Лабораторная работа 2 ИЗУЧЕНИЕ СПЕКТРА СОЛНЦА ВВЕДЕНИЕ
1 Лабораторная работа 2 ИЗУЧЕНИЕ СПЕКТРА СОЛНЦА Цель работы: идентифицировать на регистрограмме солнечного спектра спектральные линии водорода, сделать вывод о химическом составе Солнца; по ширине спектральных линий определить температуру поглощающего газа хромосферы; по максимуму интенсивности спектра Солнца на основании закона Вина определить температуру излучающего газа фотосферы. ВВЕДЕНИЕ Спектрометрические данные являются основным источником информации о космических объектах. Изучение спектров излучения и поглощения дает информацию о химическом составе источника, механизме излучения, температуре и другую информацию. Спектром называют зависимость интенсивности излучения от длины волны, представленную графически. Первоначально спектры получали на фотопластинках (рис. 1). С развитием технологии приема электромагнитных волн появилась возможность получать регистрограммы спектров (рис. 2). Рисунок 1 Фотографический вид спектров сверху вниз излучения натрия, излучения водорода, излучения гелия, поглощения Солнца.
2 Рисунок 2 Регистрограмма спектра поглощения. Если тело излучает как абсолютно черное (то есть оно полностью поглощает все виды падающего на него излучения), то выполняются законы теплового излучения. Закон Вина. Максимум интенсивности приходится на длину волны где коэффициент b T, (1) hc 4,965 k 3 b 2,9 10 м К. (2) Данная зависимость применяется для оценки температуры далеких источников. Так определенная температура называется цветовой, для серых тел совпадает с истинной. Серое тело поглощает излучение не полностью, интенсивность поглощения зависит от температуры, но не зависит от частоты. Рисунок 3 Зависимость максимума интенсивности излучения абсолютно черного тела от его температуры (по оси абсцисс отложена частота волн).
3 Закон Стефана Больцмана. Мощность излучения с единицы поверхности черного тела пропорциональна четвертой степени абсолютной температуры 4 T, (3) 8 где 5,67 10 Вт/(м 2 К 4 ). Применяется для оценки температуры черного тела при известной светимости (так называемая эффективная или радиационная температура, всегда ниже истинной). Солнце излучает как абсолютно черное тело, поэтому по максимуму интенсивности можно было бы определить температуру излучающего слоя, если бы свет не испытывал поглощения как в атмосфере самого Солнца, так и в атмосфере Земли. Поэтому реальное распределение интенсивности света по длинам волн сильно отличается от такового для черного тела. Таким образом определить температуру по закону Вина или Стефана Больцмана проблематично. Рисунок 4 Интенсивность падающего на Землю солнечного излучения Н в зависимости от длины волны. Заштрихованные области соответствуют участкам спектра, ненаблюдаемым на уровне моря из-за их поглощения указанными компонентами атмосферы. 1 солнечное излучение за границей атмосферы, 2 солнечное излучение на уровне моря, 3 излучение абсолютно черного тела при 5900 К. (Справочник по геофизике и космическому пространству. Под ред. С.Л.Валлея и МакГроу-Хилла, Нью- Йорк, 1965).
4 Современный взгляд на строение Солнца таков. Энергия вырабатывается в ядре при протекании термоядерных реакций. Через зону лучистого переноса энергия проходит в виде электромагнитного излучения. К фотосфере энергия приходит путем конвекции (грануляция фотосферы). В фотосфере вырабатывается видимый свет. В хромосфере формируется линейчатый спектр поглощения. Таким образом, изучая поглощение света, мы изучаем хромосферу тонкую (до км), почти невидимую часть атмосферы, граничащую с фотосферой снизу и с короной сверху. В хромосфере идет увеличение температуры газа с высотой. Среднюю температуру фотосферы можно определить по ширине линий поглощения водорода и гелия основных ее компонентов. Рисунок 5 Строение Солнца В лабораторных условиях водород дает достаточно тонкие линии излучения и поглошения, так как его температура и скорость его молекул достаточно низкая. Но при высокой температуре проявляется эффект Доплера изменение длины волны света, ощущаемой движущимся приемником излучения. Если приемник излучения движется в сторону,
5 откуда приходит свет, то он будет принимать максимумы волн с большей частотой. В противном случае, когда приемник излучения движется в ту же сторону, что и свет, то он будет принимать максимумы волн с меньшей частотой. Энергия фотона определяется его частотой. Поэтому атом водорода, который может поглощать свет только строго определенными порциями, то есть, строго определенных частот, которые могут перевести электрон на одну из высоких орбиталей, при движении с большой скоростью может поглощать свет близких частот (а следовательно, и длин волн) в зависимости от того, поглощает он фотон, движущийся ему навстречу, или догоняющий его фотон. (1 ) (4) 0 c Рисунок 6 Эффект Доплера Таким образом, измеряя ширину спектральной линии поглощения, мы можем определить наименьшую и наибольшую скорость атома водорода, как приемника излучения. Наконец, температура газа зависит от средней кинетической энергии его молекул. 2 m 2 3 kt 2 Число атомов, имеющих конкретное значение проекции вектора скорости на луч зрения, подчиняется зависимости Максвелла (рисунок 7). Число атомов, имеющих наиболее вероятную величину проекции скорости (5)
