Поверхностное исследование характеристик Солнца

Размещено на http://www.allbest.ru/

37

Курсовая

“Поверхностное исследование характеристик Солнца”



Содержание

Введение

1. Солнце - общие сведения

1.1 Судьба Солнца

1.2 Параметры Солнца

1.3 Строение Солнца

1.4 Активные образования в солнечной атмосфере

1.5 Наблюдение Солнца

2. Солнечный цикл

2. 1 Число Вольфа

2.2 Список циклов солнечной активности

2. 3 24-й цикл солнечной активности

2.4 Солнечная активность в 2012-2013 годах

2.5 Самая мощная вспышка на Солнце 2013 года

Заключение

Список использованных источников



Введение

«Там огненны валы стремятся

И не находят берегов,

Там вихри пламенны крутятся,

Борющись множество веков;

Там камни как вода кипят,

Горящи там дожди шумят».

Эти строки принадлежат русскому ученому-энциклопедисту Михаилу Ломоносову. Высказанные в оде «Рассуждения по случаю полярного сияния» в 1743 году мнения о Солнце, очень близкие к современным научным представлениям.

Солнце - ближайшая к Земле звезда, все другие находятся от нас неизмеримо дальше. Например, ближайшая к нам звезда Проксима из системы Центавра в 2500 раз дальше Солнца. Для Земли Солнце мощный источник космической энергии. Оно дает свет и тепло, необходимые для растительного и животного мира, и формирует важнейшие свойства атмосферы Земли. В целом Солнце определяет экологию планеты. Без него - не было бы и воздуха, необходимого для жизни: он превратился бы в жидкий азотный океан вокруг замерших вод и обледеневшей суши. Для нас, землян, важнейшая особенность Солнца в том, что около него возникла наша планета и на ней появилась жизнь.

С самых ранних времён человечество отмечало важную роль Солнца -- яркого диска на небе, несущего свет и тепло. Во многих доисторических и античных культурах Солнце почиталось как божество. Культ Солнца занимал важное место в религиях цивилизаций Египта, инков, ацтеков. Многие древние памятники связаны с Солнцем: например, мегалиты точно отмечают положение летнего солнцестояния (одни из крупнейших мегалитов такого рода находятся в Набта-Плайя (Египет) и в Стоунхендже (Англия)), пирамиды в Чичен-Ице (Мексика) построены таким образом, чтобы тень от Земли скользила по пирамиде в дни весеннего и осеннего равноденствий, и т. д. Древнегреческие астрономы, наблюдая видимое годовое движение Солнца вдоль эклиптики, считали Солнце одной из семи планет (от др.-греч. блуждающая звезда). В некоторых языках Солнцу, наравне с планетами, посвящён день недели.

В данной работе мы рассмотрим понятия солнечной активности. Познакомимся с явлениями, происходящими в солнечной атмосфере: солнечные пятна, протуберанцы. Изучим цикличность Солнца, представим данные о циклах в виде таблицы. Рассмотрим 24-й цикл солнечной активности.

Таким образом, объектом исследования является понятие солнечной активности.

Предметом исследования являются явления на Солнце и индексы, определяющую солнечную активность.

Цель исследования заключается в подготовке теоретического материала для более глубокого изучения темы: «Солнечная активность».

звезда атмосфера газ солнечная активность



1. Солнце - общие сведения

Солнце - центральное тело Солнечной системы - представляет собою горячий газовый шар. Оно в 750 раз превосходит по массе все остальные тела Солнечной системы вместе взятые. Именно поэтому всё в Солнечной системе можно приближенно считать вращающимся вокруг Солнца. Землю Солнце "перевешивает" в 330 тысяч раз (см. рисунок 1). На солнечном диаметре можно было бы разместить цепочку из 109 таких планет, как наша. Солнце - ближайшая к Земле звезда, оно - единственная из звёзд, чей видимый диск различим невооруженным глазом. Все остальные звёзды, удалённые от нас на световые года, даже при рассмотрении в самые мощные телескопы, не открывают никаких подробностей своих поверхностей. Свет от Солнца до нас доходит за восемь с третью минут. По одной из гипотез, именно вместе с Солнцем образовалась наша планетная система, Земля, а затем и жизнь на ней.

