Электромагнитное излучение солнца это
Электромагнитное излучение Солнца перекрывает большой диапазон длин волн: от нескольких километров до милиметров (радиоизлучение),
оптическое излучение, ультрафиолетовое (UV),
тепловое рентгеновское излучение (SXR) с энергией фотонов 100 МэВ (в крупных вспышках)) (1 МэВ = 0,001нм 100МэВ = 0,00002нм).
Электромагнитное излучение существует и в спокойных условиях, а во время вспышечной активности увеличивается многократно.
Радиоизлучение Солнца
Радиоизлучение Солнца в сантиметровом — декаметровом диапазоне наблюдается как в спокойное, так и в возмущенное время. BR> Частоты всплесков радиоизлучения вспышек соответствующие дециметровому и декаметровому и километровому диапазонам могут возникать лишь высоко в короне или в солнечном ветре, микроволновые и миллиметровые всплески возникают в нижней короне. Радиоизлучение, ассоциированное с вспышками на Солнце, создается при возникновении турбулентности и нетепловых движений высокотемпературной плазмы, а также при движении энергичных электронов в магнитных полях. Вспышечное радиоизлучение очень разнообразно, имеет всплески различной длительности и амплитуды со сложным частотным спектром. Вызделяется на следующие типы радиоизлучений:
Тип I Шумовая буря, состоящая из большого числа коротких узкополосных всплесков в метровом диапазоне (300 — 50 Мгц). ( см. подробнее ниже)
Тип II . Узкополосное излучение, которое начинается в метровом диапазоне (300 Мгц) и медленно, десятки минут, сдвигается в декаметровый диапазон (10 Мгц). Длительность всплесков II типа порядка 2-10 мин, иногда до 20-30 мин. Эти всплески появляются только после мощных хромосферных вспышек и ассоциируются с распространением ударной волны в короне и солнечном ветре. Обычно считают, что эти всплески генерированы потоками электронов, ускоренных на фронте ударной волны.
Тип III . Узкополосные всплески, быстро, за секунды, проскакивают от дециметрового в декаметровый диапазон (500 — 0.5 Мгц). Они часто наблюдаются в виде серий и приурочены к процессам в активных областях на Солнце.
Cоздаются узконаправленным потоком (пучком) электронов, движущихся в короне. Частота всплеска уменьшается по мере движения пучка в область меньшей корональной плотности. Радиовсплески III типа тесно связаны с выходом электронов на открытые силовые линии и убеганием их в межпланетное пространство. Иногда наблюдают всплески U- и J- типов, названных так за форму их изображений на динамических спектрах. В этих случаях пучки электронов, генерирующие всплески, движутся вдоль магнитной вспышечной петли.
Тип IV . Гладкий континуум широкополосных всплесков в метровом диапазоне (300-30 Мгц), начинающихся через 10-20 минут после максимума некоторых сильных вспышек и продолжающихся иногда несколько часов.
Полагают, что длительные всплески возникают, если осуществляется захват быстрых электронов в стабильные магнитные ловушки, которые могут быть либо неподвижными, либо перемещаться с небольшой скоростью, При этом считается, что механизм излучения всплесков IV типа синхротронный, т.е. предполагают захват электронов с энергией не менее нескольких сот кэВ.
Тип V .Всплеск V типа часто возникает вместе с всплесками III типа, немного запаздывая по отношении к ним. Длительность всплесков V типа достигает минут, в то время как длительность всплесков III типа (в том же интервале частот) — всего нескольких секунд, а иногда и долей секунд.
Всплеск V типа объясняется захватом части ускоренного пучка электронов в арку магнитного поля и удержанием в магнитной ловушке.
Шумовой бурей называют повышенное (фон) флуктуирующее (всплески) радиоизлучение продолжительностью от нескольких часов до двух недель.
Радиоволны выходят с уровня, где частота волны становится меньше ленгмюровской. Поэтому в короне, где формируется корпускулярный поток, генерируются излучение метрового диапазона волн.
Чаще всего на этих волнах наблюдаются шумовые бури – повышенное сильно флуктуирующее радиоизлучение.
Яркостная температура в миллиарды градусов свидетельствует о нетепловом происхождении шумовых бурь. Следовательно, они являются индикаторам либо непрерывного ускорения заряженных частиц, либо постоянного существоваания ударных волн.
