Электромагнитные лучи от солнца

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

Привет студент

Электромагнитное излучение солнца

Спектр электромагнитного излучения Солнца простирается от радиоволнового диапазона до рентгеновской области. Коротковолновая граница спектра обычно лежит при нескольких ангстремах (1А=10 -8 см; энергия кванта с длиной волны L=1 А равна 12,4 кэв) в условиях «спокойного» Солнца и может смещаться до нескольких сотен кэв во время вспышек.

Солнечная постоянная за границей земной атмосферы составляет 1,36 • 10 8 эрг/см 2 • сек, или 1,95 кал/см 2 *мин. Прямое измерение солнечной постоянной с учетом коротковолновой

части спектра было выполнено лишь в конце 1967 г. Точность ее определения составляет около 1,0%.

Распределение энергии в различных областях солнечного спектра приведено в табл. 2. Общий вид солнечного спектра за пределами земной атмосферы приведен на рис. 2

Земная атмосфера полностью поглощает солнечное излучение с длиной волны меньше 2900 А. От 3000 до 40 000 А атмосфера прозрачна (так называемое «оптическое окно»). Следующее окно прозрачности начинается при миллиметровых волнах и простирается примерно до 15 м (так называемое радиоокно) . Радиоизлучение заметно ослабляется

ионосферой при длинах волн, больших 15 м, и полностью «обрезается» при длине волны около 40 м.

Видимый свет. Большая часть видимого света испускается фотосферой в виде непрерывного спектра, на который накладываются фраунгоферовы линии поглощения. Возникающие глубоко внутри Солнца рентгеновские фотоны высокой энергии, проходя путь от глубоких слоев до солнечной атмосферы, в процессе многократного энергообмена путем излучения и поглощения в большом диаг пазоне частот порождают непрерывный спектр излучения. Энергия видимого света (LL 3800—7600 А) составляет около 20% энергии солнечного излучения.

Фотосферное вещество имеет высокий коэффициент поглощения излучения и практически на глубине 300—400 км становится непрозрачным.

На непрерывный спектр накладываются десятки тысяч фраунгоферовых линий поглощения, большинство из них образуется в верхних слоях фотосферы, а некоторые — в хромосфере. Линии поглощения заметно изменяют распределение энергии в спектре солнечного излучения. 13 элементов имеют каждый более 100 линий поглощения, из них 2 элемента (Ti, Cr) — более 1000, a Fe — более 3000 линий поглощения. Наблюдаемая размытость фраунгоферовых линий обусловлена, как правило, совместным действием допплер-эффекта и различных типов затухания. Наиболее сильные фраунгоферовы линии в видимой области приведены в табл. 3

Излучение в видимой области почти постоянно, в то время как в ультрафиолетовой и радиообласти оно меняется с периодом —11 лет, а также испытывает колебания, связанные с развитием активных областей.

Земная атмосфера, непрозрачная к значительной части излучения, производит дополнительное искажение солнечного света в виде экстинкции (общее ослабление спектра, усиливающееся к фиолетовому концу) и в виде теллурических линий и молекулярных полос поглощения, плотность которых тоже возрастает к фиолетовому концу, а в красной области они даже преобладают над солнечными линиями поглощения.

Коротковолновое излучение Солнца. Излучение с длиной волны короче 3000 А, что соответствует энергии квантов больше 4 эв, принято называть коротковолновым. По сравнению с корпускулярными ионизирующими излучениями солнечных вспышек энергия квантов коротковолнового излучения невелика. Однако поток энергии коротковолнового излучения Солнца в тысячи раз превышает зарегистрированные в космосе максимальные потоки энергии других ионизирующих излучений. Из-за малой глубины проникновения коротковолновое излучение может существенно изменять поверхностные свойства различных конструктивных материалов. Таким образом, при моделировании условий космоса в лабораториях необходимо детальное знание потоков энергий в различных участках спектра коротковолнового излучения Солнца.

