радиосветимость. Обычно измеряется в эрг/с, Вт или в единицах… … Современная энциклопедия
СВЕТИМОСТЬ — звезды мощность излучения. Обычно выражается в единицах, равных светимости Солнца L? = 3,86?1026 Вт … Большой Энциклопедический словарь
СВЕТИМОСТЬ (в астрономии) — СВЕТИМОСТЬ звезды, мощность излучения. Обычно выражается в единицах, равных светимости Солнца L¤ = 3,86Ч1026 Вт … Энциклопедический словарь
Светимость — I Светимость в точке поверхности, отношение светового потока (См. Световой поток), исходящего от малого элемента поверхности, который содержит данную точку, к площади этого элемента. Одна из световых величин (См. Световые величины).… … Большая советская энциклопедия
Светимость (в физике) — В общей физике, светимость плотность потока световой энергии в данном направлении. В экспериментальной физике элементарных частиц светимостью называют параметр ускорителя или коллайдера, характеризующий интенсивность столкновения встречных пучков … Википедия
Источник
§ 19. Солнце как звезда
1. Что такое солнечная постоянная? Как её определили?
Измерения за пределами земно атмосферы показали, что на площадь 1 м$^2$, расположенную перпендикулярно солнечным лучам, ежесекундно поступает 1,37 кВт энергии. Эта величина практически не меняется в течении длительного промежутка времени, поэтому она получила название солнечной постоянной. Максимум солнечного излучения приходится на оптический диапазон.
2. Что понимают под светимостью Солнца? Чему она равна?
Светимость Солнца, или полное количество энергии, излучаемое Солнцем по всем направлениям в единицу времени, определим следующим образом: величину солнечной постоянной умножим на площадь сферы с радиусом $r$ в одну атмосферную единицу $(1\, а.е. = 149.6·10^5\, м).$ Она получается равно:
3. Какие химические элементы являются преобладающими для Солнца?
Анализ спектральных линий показал, что преобладающим элементом на Солнце является водород — на его долю приходится свыше 70% массы Солнца, около 25% приходится на гелий и около 2% на другие элементы.
4. Опишите внутреннее строение Солнца.
- Солнечное ядро.
- Зона лучистого равновесия.
- Конвективная зона Солнца.
5. На какие зоны условно подразделяются недра Солнца? Какие процессы происходят в каждой из этих зон?
В центре Солнца находится ядро. На расстояниях до 0.3 радиуса от центра создаются условия, благоприятные для протекания термоядерных реакций слияния атомов лёгких химических элементов в атомы более тяжёлые. Из ядер водорода образуется гелий. Выделяющаяся энергия поддерживает излучение Солнца. Выделяющаяся энергия через слои, окружающие центральную часть звезды, передаётся наружу. В области 0.3 до 0.7 радиуса от центра Солнца находится зона лучистого равновесия энергии, где энергия распространяется через поглощение и излучение $γ$-квантов.
На протяжении последней трети радиуса Солнца находится конвективная зона. Здесь энергия передаётся не излучением, а посредством конвекции (перемешивания). Конвективная зона простирается практически до самой видимой поверхности Солнца — фотосферы.
6. Что является источником солнечной энергии?
В солнечном ядре протекают термоядерные реакции. Из ядер водорода образуется гелий. Для образования одного ядра гелия требуется 4 ядра водорода. На промежуточных стадиях образуется ядра тяжёлого водорода (дейтерия) и ядра изотопа $\mathrm
Источник
Солнечная светимость — Solar luminosity
Светимость Солнца , L ☉ , является единицей лучистого потока ( мощность излучается в виде фотонов ) , традиционно используемого астрономами для измерения светимости из звезд , галактик и других небесных объектов с точкой зрения выхода Солнца .