По мнению Ю.Ф.Юровского, общепринятая гипотеза образования ШБ из кратковременных всплесков I типа противоречит наблюдениям. Полученные им факты свидетельствуют в пользу гипотезы образования всплескового компонента шумовых бурь в результате рассеяния излучения точечного источника квазипостоянного уровня на неоднородностях короны. (см. подробнее PDF-презентацию Ю.Ф. Юровского на конференции КРАО 2007г.)
Микроволновое излучение.Микроволновое (Rμ-излучение) на частотах > 109 Гц обычно продолжается столько времени, сколько длится вспышка в жестком рентгеновском излучении, и хорошо с ним коррелирует. Возможные механизмы излучения этих всплесков: 1) излучение нагретого до высоких температур газа в области вспышки; 2) излучение быстрых электронов, движущихся в магнитных полях; 3) возбуждение излучения при взаимодействии электронов с плазменной турбулентностью, развившейся во вспышечной арке.
Мягкое рентгеновское излучение ( X-ray) Солнца разделяется на классы по пиковой мощности излучения Р , измеряемой на Земле в диапазоне 1 — 8 Ангстрем :
Класс В Р меньше 10.0E-06 Вт/М2
Класс C . 10.0E-06 — 10.0E-05 Вт/М2
Класс M . 10.0E-05 — 10.0E-04 Вт/М2
Класс X . P больше 10.0E-04 Вт/М2
Жесткое рентгеновское и гамма излучение
Энергичные электроны c энергиями >30 кэВ появляются во вспышках в результате ускорения. Взаимодействуя с окружающим веществом, они теряют свою энергию, возбуждая при этом тормозным рентгеновское излучение. Дойдя до хромосферы, где n = 10 11 — 10 12 см -3 , электроны быстро за время
0.1-2 с. теряют всю свою энергию; при этом энергия излучённых квантов лежит в широком интервалеб от энергии электронов и ниже.Поведение рентгеновского излучения отражает временные и энергетические характеристики ускорительного механизма. Зависимость от времени интенсивности жесткого рентгеновского излучения (кривые светимости) в интервале энергий 20-1000 кэВ имеет сложную структуру. Длительность рентгеновских всплесков меняется от нескольких секунд до десятков минут.
Частицы ускоряются цугами импульсов. Длительность цуга составляет 1-4с. Внутри каждого цуга можно видеть цепочку отдельных коротких импульсов, длящихся десятки микросекунд.
Высота места ускорения частиц, определённая по совокупности экспериментальных фактов, может быть (6 — 10)*10 9 см над уровнем фотосферы в импульсных событиях и достигать значений (3 — 6)*10 10 см — в длительных вспышках.
Форма энергетического спектра рентгеновского всплеска — распределение числа фотонов от их энергии связана с энергетическим спектром электронов. Обычно форму спектра во всплесках аппроксимируют степенным законом dJ/dEx = Eх -V в интервале энергий 20-300 кэВ. Показатели спектров лежат в интервале значений V от 5 (мягкие спектры) до 2,5 (жесткие спектры). Для событий с большой амплитудой наиболее вероятное значение V= 3,8.
Гамма излучение Протоны (ионы) с энергиями >10-30 МэВб альфа-частицы и тяжелые ядра взаимодействуют с веществом солнечной атмосферы, теряют свою энергию, возбуждая излучение в узких гамма линиях возникает вследствие ядерных реакций. Область энергии фотонов этих гамма линий лежит в интервале энергий 0.15- 17 МэВ.
Наиболее интенсивные линии возникают при переходе из возбужденных состояний ядер 12 С и имеют энергию 4,438 МэВ и ядер l6 О с энергией 6,129 МэВ. Наиболее эффективны для возбуждения этих линий протоны с энергией Ер=10 — 30 МэВ. Время жизни возбужденных состояний t=10-12с или меньше, поэтому линии излучаются немедленно без видимого запаздывания и носят название прямых линий.
К настоящему времени было идентифицировано 17 таких относительно узких линий. см. подробнее в обзоре Р.Т. Сотниковой Солнце в рентгеновских лучах
Более подробную информацию по данному вопросу можно найти в разделах СиЗиФа
ОБЗОРЫ и СТАТЬИ, а также на страницах учебника.