Основной вклад в коротковолновое излучение Солнца вплоть до 1600—1500 А дает фотосфера; интенсивность этого излучения практически не меняется во времени. В области спектра короче 1500 А основной вклад в излучение дают хромосфера и корона, а при длинах волн менее 300 А — корона Солнца. Излучение с длиной волны короче 1300 А и в особенности короче 100 А сильно изменяется в зависимости от уровня активности Солнца.

Известны вариации потока излучения Солнца на протяжении 11-летнего цикла его активности, а также 27-дневные вариации, вызванные видимым перемещением активных областей по диску при вращении Солнца, Наибольшие возрастания потока излучения, особенно вблизи коротковолновой границы спектра, наблюдаются, однако, при кратковременных рентгеновских всплесках, часто сопровождающих хромосферные вспышки. Длительность всплесков в зависимости от класса составляет обычно от нескольких минут до часов. Длительность всплесков существенно зависит также от длины волны рентгеновского излучения. Например, в участке спектра короче 10 А наблюдаются всплески, продолжающиеся десятки минут, сравнимые по длительности с хромосферными вспышками. В то же время в области короче 1А длительность обычно не превышает нескольких

минут. Развитие характерной рентгеновской вспышки во времени приведено на рис. 3.

В табл. 4 приведены данные об абсолютных значениях потока излучения в области спектра короче 3000 А при отсутствии вспышек (спокойное Солнце) вблизи фазы минимума 11-летнего цикла активности.

При переходе от минимума к максимуму 11-летнего цикла солнечной активности суммарный поток излучения с длиной волны короче 1300 А возрастает в 2—3 раза. На протяжении 27-дневного периода этот поток может изменяться в 1,5—2 раза. Поток в наиболее интенсивной линии водорода L_а 1215,7 А изменяется от 3 до 6 эрг/см 2* сек. Кратковременные изменения интенсивности излучения в области короче 1300 А, по-видимому, незначительны.

В области спектра короче 100 А за время 11-летнего солнечного цикла поток излучения варьирует от 0,1 до 1 эрг/см 2* сек и может изменяться в 3—5 раз в течение нескольких часов или дней. Однако в области спектра короче 10 А эта величина возрастает от минимума к максимуму солнечного цикла на два порядка и может изменяться в десятки раз в течение 27-дневного цикла. Во время солнечных вспышек интенсивность излучения с длиной волны -2 эрг/см 2 -сек. Поток в области короче 5 А для спокойного Солнца, вероятно, достигает 10″ в эрг/см 2 -сек и может возрастать во время вспышек почти на три порядка.

В области спектра короче 1А поток во время вспышек может достигать 10

На рис. 4 и 5 изображено распределение энергии в коротковолновом

спектре Солнца. Рис. 5 относится к спокойному Солнцу вблизи фазы минимума 11-летне-го цикла активности. На рисунке отмечены наиболее интенсивные эмиссионные линии, причем их ординаты численно равны потоку энергии в линии (эрг/см 2 • сек). Близкие линии совмещены, ордината в этом случае соответствует суммарному потоку.

Следует иметь в виду, что в настоящее время экспериментальный материал о коротковолновом солнечном излучении все еще ограничен.

Приведенные в табл. 4 данные получены в разное время различными методами.

Часть измерений выполнена на ракетах, и результаты измерений экстраполированы за пределы земной атмосферы. Таким образом, приведенные данные надо рассматривать как приближенные, в дальнейшем они будут уточняться.

Радиоизлучение Солнца. Радиоизлучение Солнца может наблюдаться на поверхности Земли лишь в «радиоокне» на длинах волн от L—8 мм до L—15 м. Коротковолновая граница определяется поглощением молекул Н₂0 и 0₂, а длинноволновая — значением критической частоты ионосферы.