Одна номинальная светимость Солнца определяется Международным астрономическим союзом как 3,828 × 10 26 Вт . Это не включает в себя солнечные нейтрино светимости, который бы добавить 0,023 L ☉ , или 8,8 х 10 24 Вт, то есть в общей сложности 3,916 × 10 26 Вт (средняя энергия солнечных фотонов 26 МОВ и что из солнечного нейтрино 0,59 МэВ, то есть 2,27%; Солнце излучает 9,2 x 10 37 фотонов и столько же нейтрино каждую секунду, из которых 6,5 x 10 14 на м² достигают Земли каждую секунду). Солнце — слабо переменная звезда , поэтому его фактическая светимость колеблется . Основное колебание — это одиннадцатилетний солнечный цикл ( цикл солнечных пятен), который вызывает квазипериодическое изменение около ± 0,1%. Считается, что другие вариации за последние 200–300 лет намного меньше этого.
СОДЕРЖАНИЕ
Определение
Солнечная светимость связана с солнечной энергетикой ( солнечной постоянной ). Солнечное излучение отвечает за орбитальное воздействие, которое вызывает циклы Миланковича , которые определяют земные ледниковые циклы. Средняя освещенность в верхней атмосфере Земли иногда называют как солнечной постоянной , I ☉ . Освещенность определяется как мощность на единицу площади, поэтому яркость Солнца (общая мощность, излучаемая Солнцем) — это освещенность, полученная на Земле (солнечная постоянная), умноженная на площадь сферы, радиус которой равен среднему расстоянию между Землей и Солнце:
L ⊙ знак равно 4 π k я ⊙ А 2 <\ Displaystyle L _ <\ odot>= 4 \ pi kI _ <\ odot>A ^ <2>\,> 
где A — это единичное расстояние (значение астрономической единицы в метрах ), а k — константа (значение которой очень близко к единице), которая отражает тот факт, что среднее расстояние от Земли до Солнца не является точно одной астрономической единицей. .
Источник
Что называют светимостью солнца чему она равна
V. СОЛНЦЕ И ЗВЕЗДЫ
§ 21 Солнце — ближайшая звезда
21.1 Энергия и температура Солнца 
Солнце — центральное тело Солнечной системы является типичным представителем звезд, наиболее распространенных во Вселенной тел. Масса Солнца составляет 2 • 10 30 кг. Как и многие другие звезды, Солнце представляет собою огромный шар, который состоит из водородно-гелиевой плазмы и находится в равновесии в поле собственного тяготения. Изучение физических процессов, происходящих на Солнце, имеет важное значение для астрофизики, поскольку эти процессы свойственны, очевидно, и другим звездам, но только на Солнце мы можем наблюдать их достаточно детально .
Солнце излучает в космическое пространство колоссальный по мощности поток излучения, который в значительной мере определяет физические условия на Земле и других планетах, а также в межпланетном пространстве. Земля получает всего лишь одну двухмиллиардную долю солнечного излучения. Однако и этого достаточно, чтобы приводить в движение огромные массы воздуха в земной атмосфере, управлять погодой и климатом на земном шаре. Все источники энергии, которые использует человечество, связаны с Солнцем. Тепло и свет Солнца обеспечили развитие жизни на Земле, формирование месторождений угля, нефти и газа.
Количество приходящей от Солнца на Землю энергии принято характеризовать солнечной постоянной.
Солнечная постоянная — поток солнечного излучения, который приходит на поверхность площадью 1 м 2 , расположенную за пределами атмосферы перпендикулярно солнечным лучам на среднем расстоянии Земли от Солнца (1 а.е.).
Солнечная постоянная равна 1,37 кВт/м 2 . Умножив эту величину на площадь поверхности шара, радиус которого 1 а. е., определим полную мощность излучения Солнца, его светимость, которая составляет 4 • 10 26 Вт.
Знание законов излучения позволяет определить температуру фотосферы Солнца. Энергия, излучаемая нагретым телом с единицы площади, определяется законом Стефана— Больцмана:
Светимость Солнца известна, остается узнать, какова площадь поверхности Солнца.