Специально вопросам солнечной активности посвящен богато иллюстрированный раздел проекта Э.В. Кононовича ЖИЗНЬ ЗЕМЛИ В АТМОСФЕРЕ СОЛНЦА
Также смотри родственные разделы справочника:
Источник
Электромагнитное излучение солнца это
Электромагнитное излучение Солнца
Электромагнитное излучение подвергается строгому отбору в земной атмосфере. Она прозрачна только для видимого света и ближних ультрафиолетового и инфракрасного излучений, а также для радиоволн в сравнительно узком диапазоне (от сантиметровых до метровых). Все остальное излучение либо отражается, либо поглощается атмосферой, нагревая и ионизуя ее верхние слои.
Поглощение рентгеновских и жестких ультрафиолетовых лучей начинается на высотах 300 — 350 километров; на этих же высотах отражаются наиболее длинные радиоволны, приходящие из космоса. При сильных всплесках солнечного рентгеновского излучения от хромосферных вспышек рентгеновские кванты проникают до высот 80 — 100 километров, ионизуют атмосферу и вызывают нарушение связи на коротких волнах.
Рис.1 Солнце в рентгеновском диапазоне.
Мягкое (длинноволновое) ультрафиолетовое излучение способно проникать еще глубже, оно поглощается на высоте 30 — 35 километров. Здесь ультрафиолетовые кванты разбиваются на атомы
(диссоциируют) молекулы кислорода (О2) с последующим образование озона (Оз). Тем самым создается не прозрачный для ультрафиолета «озонный экран», предохраняющий жизнь на Земле для гибельных лучей. Не поглотившаяся часть наиболее длинноволнового ультрафиолетового излучения доходит до земной поверхности. Именно эти лучи и вызывают у людей загар и даже ожоги кожи при длительном пребывании на солнце.
Излучение в видимом диапазоне поглощается слабо. Однако оно рассеивается атмосферой даже в отсутствие облаков, и часть его возвращается в межпланетное пространство. Облака, состоящие из капелек воды и твердых частиц, значительно усиливают отражение солнечного излучения. В результате до поверхности планеты доходит в среднем около половины падающего на границу земной атмосферы света.
Рис.2 Поглощение электромагнитного излучения атмосферой Земли.
Количество солнечной энергии, приходящейся на поверхность площадью 1 м2, развернутую перпендикулярно солнечным лучам на границе земной атмосферы, называется солнечной постоянной. Измерять ее с Земли очень трудно, и потому значения, найденные для начала космических исследований были весьма приблизительными. Небольшие колебания (если они реально существовали) заведомо «тонули» в неточности измерений. Лишь выполнение специальной космической программы по определению солнечной постоянной позволило найти ее надежное значение. По последним данным, оно составляет 1370 Вт/м2 с точностью до 0,5%. Колебании, превышающих 0,2% за время измерений не выявлено.
На Земле излучение поглощается сушей и океаном. Нагретая Земля поверхность в свою очередь излучает в длинноволновой инфракрасной области. Для такого излучения азот и кислород атмосферы прозрачны. Зато оно жадно поглощается водяным паром и углекислым газом. Благодаря этим малым составляющим воздушная оболочка удерживает тепло. В этом и заключается парниковый эффект атмосферы. Между приходом солнечной энергии на Землю и ее потерями на планете, в общем, существует равновесие: сколько поступает, столько и расходуется. В противном случае температура земной поверхности вместе с атмосферой либо постоянно повышалась бы, либо падала.
Солнечный ветер
В конце 50-х годов XX века американский астрофизик Юджин Паркер пришел к выводу, что, поскольку газ в солнечной короне имеет высокую температуру, которая сохраняется с удалением от Солнца, он должен непрерывно расширяться, заполняя Солнечную систему. Результаты, полученные с помощью советских и американских космических аппаратов, подтвердили правильность теории Паркера.