6 на луч зрения, определяющуюся температурой среды это максимум на графике распределения атомов по скорости. На профиле спектральной линии расширение вследствие эффекта Доплера атомами, имеющими наиболее вероятную скорость, соответствует точка перегиба (интенсивность примерно 3000). Измерив длину волны λ на уровне перегиба профиля линии, а также измерив длину волны λ 0, соответствующую минимуму интенсивности в профиле спектральной линии, можно получить наиболее вероятную скорость υ атомов поглощающего газа по формуле Доплера (4). Рисунок 7 График распределения молекул газа по модулю скорости Для работы используется интернет-сайт Парижской обсерватории, содержащий инфокоммуникационную версию атласа солнечного спектра доступного по адресу Для выполнения работы необходим персональный компьютер с подключением к Интернет. Порядок выполнения работы Задача Создать электронную таблицу для расчета длин волн серии Бальмера для водорода, в которой по формуле Бальмера рассчитать длины волн линий водорода в оптической области спектра (примерно от 600 нм до 300 нм) n R H, n = 3, 4, 5, 6, (6) 2
7 где R H = ,3 м 1 постоянная Ридберга для водорода. 2. Загрузить страницу 3. В диалоговом окне Wavelength в строке Start Wavelength набрать Это нижняя граница области спектра Солнца в ангстремах (1Å = м). 3. В строке Wavelength range набрать 100. Это максимальная ширина области спектра в ангстремах. 4. Нажать Ok. В окне появится участок регистрограммы спектра Солнца в промежутке длин волн от 650 нм до 660 нм. Линию поглощения в атмосфере Солнца с высокой температурой можно отличить от линий поглощения в земной атмосфере (при низкой температуре) по значительной ширине. 5. Подвести курсор мыши к самой глубокой точке широкого провала регистрограммы и нажать левую кнопку. После этого в верхней части окна появится длина волны. 6. Сравнить полученный результат с данными электронной таблицы с результатами расчетов по формуле Бальмера (6). 7. Путем изменения нижней границы окна регистрограммы найти другие широкие линии поглощения. Сделать вывод о составе поглощающего свет газа. Задача На втором листе электронной таблицы создать таблицу для расчета температуры поглощающего газа. Таблица 1 Рекомендуемый вид таблицы для расчета температуры поглощающего газа линии в видимом свете H α H β H γ H δ Длина волны на выбранном уровне
8 Длина волны в минимуме интенсивности 6562, , , ,683 Скорость по формуле Доплера Масса атома Н, кг 1,67E-27 1,67E-27 1,67E-27 1,67E-27 Температура, К 2. Для определения температуры по профилю первой линии рекомендуется нижнюю границу участка регистрограммы установить 6550, а ширину 40 или 20, чтобы отчетливее был виден перегиб. Рисунок 8 Область перегиба (переход от выпуклой формы к вогнутой) 3. С помощью мыши определить длину волны в точке перегиба слева или справа. 4. Также поступить с другими линиями поглощения водорода в оптической области спектра. Занести результаты в таблицу и получить значения температуры, по среднему значению оценить температуру хромосферы.
9 Задача 3. По профилю регистрограммы солнечного спектра, представленной на рисунке 9, найти длину волны максимума интенсивности и по закону Вина вычислить температуру излучающего газа в модели абсолютно черного тела. Рисунок 9 Спектр Солнца, полученный вне земной атмосферы с ИСЗ ЛИТЕРАТУРА 1. Засов А. В., Постнов К. А. Общая астрофизика. Фрязино, Кононович Э. В., Мороз В. И. Общий курс астрономии. М., Куликовский П. Г. Справочник любителя астрономии. М., Климишин И. А. Астрономия наших дней. М., Справочник по геофизике и космическому пространству. Под ред. С.Л.Валлея и МакГроу-Хилла Нью-Йорк, 1965
10 КОНТРОЛЬНЫЕ ВОПРОСЫ 1. Что такое спектр? 2. Перечислите виды спектров. 3. Что называют абсолютно черным телом? 4. Объясните распределение интенсивности излучения по длинам волн в спектре Солнца. 5. Каким образом можно определить температуру нагретого тела? 6. Объясните различие механизмов возникновения широких и узких линий поглощения в спектре Солнца. 7. Почему по ширине линий поглощения можно определять температуру поглощающей среды? 8. Охарактеризуйте физическую природу, строение и состав Солнца.
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 Lа 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 Tээф(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 RQ 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 Tэфф(L), меняется от 6 • 10 3 °К для миллиметровых волн до
10 6 °К в метровом диапазоне; Tэфф(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 Ар и Кр 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 (
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