С Земли мы видим Солнце как небольшой диск, край которого достаточно четко определяет фотосфера (в переводе с греческого— «сфера света»). Так называется тот слой, от которого приходит практически все видимое излучение Солнца. Он имеет толщину всего 300 км и выглядит как поверхность Солнца. Угловой диаметр солнечного диска примерно 30′. Зная расстояние до Солнца (150 000 000 км), нетрудно вычислить его линейные размеры и площадь поверхности. Радиус Солнца равен приблизительно 700 000 км. Теперь можно узнать, какова температура фотосферы. Светимость Солнца
где σ = 5,67 · 10 -8 Вт/(м 2 · К 4 ). Отсюда
Подставивв эту формулу численные значения входящих в нее величин, получим Т = 6000 К. Очевидно, что такая температура может поддерживаться лишь за счет постоянного притока энергии из недр Солнца.
21.2 Состав и строение Солнца
Для изучения Солнца используются телескопы особой конструкции — башенные солнечные телескопы (рис. 5.1). Система зеркал непрерывно поворачивается вслед за Солнцем и направляет его лучи вниз на главное зеркало, а затем они попадают в спектрографы или другие приборы, с помощью которых проводятся исследования Солнца. Благодаря большому фокусному расстоянию солнечных телескопов (до 90 м) можно получить изображение Солнца диаметром до 80 см и детально изучать происходящие на нем явления. Они лучше видны на спектрогелиограммах — снимках Солнца, которые сделаны в лучах, соответствующих спектральным линиям водорода, кальция и некоторых других элементов.
Важнейшую информацию о физических процессах на Солнце дает спектральный анализ (рис. 5.2). Именно в спектре Солнца Йозеф Фраунгофер еще в 1814 г. обнаружил и описал линии поглощения, по которым, как стало ясно почти полвека спустя, можно узнать состав его атмосферы. В настоящее время в солнечном спектре зарегистрировано более 30 000 линий, принадлежащих 72 химическим элементам. Спектральными методами гелий (от греческого «гелиос» — солнечный) был сначала открыт на Солнце и лишь затем обнаружен на Земле. Все последующие п
опытки найти линии других неизвестных элементов не увенчались успехом, но были тем не менее не бесполезны. Они во многом способствовали развитию теории спектрального анализа, которая важна как для астрофизики, так и для физики в целом.
Современные данные о химическомсоставе Солнца таковы: водород составляет около 70% солнечной массы, гелий — более 28%, остальные элементы — менее 2%. Количество атомов этих элементов в 1000 раз меньше, чем атомов водорода и гелия. Более полно соотношение числа атомов различных элементов представлено на рисунке 5.3.
Вещество Солнца сильно ионизовано: атомы, потерявшие электроны своих внешних оболочек и ставшие ионами, вместе со свободными электронами образуют плазму. Средняя плотность солнечного вещества примерно 1400 кг/м . Она соизмерима с плотностью воды и в 1000 раз больше плотности воздуха у поверхности Земли.
Используя закон всемирного тяготения и газовые законы, можно рассчитать условия внутри Солнца, построить модель «спокойного» Солнца. Оно находится в равновесии, поскольку в каждом его слое действие сил тяготения, которые стремятся сжать Солнце, уравновешивается действием сил внутреннего давления газа. Действием гравитационных сил в недрах Солнца создается огромное давление. Сделаем приближенный расчет его величины для слоя, лежащего на расстоянии R/2 от центра Солнца. При этом будем считать, что плотность вещества внутри Солнца всюду равна средней.