В межпланетном пространстве действительно мчится направленный от Солнца поток вещества, получивший название солнечный ветер. Он представляет собой продолжение расширяющейся солнечной короны; составляет его в основном ядра атомов водорода (протоны) и гелия (альфа-частицы), а также электроны. Частицы солнечного ветра летят со скоростями, составляющие несколько сот километров в секунду, удаляясь от Солнца на многие десятки астрономических единиц — туда, где межпланетная среда Солнечной системы переходит в разреженный межзвездный газ. А вместе с ветром в межпланетное пространство переносятся и солнечные магнитные поля.
Солнце является источником постоянного потока частиц. Нейтрино, электроны, протоны, альфа-частицы, а также более тяжелые атомные ядра все вместе составляют корпускулярное излучение Солнца. Значительная часть этого излучения представляет собой более или менее непрерывное истечение плазмы, так называемый солнечный ветер, являющийся продолжением внешних слоев солнечной атмосферы – солнечной короны. Вблизи Земли его скорость составляет обычно 400–500 км/с. Поток заряженных частиц выбрасывается из Солнца через корональные дыры – области в атмосфере Солнца с открытым в межпланетное пространство магнитным полем.
Общее магнитное поле Солнца по форме линий магнитной индукции немного напоминает земную. Но силовые линии земного поля близ экватора замкнуты и не пропускают направленные к Земле заряженные частицы. Силовые линии солнечного поля, напротив, в экваториальной области разомкнуты и вытягиваются в межпланетное пространство, искривляясь подобно спиралям. Объяснятся это тем, что силовые линии остаются связанными с Солнцем, которое вращается вокруг своей оси. Солнечный ветер вместе с «вмороженным» в него магнитным полем формирует газовые хвосты комет, направляя их в стороны от Солнца. Встречая на своем пути Землю, солнечный ветер сильно деформирует ее магнитосферу, в результате чего наша планета обладает длинным магнитным «хвостом», также направленным от Солнца. Магнитное поле Земли чутко отзывается на обдувающие ее потоки солнечного вещества.
Рис.3 Радиационные пояса (Ван Аллена) и магнитосфера Земли.
Бомбардировка энергичными частицами.
Помимо непрерывно «дующего» солнечного ветра наше светило служит источником энергических заряженных частиц (в основном протонов, ядер атомов гелия и электронов) с энергией 10 6 -1011 электронвольт (эВ). Их называют солнечными космическими лучами. Расстояние от Солнца до Земли -150 миллионов километров — наиболее энергичные из этих частиц покрывают всего за 10 — 15 минут. Основным источником солнечных космических лучей являются хромосферные вспышки.
По современным представлениям вспышка — это внезапное выделение энергии, накопленной в магнитном поле активной зоны. На определенной высоте над поверхностью Солнца возникает область. где магнитное поле на небольшом протяжении резко меняется по величине и направлению. В какой-то момент силовые линии поля внезапно «пересоединяются», конфигурация его резко меняется, что сопровождается ускорением заряженных частиц до высокой энергии, нагревом вещества и появлением жесткого электромагнитного излучения. При этом происходит выброс частиц высокой энергии Е межпланетное пространство и наблюдается мощное излучение в радиодиапазоне.
Хотя «принцип действия» вспышки ученые, по-видимому, поняли правильно, детальной теории вспышек пока нет.
Вспышки — самые мощные взрывоподобные процессы, наблюдаемые на Солнце, точнее в его хромосфере. Они могут продолжаться всего несколько минут, но за это время выделяется энергия. которая иногда достигает 10 25 джоулей. Примерно такое же количество тепла проходит от Солнца на всю поверхность нашей планеты за целый год.
Потоки жесткого рентгеновского излучения и солнечных космических лучей, рождающиеся при вспышках, оказывают сильное влияние на физические процессы в верхней атмосфере Земли и околоземном пространстве. Если не принять специальных мер, могут выйти из строя сложные космические приборы и солнечные батареи. Появляется даже серьезная опасность облучения космонавтов, находящихся на орбите. Поэтому в разных странах проводятся работы по научному предсказанию солнечных вспышек на основании измерения солнечных магнитных полей.
Как и рентгеновские излучение, солнечные космические лучи не доходят до поверхности Земли, но могут ионизовать верхние слои ее атмосферы, что сказывается на устойчивости радиосвязи между отдаленными пунктами. Но действие частиц этим не ограничивается. Быстрые частицы вызывают сильные токи в земной атмосфере, приводят в возмущению магнитного поля нашей планеты и даже влияют на циркуляцию воздуха в атмосфере.