Солнце является переменной радиозвездой. Радиоволны излучаются солнечной атмосферой, в основном хромосферой и короной, т. е.

плазмой с температурой 10 4 —10 7 О К и электронной концентрацией 10 7 —10 4 см» 3 .

Солнце испускает три типа радиоизлучения.

1) Постоянный континуум спокойного Солнца (фон), наблюдаемый по всему спектру.

2) Медленно меняющуюся компоненту, лучше всего наблюдаемую на волнах от 3 до 60 см, связанную с пятнами и флоккулами.

3) Спорадическое радиоизлучение — шумовые бури, всплески пяти типов, микроволновые всплески и дециметровый континуум. Источники связаны с центрами активности, а некоторые типы всплесков непосредственно коррелируют со вспышками.

В равновесной высокотемпературной плазме спокойного Солнца излучение электронов является тепловым и некогереятным. Нетепловое излучение возникает при отклонении распределения скоростей от максвелловского и связано с активными образованиями на Солнце. Для теплового излучения можно пренебречь влиянием общего магнитного поля Солнца. Спорадическое нетепловое радиоизлучение связано с теми областями солнечной атмосферы, где существуют сильные локальные магнитные цоля, поэтому оно поляризовано и наблюдается в виде обыкновенной и необыкновенной компонент.

Электроны генерируют в основном три типа солнечного радиоизлучения: тормозное, магнитно-тормозное (для релятивистских электронов называемое синхротронным, а для нерелятивистских — циклотронным) и черен-ковское, дающие разные вклады в различные типы солнечного радиоизлучения.

Для теплового и нетеплового радиоизлучений часто используют понятие эффективной или яркостной температуры T_ээф(L), но она не всегда идентична температуре источника, а является скорее мерой интенсивности радиоизлучения, так как наблюдаемое излучение может содержать вклады различных слоев солнечной атмосферы.

Местоположение источников теплового излучения различно для разных длин волн. Хромосфера и корона, прозрачные для видимого света и коротких радиоволн, становятся непрозрачными для тех длин волн, которые они излучают сами, поэтому излучение, наблюдаемое в разных интервалах длин волн, приходит от разных уровней Солнца. Радиус «радиосолнца», близкий к радиусу R_Q оптического диска на миллиметровых волнах, увеличивается по мере возрастания L и в метровом диапазоне составляет

Радиоизлучение «спокойного» Солнца (фон или B-компонента) наблюдается во всем диапазоне волн от миллиметровых до метровых. Оно определяется во время наименьшей солнечной активности. Частотный спектр, характеризуемый T_эфф(L), меняется от 6 • 10 3 °К для миллиметровых волн до

10 6 °К в метровом диапазоне; T_эфф(L) —немонотонная функция, она имеет максимум при L=4 мм, минимум на L

6 мм и затем сильно возрастает к метровым волнам. Вопрос об 11-летних вариациях B-компоненты пока не ясен. В-компо-нента имеет тепловой характер, не поляризована, в стационарной атмосфере Солнца представляет собой в основном тормозное излучение электронов с малым вкладом черен-ковского. Миллиметровые волны генерируются в нижней хромосфере; с ростом L высота области генерации увеличивается и метровые волны идут от короны. По типу излучения В-компонента является континуумом, т. е. имеет стационарный характер и широкий спектр частот, что свидетельствует о некогерентном механизме генерации.

Спорадическое радиоизлучение Солнца связано с солнечной активностью, неоднородно по составу и наиболее интенсивно и разнообразно проявляется в метровом диапазоне. Для классификации лучше положить в основу динамический спектр радиоизлучения (зависимость частоты от времени), что облегчит поиски механизмов генерации.

С солнечной активностью связаны: медленно меняющаяся компонента (S-компонента), шумовые бури и всплески I типа, всплески II, III, IV и V типов, микроволновые всплески и дециметровый континуум.