Рисунок 1

Солнце несётся в направлении созвездия Геркулеса по орбите вокруг центра нашей Галактики, преодолевая ежесекундно больше 200 км. Солнце и центр Галактики разделяет бездна в 25 000 световых лет. Подобная же пропасть лежит между Солнцем и окраиной Галактики. Наша звезда расположилась вблизи галактической плоскости, недалеко от границы одного из спиральных рукавов. Поэтому, прогуливаясь в парке и неторопливо покрывая путь в 3 км за час, мы вертимся вместе с поверхностью нашей планеты вокруг земной оси со скоростью 23 км в минуту на широте Москвы, вертимся с Землей вокруг Солнца, ежесекундно оставляя позади 30 км, и, наконец, со скоростью 230 км в секунду бороздим просторы нашей Галактики и т.д.

1.1 Судьба Солнца

Как и все звёзды, Солнце родилось в сжавшейся газопылевой туманности. Когда столь грандиозная масса сжималась, она сама себя сильно разогрела внутренним давлением до температур, при которых в её центре смогли начаться термоядерные реакции. В центральной части температура на Солнце равна 15.000.000 К, а давление достигает сотни миллиардов атмосфер. Так зажглась новорожденная звезда (не путайте с новыми звёздами).

В основном, на три четверти, Солнце в начале своей жизни состояло из водорода. Именно водород в ходе термоядерных реакций превращается в гелий, при этом выделяется энергия, излучаемая Солнцем. Солнце принадлежит к типу звёзд, называемых жёлтыми карликами. Оно - звезда главной последовательности и относится к спектральному классу G2. Масса одинокой звезды однозначно определяет её судьбу. За время жизни (5 миллиардов лет), в центре нашего светила, где температура достаточно высока, сгорело около половины всего имеющегося там водорода. Где-то столько же, 5 миллиардов лет, Солнцу осталось жить.

После того, как в центре светила водород будет на исходе, Солнце увеличится в размерах, станет красным гигантом. Это сильнейшим образом скажется на Земле: повысится температура, океаны выкипят, жизнь станет невозможной. Наша звезда закончит свою жизнь как белый карлик, порадовав неведомых нам внеземных астрономов будущего новой планетной туманностью, форма которой может оказаться весьма причудливой благодаря влиянию планет.

1.2 Параметры Солнца

Таблица 1

Основные характеристики
Среднее расстояние от Земли	1,496·1011 м (8,31 световых минут)
Видимая звёздная величина (V)	? 26,74m
Абсолютная звёздная величина	4,83m
Спектральный класс	G2V
Параметры орбиты
Расстояние от центра Галактики	~ 2,5·1020 м (26 000 световых лет)
Расстояние от плоскости Галактики	~ 4,6·1017 м (48 световых лет)
Галактический период обращения	2,25?2,50·108 лет
Скорость	~ 2,2·105 м/с (на орбите вокруг центра Галактики) ~ 2·104 м/с (относительно соседних звёзд )
Физические характеристики
Средний диаметр	1,392·109 м (1 392 000 км) (~ 109 диаметров Земли)
Экваториальный радиус	6,955·108 м (695 500 км)
Длина окружности экватора	4,379·109 м
Сплюснутость	9·10?6
Площадь поверхности	6,088·1018 м2 (11 900 площадей Земли)
Объём	1,4122·1027 м3 (1 300 000 объёмов Земли)
Масса	1,9891·1030 кг (332 946 масс Земли)
Средняя плотность	1409 кг/м3
Ускорение на экваторе	274,0 м/с2 (27,94 g)
Вторая космическая скорость (для поверхности)	617,7 км/с (55 земных)
Эффективная температура поверхности	5788 K (5515 °C)
Температура короны	~ 1 500 000 K (~ 1 500 000 °C)
Температура ядра	~ 13 500 000 K (~ 13 500 000°C)
Светимость	3,846·1026 Вт ~ 3,75·1028 Лм
Характеристики вращения
Наклон плоскости вращения	7,25° (относительно плоскости эклиптики) 67,23° (относительно плоскости Галактики)
Прямое восхождение северного полюса	286,13° (19 ч 4 мин 30 с)
Склонение северного полюса	+ 63,87°
Сидерический период вращения внешних видимых слоёв (на широте 16°)	25,38 дней (25 дней 9 ч 7 мин 13 с)
(на экваторе)	25,05 дней
(у полюсов)	34,3 дней
Скорость вращения внешних видимых слоёв (на экваторе)	7284 км/ч
Состав фотосферы
Водород	73,46 %
Гелий	24,85 %
Кислород	0,77 %
Углерод	0,29 %
Железо	0,16 %
Сера	0,12 %
Неон	0,12 %
Азот	0,09 %
Кремний	0,07 %
Магний	0,05 %