Наиболее ярким и впечатляющим проявлением бомбардировки атмосферы солнечными частицами является полярное сияние. Это свечение в верхних слоях атмосферы, имеющее либо размытые (диффузные) формы, либо вид корон или занавесей, состоящих из многочисленных отдельных лучей. Сияние обычно бывают красного или зеленого цвета: именно так светятся основные составляющие атмосферы — кислород и азот — при облучении их энергичными частицами. Зрелище бесшумно возникающих красных и зеленых полос и лучей, беззвучная игра цветов, медленная или почти мгновенное угасание колеблющихся «занавесей» оставляют незабываемое впечатление. Подобные явления лучше всего видны вдоль овала полярных сияний, расположенного между 10° и 20° широты от магнитных полюсов. В период максимумов солнечной активности Северного полушария овал смещается к югу, и сияние можно наблюдать в более низких широтах.
Рис 4.Полярное сияние с борта корабля «Space Shttle»
Заряженные частицы, скользя вдоль силовых магнитных линий могут проникать в атмосферу Земли. Сталкиваясь с атомами атмосферы они вызывают особое свечение, называемое полярным сиянием.
Частота и интенсивность полярных сияний достаточно четко следуют солнечному циклу: в максимуме солнечной активности редкий день обходится без сияний, а в минимуме они могут отсутствовать месяцами. Наличие или отсутствие полярных сияний, таким образом, служит неплохим показателем активности Солнца. И это позволяет проследить солнечные циклы в прошлом, за пределами того исторического периода, когда проводились систематические наблюдения солнечных пятен. Полярные сияния видны из космоса.
Циклы Солнечной активности
Число пятен на Солнце не является постоянным, оно меняется как день ото дня, так и в течение более длительных промежутков времени. Немецкий астроном-любитель Генрих Швабе, который 17 лет вел систематические наблюдения солнечных пятен, заметил: их количество убывает от максимума к минимуму, а затем увеличивается до максимального значения за период около 10 лет. При этом в максимуме на солнечном диске можно наблюдать 100 и более пятен, тогда как в минимуме — всего несколько, а иногда в течении целых недель не наблюдается ни одного. Сообщение о своем открытии Швабе опубликовал в 1843 году.
Швейцарский астроном Рудольф Вольф уточнил, что средний период изменения числа пятен составляет не 10, а 11 лет. Он же предложил для количественной оценки активности Солнца использовать условную величину, называемую с тех пор числом Вольфа. Оно определяется как сумма общего числа пятен на Солнце (f)и удесятеренного числа групп пятен(g, причем одно изолированное пятно тоже считается группой.
Цикл солнечной активности называют 11-летним во всех учебниках и популярных книгах по астрономии. Однако Солнце любит поступать по-своему. Так, за последние 50 лет промежуток между максимумами составлял в среднем 10,4 года. Вообще же за время регулярных наблюдений за Солнцем указанный период менялся от 7 до 17 лет. И это еще не все. Проанализировав наблюдения пятен с начала телескопических исследований, английский астроном Уолтер Маундер в 1893 году пришел к выводу, что с 1645 по 1715 годы на Солнце вообще не было пятен! Это заключение подтвердилось в более поздних работах; мало того, выяснилось, что подобные «отпуска» Солнце брало и в более далеком прошлом. Кстати, именно на «маундеровский минимум» пришелся период самых холодных зим в Европе за последнее тысячелетие.
Но и на этом сюрпризы солнечных циклов не кончаются. Ведущее пятно в группе (первое по направлению движения Солнца) обычно имеет одну полярность (например, северную), а замыкающее — противоположную (южную), и это правило выполняется для всех групп пятен в одном полушарии Солнца. В другом полушарии картина обратная: ведущие пятна в группах будут иметь южную полярность, а замыкающие — северную. Но, оказывается, при появлении пятен нового поколения (следующего цикла) полярность ведущих пятен меняется на противоположную! Лишь в цикле через один ведущие пятна обретают прежнюю полярность. Так что «истинный» солнечный цикл с возвращением прежней магнитной полярности ведущих пятен в действительности охватывает не 11, а 22 года (в среднем, конечно).
Источник