Если медленно меняющаяся компонента, связанная с центрами активности, генерируется при стационарном режиме на Солнце и является тепловым излучением, то все остальные виды спорадического радиоизлучения возникают во время «активной» фазы развития центров активности и носят нетепловой характер.

Медленно меняющаяся компонента, являющаяся по типу континуумом, наблюдается в виде плавного повышения величины принимаемого сигнала над уровнем «спокойного» Солнца в течение десятков дней не более чем втрое в диапазоне длин волн 3 2 —10 3 раз и более превышать среднее спокойное значение. Континуум обычно возникает постепенно и наблюдается в течение нескольких часов и дней, а многочисленные кратковременные всплески I типа имеют длительность от доли секунды до минуты.

Излучение шумовых бурь и всплесков

I типа сильно поляризовано, не дает дрейфа по частоте и является нетепловым. Механизм генерации пока точно неизвестен; возможно, это некогерентный магнитно-тормозной механизм. Есть предположение, что области генерации шумовых бурь служат как бы резервуаром, удерживающим энергичные частицы благодаря «ловушке», образованной биполярными магнитными полями пятен. Появление всплесков I типа на фоне шумовой бури можно, по-видимому, объяснить дополнительным ускорением быстрых электронов в какой-то ограниченной области короны.

Другим возможным источником могут быть также плазменные волны, время затухания которых сравнимо с временем жизни всплесков I типа.

Всплески II типа (медленно дрейфующие по частоте) — мощные всплески радиоизлучения в метровом и декаметровом диапазонах длительностью от нескольких минут до десятков минут. Сначала всплески II типа возникают на высоких частотах —200 Мгц, затем перемещаются в низкие; большинство их затухает на частоте F=25 Мгц (L=12 м). Скорость дрейфа по частоте составляет доли Мгц/сек. Интенсивность в 100—1000 раз больше фона. Это одно из наиболее редких явлений в радиоизлучении Солнца: даже в период максимальной активности в среднем наблюдается один всплеск за 50—100 час. Всплески II типа обычно возникают во время крупных вспышек балла 2 и 3. Запаздывание всплеска II типа относительно максимума оптической вспышки в среднем 7 мин. Ширина полосы частот всплеска в каждый момент составляет

0,3F где F — частота максимальной интенсивности. Поляризация мала.

Наиболее выдающаяся особенность всплесков II типа — появление второй гармоники (в 75—80% случаев), причем структура всплесков на основном тоне и на второй гармонике одинакова. Появляются они одновременно и на большой высоте в короне, но вторая гармоника генерируется, по-видимому, глубже в короне, чем основной тон.

Частотный дрейф в сторону низких частот, видимый на динамическом спектре всплесков

II типа, можно объяснить согласно «плазменной» гипотезе движением агента из области вспышки через корону. «Плазменная» гипотеза связывает частоту радиоизлучения с собственной частотой колебаний плазмы. По мере удаления от фотосферы концентрация электронов убывает, и, следовательно, частотный дрейф всплеска II типа будет направлен в сторону низких частот. Агентом, вызывающим всплески этого типа, являются ударные волны в плазме с «вмороженным» магнитным полем, возникающие во взрывной фазе вспышки и движущиеся со скоростью

10 3 км/сек. Всплески генерируются в процессе прохождения через корону.

Связь всплесков II типа с выбросом материи из области вспышки и с солнечными гео-активными потоками подтверждается появлением геомагнитных возмущений через 1—

2 дня после сильных всплесков II типа и совпадением скорости движения сгустка со скоростями этих потоков. Было найдено, что индексы А_р и К_р возрастают через 1,5—2,2 суток после всплесков II типа. Но только в 45% случаев после них начинаются магнитные бури и полярные сияния.

Всплески III типа (быстро дрейфующие) наблюдаются в метровом диапазоне. Подобно всплескам II типа, это нетепловое излучение, возникающее при трансформации в электромагнитные волны плазменных волн в системе корпускулярный поток — корональная плазма. Соответствующий корпускулярный поток, выходящий из области вспышки, движется в короне со скоростью —10 5 км/сек.