1.3. Строение Солнца

Видимая поверхность Солнца называется фотосферой. Её толщина около 300 км. При сильном разрешении деталей, можно увидеть в телескоп, что фотосфера имеет гранулированную структуру. Вещество на Солнце постоянно перемещается, и в областях, занимаемыми гранулами, оно поднимается к поверхности, а в промежутках между ними - опускается. Дальше вглубь распространяется конвекционная зона - зона, в которой энергия за счёт конвекции переносится от центра к более высоким слоям. Здесь вещество как бы перемешивается. От центра Солнца к конвекционной зоне энергия переносится излучением. Однако каждый фотон затрачивает миллионы лет для того, чтобы пройти эту зону: свет многократно поглощается веществом и излучается вновь. В центре располагается плотное и горячее ядро, в котором и происходят ядерные реакции (см. рисунок 2).

Рисунок 2

Над фотосферой, во время солнечных затмений, можно увидеть солнечную атмосферу, состоящую из хромосферы, небольшого красноватого цвета слоя, прилегающего к видимой поверхности, и солнечной короны - разряженной и горячей (~1.000.000 К) внешней оболочки, простирающейся до пяти радиусов Солнца. Подобным образом устроены все звёзды главной последовательности.

Природа Солнца, да и звёзд вообще, до конца неясна. По причине большой зависимости всех землян от того, как ведёт себя наше светило, изучение Солнца является важной отраслью астрономии. Кроме того, это единственная звезда находящаяся у нас "под руками".

1.4 Активные образования в солнечной атмосфере

Временами в солнечной атмосфере возникают быстро меняющиеся активные образования, резко отличающиеся от окружающих невозмущенных областей, свойства и структура которых совсем или почти совсем не меняются со временем. В фотосфере, хромосфере и короне проявления солнечной активности весьма различны. Однако все они связаны общей причиной. Такой причиной является магнитное поле, всегда присутствующее в активных областях.

Факелы. В невозмущенных областях фотосферы имеется лишь общее магнитное поле Солнца, напряженность которого составляет около 1 эрстеда. В активных областях напряженность магнитного поля увеличивается в сотни и даже тысячи раз.

Небольшое усиление магнитного поля до десятков и сотен эрстед сопровождается появлением в фотосфере более яркой области, называемой факелом (см. рисунок 3). В общей сложности факелы могут занимать значительную долю всей видимой поверхности Солнца. Они отличаются характерной тонкой структурой и состоят из многочисленных прожилок, ярких точек и узелков -- факельных гранул.

Рисунок 3



Лучше всего факелы видны на краю солнечного диска (здесь. их контраст с фотосферой составляет около 10%), в то время как в центре они почти совсем не видны.

Это означает, что на некотором уровне в фотосфере факел горячее соседней невозмущенной области на 200-300°, а на какой-то другой глубине, наоборот, он несколько холоднее.

Возникновение факела связано с важным свойством магнитного поля -- препятствовать движению ионизованного вещества, происходящему поперек силовых линий.

Если магнитное поле обладает достаточно большой энергией, то оно “допускает” движение вещества только вдоль силовых линий. Слабое магнитное поле в области факела не может остановить сравнительно мощных конвективных движений.