Сила тяжести на этой глубине определяется массой вещества, заключенной в радиальном столбике, высота которого R/2, площадь S, а также ускорением свободного падения на поверхности сферы радиусом R/2. Масса вещества в этом столбике равна:
а ускорение на расстоянии R/2 (согласно закону всемирного тяготения) выражается так:
так какобъем этой сферы составляет 1/8 от объема всего Солнца. Подставив необходимые данные в формулу р = mg/S, получим, что давление равно примерно 6,6 • 10 13 Па, т. е. в 1 млрд раз превосходит нормальное атмосферное давление. Для вычисления температуры воспользуемся уравнением Клапейрона—Менделеева: pV = RT 
. Поскольку = ρ , Т = 
где R — универсальная газовая постоянная, а М — молярная масса водородной плазмы. Если считать, что в состав вещества входят в равном количестве протоны и электроны, то она примерно равна 0,5 • 10 -3 кг/моль. Тогда Т = 2,8 • 10 6 К. Более точные расчеты, проведенные с учетом изменения плотности с глубиной, дают результаты, лишь незначительно отличающиеся от полученных выше: p = 6,1 • 10 13 Па, Т = 3,4 • 10 6 К. Согласно современным данным, температура в центре Солнца достигает 15 млн К, давление 2 • 10 18 Па, а плотность вещества значительно превышает плотность твердых тел в земных условиях: 1,5 • 10 5 кг/м 3 , т.е. в 13 раз больше плотности свинца. Тем не менее применение газовых законов к веществу, находящемуся в этом состоянии, оправдано тем, что оно ионизовано. Размеры атомных ядер, потерявших свои электроны, примерно в 10 тыс. раз меньше размеров самого атома, а размеры самих частиц довольно малы по сравнению с расстояниями между ними. Это условие, которому должен удовлетворять идеальный газ, для смеси ядер и электронов, составляющих вещество внутри Солнца, выполняется несмотря на его высокую плотность.
При высокой температуре в центральной части Солнца протоны, которые преобладают в составе солнечной плазмы, имеют столь большие скорости, что могут преодолеть электростатические силы отталкивания и взаимодействовать между собой. В результате такого взаимодействия происходит термоядерная реакция: четыре протона образуют альфа-частицу (ядро гелия) (рис. 5.4).
В процессе реакции высвобождается определенная порция энергии. Кинетическая энергия, которую приобретают образующиеся в ходе реакции частицы, поддерживает высокую температуру плазмы и тем самым создаются условия для продолжения термоядерного синтеза. Энергия гамма-квантов обеспечивает излучение Солнца.
Из недр Солнца наружу этаэнергия передается двумя способами: излучением, т. е. самими квантами, и конвекцией, т. е. веществом. Выделение энергии и ее перенос определяют внутреннее строение Солнца:
ядро — центральная зона, где при высоком давлении и температуре происходят термоядерные реакции;
«лучистая» зона , где энергия передается наружу от слоя к слою в результате последовательного поглощения и излучения квантов;
наружнаяконвективная зона , где энергия от слоя к слою переносится самим веществом в результате перемешивания (конвекции).
Каждая из этих зон занимает примерно 1/3 солнечного радиуса (рис. 5.5).
Сразу за конвективной зоной начинается атмосфера, которая простирается далеко за пределы видимого диска Солнца. Ее нижний слой — фотосфера — воспринимается как поверхность Солнца. Верхние слои атмосферы непосредственно не видны и могут наблюдаться либо во время полных солнечных затмений, либо из космического пространства, либо при помощи специальных приборов с поверхности Земли.
21.3 Атмосфера Солнца
Фотосфера — самый нижний слой атмосферы Солнца, в котором температура довольно быстро убывает от 8000 до 4000 К. Следствием конвективного движения вещества в верхних слоях Солнца является своеобразный вид фотосферы — грануляция (рис. 5.6). Фотосфера как бы состоит из отдельных зерен — гранул, размеры которых составляют в среднем несколько сотен (до 1000) километров. Гранула — это поток горячего газа, поднимающийся вверх. В темных промежутках между гранулами находится более холодный газ, опускающийся вниз. Каждая гранула существует всего 5—10 мин, затем на ее месте появляется новая, которая отличается от прежней по форме и размерам. Общая наблюдаемая картина при этом не меняется. Вещество фотосферы нагревается за счет энергии, поступающей из недр Солнца, а излучение, которое уходит в межпланетное пространство, уносит энергию, поэтому наружные слои фотосферы охлаждаются.
В самых верхних слоях фотосферы плотность вещества составляет 10 -3 — 10 -4 кг/м 3 . Здесь в условиях минимальной для Солнца температуры оказывается возможным существование нейтральных атомов водорода и даже простейших молекул и радикалов Н2, ОН, СН.