Основное отличие всплесков III и II типов заключается в том, что первые быстро дрейфуют по частоте, а именно развиваются в —100 раз быстрее, чем всплески II типа, длительность всплесков III типа —3—15 сек. Скорость движения в короне агента, вызывающего всплеск III типа, на два порядка больше, чем для II типа. Кроме того, всплески III типа наблюдаются гораздо чаще: на 100 час. наблюдений приходится в среднем 300 всплесков III типа и меньше одного

II типа. Обычно начало всплеска III типа связано с началом оптической вспышки, а не с ее максимумом. Всплески III типа часто появляются группами. Значительная часть их сильно поляризована. Наблюдается тесная связь всплесков II и III типов: 60—80% всплесков II типа сопровождает всплески

III типа, среднее запаздывание 5,5 мин.

Разновидностью всплеска III типа является

U-всплеск, когда происходит обращение направления движения возбуждающего агента, а частотный дрейф сначала идет в сторону низких частот, а затем в сторону высоких. Появляется редко и обусловлен либо особой конфигурацией магнитного поля биполярных групп пятен, либо наличием локальных неоднородностей в короне.

Всплески IV типа являются излучением типа континуума, покрывающего очень широкую полосу частот (иногда больше 8 октав). Длительность — от минут до нескольких часов, интенсивность постепенно уменьшается. Наибольшая интенсивность — в метровом диапазоне (L>1,2 м). Наблюдается постепенный дрейф по частоте в сторону низких частот.

Всплески IV типа часто (

Читайте также: Во имя солнца dark souls

70%) следуют за всплесками II типа, они связаны с сильными вспышками и достигают максимума через 10—30 мин. после взрывной фазы оптической вспышки.

От континуума шумовых бурь, с которыми они обычно вместе не наблюдаются, эти всплески отличаются более устойчивым характером, меньшей продолжительностью, более широким диапазоном частот (в сторону высоких), тесной связью со всплесками

II типа, механизмом генерации и перемещением области генерации в короне на расстоянии более

Структура всплесков IV типа очень сложная, их подразделяют на несколько подтипов, но стандартная классификация еще отсутствует. Динамический спектр имеет часто три максимума: в метровом (тип IV m), дециметровом (тип IV dm) и сантиметровом (тип IV m) диапазонах. В метровом диапазоне различаются еще два подтипа, отличающиеся состоянием движения источника: стационарный и движущийся.

С другой стороны, было показано, что существует два класса всплесков IV типа, связанных с хромосферными либо с корональными вспышками.

Высокая корреляция всплесков II и IV типов и перемещение их областей генерации примерно с одинаковой скоростью говорят о том, что, по-видимому, оба явления вызываются одним агентом, движущимся в короне из области вспышки со скоростью 10 3 км/сек, например, ударной волной в плазме. Если для всплесков II типа определяющим является скорость движения ударной волны, то всплески IV типа образуются синхротронным излучением релятивистских электронов внутри плазменного сгустка и связаны с его магнитным полем. Возможно, что ускорение электронов до необходимых энергий происходит непосредственно внутри сгустка еще на стадии существования всплеска II типа. Поляризация радиоволн подтверждает гипотезу о синхротронном механизме генерации.

Всплески IV типа имеют узкую направленность; чем дальше от центра солнечного диска наблюдаются вспышки, тем реже регистрируются радиовсплески IV типа. Они хорошо коррелируют с различными явлениями: геомагнитными бурями с внезапным началом, появлением солнечных космических лучей, полярными блекаутами. Вероятность появления магнитной бури возрастает, если всплеск

IV типа следует за всплеском II типа. Время наступления полярных блекаутов определяется геометрией магнитных полей в солнечной атмосфере и межпланетном пространстве: при благоприятных условиях наступает спустя

40 мин. после всплеска IV типа, но иногда может наступать и одновременно с магнитной бурей, т. е. через 1—2 дня.