Однако оно может придать им более правильный характер. Обычно каждый элемент конвекции, помимо общего подъема или опускания по вертикали, совершает небольшие беспорядочные движения в горизонтальной плоскости.

Эти движения, приводящие к возникновению трения между отдельными элементами конвекции, тормозятся магнитным полем, имеющимся в области факела, что облегчает конвекцию и позволяет горячим газам подняться на большую высоту и перенести больший поток энергии. Таким образом, появление факела связано с усилением конвекции, вызванным слабым магнитным полем.

Факелы -- относительно устойчивые образования.

Они без особых изменений могут существовать в течение нескольких недель и даже месяцев.

Пятна. В областях факелов с наибольшим усилением магнитного поля могут возникать солнечные пятна (см. рисунок 4).



Рисунок 4

Солнечное пятно появляется в виде крошечной поры, едва отличающейся от темных промежутков между гранулами. Через день пора развивается в круглое темное пятно с резкой границей, диаметр которого постепенно увеличивается вплоть до размеров в несколько десятков тысяч километров. Bсe явление сопровождается плавным увеличением напряженности магнитного поля, которое в центре крупных пятен достигает нескольких тысяч эрстед.

Иногда возникает несколько мелких пятен в пределах небольшой области, вытянутой параллельно экватору, -- группа пятен (см. рисунок 5). Отдельные пятна преимущественно появляются на западном и восточном краях области, где сильнее других развиваются дна пятна -- ведущее (западное) и хвостовое (восточное). Магнитные поля обоих главных пятен и примыкающих к ним мелких всегда обладают противоположной полярностью, почему такую группу пятен называют биполярной. Через 3-4 дня после появления больших пятен вокруг них возникает менее темная полутень, имеющая характерную радиальную структуру. С течением времени площадь, занимаемая группой пятен, постепенно возрастает, достигая наибольшей величины примерно на десятый день. После этого пятна начинают постепенно уменьшаться и исчезать, сначала наиболее мелкие из них, затем хвостовое (предварительно распавшись на несколько пятен), наконец, ведущее. В целом весь этот процесс длится около двух месяцев, однако многие группы солнечных пятен не успевают пройти всех описанных стадий и исчезают раньше.

Рисунок 5

Центральная часть пятна только кажется черной из-за большой яркости фотосферы. На самом деле, в центре пятна яркость меньше только раз в 10, а яркость полутени составляет примерно 3/4 от яркости фотосферы. На основании закона Стефана -- Больцмана это означает, что температура в пятне на 2-2,5 тысячи градусов меньше, чем в фотосфере.

Понижение температуры в пятне объясняется влиянием магнитного поля на конвекцию. Магнитное поле, особенно если оно сильное, тормозит движения вещества, происходящие поперек силовых линий. Поэтому в конвективной зоне под пятном ослабляется циркуляция газов, которая переносит из глубины наружу существенную часть энергии. В результате температура пятна оказывается меньше, чем в невозмущенной фотосфере.

Флоккулы. Хромосфера над пятнами и факелами увеличивает свою яркость (возмущенная хромосфера), причем контраст между возмущенной и невозмущенной хромосферой растет с высотой. Яркие пятна, заметные на этих спектрогелиограммах и совпадающие по своим очертаниям с положением фотосферных факелов, называются флоккулами.

Увеличение яркости флоккула по сравнению с окружающей невозмущенной хромосферой не дает оснований для определения его температуры, так как в разреженной и весьма прозрачной для непрерывного спектра хромосфере связь между температурой и излучением не подчиняется закону Планка.

Повышенную яркость флоккула в центральных частях сильных линий можно объяснить увеличением плотности вещества в хромосфере в 3-5 раз при почти неизменном значении температуры или лишь слабом ее увеличении.