Над фотосферой располагается хромосфера («сфера цвета»). Красновато-фиолетовое кольцо хромосферы можно видеть в те моменты, когда диск Солнца закрыт Луной во время полного солнечного затмения (рис. 5.7). В хромосфере вещество имеет температуру в 2—3 раза выше, чем в фотосфере. Здесь, как и внутри Солнца, оно представляет собой плазму, только меньшей плотности. Толщина хромосферы 10 — 15 тыс. км, а далее на миллионы километров (несколько радиусов Солнца) простирается солнечная корона.
Для короны, которую можно наблюдать во время полных солнечных затмений как жемчужно-серебристое сияние, характерна лучистая структура с множеством сложных деталей — дуг, шлемов и т. д. (рис. 5.7). Температура в короне повышается до 1—2 млн. К, а затем очень медленно снижается. Солнечная корона (рис. 5.8) явилась для астрофизики уникальной пр
иродной лабораторией, в которой удается наблюдать поведение вещества в условиях, недостижимых на Земле. Высокая температура короны обеспечивает полную ионизацию легких элементов, а у более тяжелых сохраняются электроны, находящиеся на самых глубоких электронных оболочках. Высокоионизованную плазму короны часто называют электронным газом, имея в виду, что число электронов, потерянных атомами, существенно превосходит число образовавшихся при этом положительных ионов.
Плотность веществапо мере удаления от Солнца постепенно уменьшается, но потоки плазмы из короны («солнечный ветер») растекаются по всей планетной системе. Скорость этих потоков в окрестностях Земли обычно составляет 400—500 км/с, но у некоторых может достигать 1000 км/с. Основными составляющими солнечного ветра являются протоны и электроны, значительно меньше альфа-частиц (ядер гелия) и других ионов. Наша планета фактически находится в солнечной короне, поэтому многие геофизические явления испытывают на себе влияние процессов, происходящих на Солнце, в особенности солнечной активности.
21.4 Солнечная активность
Как правило, в атмосфере Солнца наблюдаются многообразные проявления солнечной активности, характер протекания которых определяется поведением солнечной плазмы в магнитном поле — пятна, вспышки, протуберанцы и т. п. Наиболее известными из них являются солнечные пятна, открытые еще в начале XVII в. во время первых наблюдений при помощи телескопа. По изменению положения пятен на диске Солнца было обнаружено, что оно вращается. Наблюдения показали, что угловая скорость вращения Солнца убывает от экватора к полюсам, а время полного оборота вокруг оси возрастает с 25 суток (на экваторе) до 30 (вблизи полюсов).
Общее магнитное поле Солнца по форме линий магнитной индукции отчасти напоминает земное. Пятна появляются в тех сравнительно небольших областях фотосферы Солнца, где магнитное поле усиливается в несколько тысяч раз по сравнению с общим фоном, и его индукция может достигать 0,4—0,5 Тл. Усиление магнитного поля, которое охватывает также лежащие выше области хромосферы и короны, является характерным признаком активной области (центра активности).
Сначала пятна наблюдаются как маленькие темные участки диаметром 2000—3000 км. Большинство из них в течение суток пропадают, однако некоторые увеличиваются в десятки раз. Такие пятна могут образовывать большие группы и существовать, меняя форму и размеры, на протяжении нескольких месяцев, т. е. нескольких оборотов Солнца. У крупных пятен вокруг наиболее темной центральной части (ее называют тень) наблюдается менее темная полутень (рис. 5.9). В центре пятна температура вещества снижается примерно до 4000 К, поэтому в спектре пятен наблюдаются полосы поглощения некоторых двухатомных молекул, например СО, TiO, CH, CN. Понижение температуры в районе пятна связано с действием магнитного поля, которое нарушает нормальную конвекцию и препятствует притоку энергии снизу. Вместе с тем вблизи пятен, где магнитное поле слабее, конвективные движения усиливаются, и появляются хорошо заметные яркие образования — факелы.