Всплески V типа — широкодиапазонное излучение в метровом диапазоне типа континуума, полоса частот — от нескольких десятков до сотни Мгц. Наблюдается лишь на частотах 2 м), максимум интенсивности обычно на L>3 м. Время жизни всплеска

0,5—3,0 мин. Частотного дрейфа не обнаружено. Скорость перемещения источника

3*10 3 км/сек. Отличается от IV типа тесной связью go всплесками III типа, примерно на два порядка меньшей интенсивностью, а также направленным излучением.

Область генерации находится в верхней короне. Поскольку всплески V типа следуют за всплесками III типа, возбуждаемыми потоками быстрых частиц, по-видимому, электронов, движущихся со скоростью

10 5 км/сек, не исключено, что эти частицы, попадая в высокие слои короны, служат там источником всплесков V типа, возможно, при синхротрон-ном излучении электронов, захваченных между точками отражения дугообразного магнитного поля. Обнаружена тесная корреляция между событиями III, V типов, сантиметровыми всплесками и вспышками..

Микроволновое излучение — излучение типа континуума главным образом в сантиметровом диапазоне. Оно менее разнообразно, чем излучение в метровом диапазоне, и менее изучено. Делится на три вида в зависимости от формы, продолжительности и размера области генерации:

тип А — нарастание и спад быстрые, время жизни 1—5 мин., область генерации мала (диаметр — 1’—1′,6), излучение поляризовано;

тип В — быстрое нарастание и медленный спад, время жизни от нескольких минут до нескольких часов, область генерации велика (>2′,5—3′,0);

тип С — нарастание и спад постепенные, время жизни от нескольких десятков минут до нескольких часов, область генерации мала (0′,8).

Эти три типа могут существовать отдельно или накладываться друг на друга. Наиболее мощные всплески бывают типа А или В и сопровождаются излучением в дециметровом континууме.

Источники излучения локализованы в тех районах диска Солнца, откуда исходит медленно меняющаяся компонента. По типу излучение может быть нетепловым для сильных всплесков и тепловым для более слабых. Предполагаемые механизмы генерации: тип А — магнитно-тормозное излучение энергичных электронов, появляющихся во вспышке, в локальных магнитных полях центра активности; типы В и С — совместное действие магнитно-тормозного и тормозного механизмов в короне над частью центров активности.

Мощные микроволновые всплески тесно связаны со вспышками рентгеновского излучения Солнца, с которыми, в свою очередь, связаны геофизические явления, наблюдаемые практически одновременно с событиями на Солнце (внезапные ионосферные возмущения, полярные блекауты). Полярные блекау-ты обнаруживают с микроволновыми всплесками даже более тесную связь, чем со всплесками IV типа; практически все они следуют за микроволновым всплеском.

Была установлена прямая зависимость потока протонов, регистрируемых после вспышек, от интенсивности микроволновых всплесков в диапазоне длин волн L=3/10 см, хотя временами эта зависимость маскируется условиями распространения протонов в межпланетном пространстве.

Общая картина спорадического радиоизлучения может быть представлена, по-видимому, такой схемой: центры активности (флоккулы, группы пятен) стимулируют образование в нижней короне областей повышенной плотности плазмы, служащих источником медленно меняющейся (S) компоненты, которая обнаруживается главным образом в сантиметровом диапазоне. В более высоких слоях короны, куда проникают сильные магнитные поля пятен, генерируются в метровом диапазоне шумовые бури с постепенным началом и всплески I типа. Во время вспышек вблизи активных групп пятен возникают шумовые бури с резким началом и усиливаются уже существующие источники шумовых бурь.