Хромосферные вспышки. В хромосфере, чаще всего в небольшой области между развивающимися пятнами, особенно вблизи границы раздела полярности сильных магнитных полей, наблюдаются самые мощные и быстро развивающиеся проявления солнечной активности, называемые хромосферными вспышками (см. рисунок 6). В начале вспышки яркость одного из светлых узелков флоккула внезапно подрастает. Часто менее, чем за минуту сильное излучение распространяется вдоль длинного жгута или “заливает” целую область протяженностью в десятки тысяч километров. В видимой области спектра усиление свечения происходит главным образом в спектральных линиях водорода, ионизованного кальция и других металлов. Уровень непрерывного спектра также возрастает, иногда настолько сильно, что вспышка становится заметной в белом свете на фоне фотосферы. Одновременно с видимым излучением сильно возрастает интенсивность ультрафиолетовых и рентгеновских лучей, а также мощность солнечного радиоизлучения.

Рисунок 6

Во время вспышек наблюдаются самые коротковолновые (т.е. наиболее “жесткие” рентгеновские спектральные линии и даже в некоторых случаях гамма-лучи. Увеличение (всплеск) всех этих видов излучения происходит за несколько минут. После достижения максимума уровень излучения постепенно ослабевает в течение нескольких десятков минут.

Помимо увеличения яркости во время вспышек наблюдаются мощные движения газов, а также выбросы облаков плазмы в виде отдельных конденсаций и “брызг”.

Все перечисленные явления объясняются выделением большого количества энергии в результате неустойчивости плазмы, находящейся в области очень неоднородного магнитного поля. В результате сложного процесса взаимодействия магнитного ноля и плазмы значительная часть энергии магнитного поля переходит в тепло, нагревая газ до температуры в десятки миллионов градусов, а также идет на ускорение облаков плазмы и элементарных частиц.

Весь процесс имеет характер взрыва, сопровождающегося сильным сжатием вещества в некотором объеме хромосферы. Общее количество энергии, выделяющейся в виде оптического, ультрафиолетового, рентгеновского и радиоизлучения, а также идущей на ускорение плазмы и отдельных частиц достигает 10²⁸-10³² эрг.

Ускорение частиц (корпускул) -- электронов и протонов -- во вспышках происходит соответственно до энергий в десятки килоэлектронвольт и в несколько мегаэлектронвольт. Частицы с такими энергиями являются космическими лучами, хотя и во много раз менее энергичными, чем космические лучи, приходящие к нам из далеких областей Галактики и которые мы рассмотрим. Поэтому их называют “мягкими” космическими лучами. Помимо них во время вспышек образуются частицы, обладающие и меньшими скоростями. Образуемые ими облака и корпускулярные потоки распространяются со скоростями 500-1000 км/сек. Корпускулярное излучение вспышек объясняет особо мощное их рентгеновское и радиоизлучение, отличающееся от упоминавшегося выше теплового излучения очень горячего газа и называемое нетепловым. Во-первых, наблюдаемое через несколько минут после начала вспышки усиление рентгеновских лучей с длинами волн в несколько ангстремов возникает из-за торможения быстрых электронов космических лучей в магнитных полях активной области и в результате столкновений с частицами вещества хромосферы. Во-вторых, вскоре после вспышек наблюдается очень сильное (иногда в миллионы раз) увеличение мощности солнечного радиоизлучения на некоторой частоте, постепенно уменьшающейся со временем. Причиной этого всплеска радиоизлучения являются происходящие с теми же частотами колебания плазмы, вызванные прохождением через нее космических лучей. Частоты этих колебаний уменьшаются по мере проникновения потока корпускул, порожденных вспышкой, в более верхние слои хромосферы и короны.

Протуберанцы. Активными образованиями, наблюдаемыми в короне, являются протуберанцы -- более плотные и холодные облака, светящиеся примерно в тех же спектральных линиях, что и хромосфера. Они бывают весьма различных форм и размеров. Чаще всего это длинные, очень плоские образования, расположенные почти перпендикулярно к поверхности Солнца. Поэтому в проекции на солнечный диск (на спектрогелиограммах) протуберанцы выглядят в виде изогнутых волокон (см. рисунок 7). Протуберанцы -- наиболее грандиозные образования в солнечной атмосфере, их длина достигает сотен тысяч километров, хотя ширина не превышает 6000-10 000 км. Нижние их части сливаются с хромосферой, а верхние простираются на десятки тысяч километров в корону. Однако встречаются протуберанцы и значительно больших размеров.