Наиболее крупными по своим масштабам проявлениями солнечной активности являются наблюдаемые в солнечной короне протуберанцы — огромные по объему облака газа, масса которых может достигать миллиардов тонн. Некоторые из них («спокойные») напоминают по форме гигантские занавеси толщиной 3—5 тыс. км, высотой около 10 тыс. км и длиной до 100 тыс. км, подпираемые колоннами, по которым газ течет из короны вниз. Они медленно меняют свою форму и могут существовать в течение нескольких месяцев. Во многих случаях в протуберанцах наблюдается упорядоченное движение отдельных сгустков и струй по криволинейным траекториям, напоминающим по форме линии индукции магнитных полей (рис. 5.10). Порой отдельные части протуберанцев быстро устремляются вверх со скоростями порядка нескольких сотен километров в секунду и поднимаются на огромную высоту (до 1 млн км), что превышает радиус Солнца. Оказалось, что происходит это во время вспышек.
Самыми мощными проявлениями солнечной активности являются вспышки, в процессе которых за несколько минут иногда выделяется энергия до 10 Дж (такова энергия примерно миллиарда атомных бомб). Вспышки наблюдаются как внезапные усиления яркости отдельных участков Солнца в районе пятен. Продолжительность сильных вспышек в среднем может достигать трех часов, а слабые длятся всего несколько минут. По скорости выделения энергии вспышки подобны взрыву. Солнечная плазма в этой области может нагреваться до температуры порядка 10 млн К. Возрастает кинетическая энергия выбросов веществ, движущихся в короне и уходящих в межпланетное пространство со скоростями до 1000 км/с. Получают дополнительную энергию и значительно ускоряются потоки электронов, протонов и других заряженных частиц. Усиливается оптическое, рентгеновское, гамма- и радиоизлучение. Детальная теория сложного комплекса явлений, наблюдаемых во время вспышек, пока еще не разработана, но, по современным представлениям, они связаны с возникновением и происходящим затем быстрым выделением избытка энергии в магнитных полях активных областей.
Потоки плазмы, образующиеся во время вспышки, через сутки — двое достигают окрестностей Земли. Магнитосфера нашей планеты отклоняет и задерживает эти потоки, так что только незначительная их часть попадает в земную атмосферу. Однако даже этого достаточно, чтобы вызывать магнитные бури, полярные сияния и другие геофизические явления. Например, при сильных вспышках практически прекращается слышимость радиопередач на коротких волнах по всему освещенному полушарию нашей планеты.
Число пятен и протуберанцев, частота и мощность вспышек на Солнце меняются с определенной, хотя и не очень строгой периодичностью— в среднем этот период составляет примерно 11,2 года (рис. 5.11). Отмечается определенная связь процессов жизнедеятельности растений и животных, состояния здоровья людей и погодноклиматических аномалий с уровнем солнечной активности, однако механизм воздействия этих процессов на земные явления еще не вполне ясен.
1. Из каких химических элементом состоит Солнце и каково их соотношение?
2. Какой источник энергии излучения Солнца? Какие изменения с его веществом происходят при этом?
3. Какой слой Солнца является основным источником видимого излучения?
4. Каково внутреннее строение Солнца? Назовите основные слои его атмосферы.
5. В каких пределах изменяется температура на Солнце от его центра до фотосферы?
6. Какими способами осуществляется перенос энергии из недр Солнца наружу?
7. Чем объясняется наблюдаемая на Солнце грануляция?
8. Какие проявления солнечной активности наблюдаются в различных слоях атмосферы Солнца? С чем связана основная причина этих явлений?
9. Чем объясняется понижение температуры в области солнечных пятен?
10. Какие явления на Земле связаны с солнечной активностью?
1. Можно ли заметить невооруженным глазом (через темный фильтр) на Солнце пятно размером с Землю, если глаз различает объекты, видимые размеры которых 2—3′?
2. Какова вторая космическая скорость на уровне фотосферы Солнца?
3. Какая мощность излучения приходится в среднем на 1 кг солнечного вещества?
Источник