Во время вспышки, по-видимому, ускоряются потоки заряженных частиц, при перемещении которых в менее плотные слои короны со скоростью —10 5 км/сек генерируются в метровом диапазоне быстро дрейфующие по частоте всплески III типа. Выбросы

III типа сопровождаются рентгеновскими и

микроволновыми всплесками в сантиметровом диапазоне.

Крупная вспышка сопровождается интенсивным микроволновым всплеском, спектр которого распространяется в дециметровый диапазон, и одновременно в метровом диапазоне возникает всплеск III типа. После этого появляются медленно дрейфующие по частоте всплески II типа на метровых волнах, создаваемые, вероятно, ударными волнами, распространяющимися после вспышечного взрыва из области вспышки в корону со скоростью

10 3 км/сек. Вслед за этим или одновременно из области движущегося в короне сгустка исходит интенсивный континуум

IV типа. От величины поля в сгустке и его скорости зависит появление обоих типов излучения либо одного из них.

На рис. 6 показан идеализированный динамический спектр спорадического радиоизлучения.

Корпускулярное излучение Солнца

Корпускулярное излучение Солнца можно разделить на постоянное, непрерывное испускание корпускул — солнечный ветер и спорадические выбросы интенсивных потоков плазмы и заряженных частиц — корцускулярные потоки и солнечные космические лучи. Это деление в значительной степени условно, оно отражает в основном временную зависимость этих излучений, подчеркивая тот факт, что солнечный ветер существует постоянно, его скорость и плотность никогда не опускаются ниже некоторых минимальных значений, равных на орбите Земли 250 км/сек и 0,5 частиц/см 3 соответственно. Спорадически наблюдаемые усиленные потоки солнечной плазмы, т. е. усиленные потоки солнечного ветра, принято выделять в отдельное понятие — солнечные корпускулярные потоки. Это понятие было введено в науку еще до открытия солнечного ветра для объяснения различных геофизических явлений, сопровождающих некоторые явления на Солнце. Солнечные корпускулярные потоки могут иметь скорости до 1600 км/сек при плотности частиц до 100 см -3 .

Эти интенсивные потоки после их возникновения движутся через спокойные, медленные участки солнечного ветра, нарушая стационарную структуру межпланетного пространства, что приводит к возникновению различного вида возмущений, описанных ниже. Солнечный ветер и солнечные корпускулярные потоки — важнейшие компоненты солнечной корпускулярной радиации, определяющие условия в межпланетном пространстве. Подробное описание солнечного ветра и солнечных корпускулярных потоков будет проведено в разделе, посвященном описанию характеристик межпланетного пространства.

Здесь отметим только, что за счет солнечной корпускулярной радиации Солнце теряет в среднем около миллиона тонн в секунду, что составляет 10 -22 массы Солнца в секунду. Эти цифры предполагают сферически-симметричный солнечный ветер. Основанием для такого предположения служат экспериментальные факты, полученные Бирманом при наблюдении кометных хвостов I типа.

В настоящее время, впрочем, имеются и другие данные, свидетельствующие об отсутствии сферически-симметричного солнечного ветра.

Другой вид корпускулярного излучения Солнца — солнечные космические лучи представляет собой заряженные частицы значительных энергий (от 30—50 кэв/нуклон до нескольких Гэв/нуклон). Результаты исследований последних лет приводят к выводу, что каждая яркая хромосферная вспышка на Солнце с большой вероятностью генерирует солнечные космические лучи.

Солнечные космические лучи являются хорошим инструментом для исследования межпланетного пространства, они позволяют как бы просвечивать солнечную систему и выявлять различные ее особенности. Мощные потоки солнечных космических лучей, возникающие при обширных и ярких (тип ЗВ, 4В) солнечных вспышках, представляют серьезную радиационную опасность при полетах в межпланетном пространстве.

Скачать реферат: У вас нет доступа к скачиванию файлов с нашего сервера. КАК ТУТ СКАЧИВАТЬ

Источник