Через протуберанцы постоянно происходит обмен вещества хромосферы и короны. Об этом свидетельствуют часто наблюдаемые движения как самих протуберанцев, так и отдельных их частей, происходящие со скоростями в десятки и сотни километров в секунду.

Возникновение, развитие и движение протуберанцев тесно связано с эволюцией групп солнечных пятен. На первых стадиях развития активной области пятен образуются короткоживущие и быстро меняющиеся протуберанцы вблизи пятен. На более поздних стадиях возникают устойчивые спокойные протуберанцы, существующие без заметных изменений в течение нескольких недель, и даже месяцев, после чего внезапно может наступить стадия активизации протуберанца, проявляющаяся в возникновении сильных движений, выбросов вещества в корону и появлении быстро движущихся эруптивных протуберанцев.

Активные области в короне. Внешний вид солнечной короны тесно связан с проявлением активности в более низких слоях атмосферы. Над пятнами наблюдаются характерные образования в виде изогнутых лучей, напоминающие кусты, а также уплотнения коронального вещества в виде округлых облаков -- корональные конденсации. Над факелами видны целые системы прямолинейных, слегка волнистых лучей. Протуберанцы обычно бывают окружены дугами и шлемами из уплотненного вещества короны. Все эти образования над пятнами, факелами и протуберанцами часто переходят в длинные лучи, простирающиеся на расстояния во много радиусов Солнца.

Понятие о центре солнечной активности. Все рассмотренные активные образования в солнечной атмосфере тесно связаны между собой. Возникновение факелов и флоккулов всегда предшествует появлению пятен. Вспышки возникают во время наиболее быстрого роста группы пятен или в результате происходящих в них сильных изменений. В это же время возникают протуберанцы, которые часто продолжают долгое время существовать после распада активной области. Совокупность всех проявлений солнечной активности, связанных с данным участком атмосферы и развивающихся в течение определенного времени, называется центром солнечной активности.

Структура короны также определяется расположением и движением в ней силовых линий магнитного поля, выходящих из центров активности и проникающих иногда на большие расстояния.

Движущееся магнитное поле увлекает с собой ионизованное вещество (плазму), которое и образует уплотнения, наблюдаемые в виде характерной структуры. Так, например, корональные лучи вызваны движением через корону корпускулярных потоков, в частности, образующихся во время вспышки.

1.5 Наблюдение Солнца

Размер Солнечного диска на небе - полтора градуса. Используя солнечный тёмный фильтр, можно видеть на его поверхности тёмные пятна. Они имеют температуру лишь на полторы тысячи градусов меньше, чем остальная поверхность, нагретая до 5.800 К. Наблюдая изо дня в день солнечные пятна, находящиеся на разных широтах Солнца, можно получить очевидное доказательство тому, что Солнце - газ. Пятна будут смещаться друг относительно друга. Более близкие к экватору пятна станут опережать пятна средних широт. Газовый шар вращается с разными скоростями на разных широтах: слои газа смещаются друг относительно друга, чему подтверждение - изменения в положении пятен. Период вращения Солнца вокруг своей оси на экваторе составляет около 25-ти суток, а у полюсов - около 35-ти. Подобные же свойства обнаруживают другие газовые тела Солнечной системы - планеты-гиганты.

По краям солнечный диск темнее. Это связано с тем, что по этим направлениям солнечным лучам приходится преодолевать больший слой атмосферы Солнца. По схожим причинам на закате и восходе на Земле мы и Луну, и Солнце более тёмными, красноватыми. Свет от этих небесных тел проделывает больший путь в Земной атмосфере.

Солнце очень активно. Во время затмений видны протуберанцы - выбросы вещества разного размера, а также вспышки. С помощью специального оборудования вспышки можно разглядеть иногда на фоне поверхности, они представляют собою мощные выбросы энергии и вещества. Температура вспышек выше средней температуры поверхности. Возникновение вспышек связано с неоднородностями (искажениями) магнитного поля. Вспышки порождают усиление корпускулярного (состоящего из частиц) потока от Солнца - солнечного ветра. Солнечный ветер на Земле вызывает магнитные бури и полярные сияния.

Итак, Солнце, как сказано выше, излучает во всех длинах волн. Учёные ведут за дневным светилом наблюдения во всём их диапазоне, так как солнечная активность очень сказывается на погодных условиях на Земле, если погоду понимать в широком смысле. Оно изучается с помощью специальных солнечных телескопов. Особенность их заключается в том, что в такие системы входят два зеркала. Одно из них поворачивается за Солнцем, следуя за его движением по небу, и отражает свет в зеркало неподвижное. Для изучения Солнца существуют несколько, в том числе и международных, программ. Для простейших же любительских наблюдений достаточно небольшого телескопа.

Смотреть на Солнце без сильно поглощающего свет фильтра нельзя. Вспомните, что с помощью трехсантиметровой лупы от солнечного света можно разжечь огонь, а телескоп собирает гораздо больше света. Надёжнее и безопаснее всего наблюдения производить на белом экране, устанавливаемом за окуляром телескопа.



2. Солнечный цикл

Это понятие относится к почти регулярным сериям наблюдаемых на Солнце изменений, которые сопровождают процесс наматывания и последующего освобождения магнитного поля. Эта интригующая картина поведения поля на Солнце впервые привлекла внимание астрономов при наблюдениях солнечных пятен. Наблюдения солнечных пятен, используемые для научных исследований, астрономы проводят в течение почти четырех последних столетий. Галилей проводил свои наблюдения в 1610-1611 гг., и с этого периода регистрация пятен то проводилась, то прекращалась, то возобновлялась вновь.

К 1843 г. Генрих Швабе собрал достаточно много данных для того, чтобы подтвердить долгое время существовавшее предположение о регулярных флуктуациях числа солнечных пятен. Швабе показал, что число пятен на диске меняется циклически, достигая максимума примерно через каждые одиннадцать лет.

Следующим, кто внес существенный вклад в исследование солнечных пятен, был Рудольф Вольф, швейцарский астроном, который в середине XIX столетия собрал все, какие только мог, данные о пятнах и привел их к удобному виду. Он установил, что средний период цикла равен 11,1 года (см. рисунок 8).

Рисунок 8 Изменения числа солнечных пятен (чисел Вольфа)

За достаточно длинный промежуток времени не только выявляют 11-летний цикл пятен, но и указывают на возможное присутствие цикла, с периодом около 80 лет, который был обнаружен в конце XIX века пулковским астрономом А.П. Ганским.

Для того чтобы придать смысл субъективному суждению о степени запятненности Солнца, определение числа солнечных пятен, данное Вольфом, используется до сих пор. Это число, определяющее меру солнечной запятненности, принимает во внимание как число групп солнечных пятен, так и число самих пятен, наблюдавшихся в данный день. Каждая группа принимается за десять единиц, а каждое пятно -- за единицу. Общий отсчет за день -- число солнечных пятен Вольфа; оно может быть и столь малым, как нуль, и столь большим, как 200.

На каком основании Вольф выбрал для группы значение, равное десяти? Он должен был что-то выбрать-- и в этом вся причина; хотя у его выбора нет физической основы, но схема разумна и позволяет за счет введения большего веса для групп пятен учитывать степень объединения пятен в группы.

Астрономы до сих пор пользуются системой Вольфа. И последнее, что следует упомянуть: существует система корректировки числа пятен, с помощью которой учитываются отличия в индивидуальных свойствах наблюдателей, различие в оборудовании и погодных условиях. Кривая среднемесячного числа солнечных пятен совершенно отчетливо показывает периодическое изменение числа солнечных пятен.

В годы минимума на Солнце долгое время может не быть ни одного пятна, а в максимуме их число обычно измеряется десятками. Последний максимум солнечной активности, с многими пятнами и факелами, наблюдался около 2000 г. В 1989-1990 гг. их было очень много, поскольку на этот период пришелся пик цикла солнечной активности. В середине 1990-х гг. солнечных пятен было относительно немного. В 2000-2001 г. плотность пятен снова была наибольшей.

Английский астроном Эдвард Маундер впервые построил в 1922 г. диаграмму, называемой «бабочками Маундера» (см. рисунок 9). Она показывает зависимость широты солнечных пятен от времени (в солнечном цикле). Характерная форма диаграммы «бабочек Маундера» свидетельствует, что пятна постепенно смещаются к экватору. Отдельное пятно не движется; изменяется лишь средняя широта, на которой появляются пятна.

Рисунок 9

«Бабочки Маундера». Цветом показано число пятен в процентном соотношении Сопоставление диаграммы «бабочек Маундера» с числами Вольфа. Для каждого месяца сумма черточек верхнего графика по вертикали
равна соответствующей высоте черточек нижнего графика (см. рисунок 10).

Рисунок 10

За последние 50 лет течение цикла несколько ускорилось (хотя и незначительно) и цикл уменьшился примерно до 10,5 лет. Усреднение за 200 лет дает период в 11,2 года. За последние 300 лет самый короткий период был равен 7 годам, самый длинный-- 17. Другими словами, поведение цикла регулярно лишь в среднем. Если посмотреть на изменение чисел солнечных пятен за три столетия, то можно заметить, что в подъеме и спаде максимумов, по-видимому, существует некоторая система. Возможно, это указывает на то, что существует другой цикл, равный примерно 80 годам, который модулирует одиннадцатилетний и о котором мы в действительности ничего не узнаем в течение ближайших нескольких сотен лет. Заметим также, что подъем до вершины максимума занимает меньше времени (примерно четыре года), чем спад, который обычно продолжается около шести лет. Хотя система счета Вольфа хорошо выдержала испытание временем, сегодня более разумно измерять солнечную активность количественными методами. Это именно то, чем занимаются в настоящее время обсерватории, которые ведут регулярные патрульные наблюдения за Солнцем, используя в качестве меры активности оценку площадей солнечных пятен в миллионных долях площади видимой солнечной полусферы.

Цикл активности солнечных пятен имеет прямое отношение к климату на Земле. У некоторых деревьев, например, толщина годовых колец тоже имеет 11-летний цикл. Между 1650-1715 гг. пятен на Солнце практически не было (минимум Маундера), солнечный цикл как будто совсем исчез (см. рисунок 11). Это соответствует периоду исключительно холодной погоды в Европе. Объяснения минимума Маундера -- одна из проблем современной астрофизики.

Рисунок 11 Ежегодное среднее число солнечных пятен за период 1610-2000 гг.



Чтобы проверить воздействие 11-летнего солнечного цикла на наш климат, на спутнике был установлен специальный прибор, который измерял количество энергии, произведенной Солнцем за период 1980-1989 гг (см. рисунок 12). Каждый раз, когда на Солнце появлялось большое пятно, количество энергии, излучаемое Солнцем, падало.

Рисунок 12

На этом графике представлены осредненные за месяц числа Вольфа W, соединенные тонкой линией. Черные точки -- среднегодовые значения. Черная линия -- прогноз. Фаза роста 3,5 г. Спада -- 6 лет. Между двумя максимумами 1,5 г.

В 1990-2003 гг. и в последующие годы, естественно, проводились новые серии наблюдений с космических орбитальных телескопов. Ученые надеются, что эти измерения позволят ответить на вопрос, оказывают ли изменения солнечной активности долгосрочное воздействие на Землю -- скажем, содействуют ли они глобальному потеплению на нашей планете.

Астрофизики строят новые современные модели солнечной активности, которые позволяют решить проблему циклической возобновляемости полоидального магнитного поля и дают возможность понять физическую причину «выключения» солнечного цикла -- минимума типа маундеровского. В 2009 году начался новый 24-ый цикл солнечной активности с момента начала наблюдений.

Эта современная версия диаграммы солнечных пятен "бабочка" за 135 лет наблюдений построена (и регулярно обновляется) солнечной группой Центра космических полетов им. Дж. Маршалла НАСА (Marshall Space Flight Center(MSFC) NASA).

Закон чередования магнитной полярности

Важнейшей особенностью цикла солнечной активности является закон изменения магнитной полярности пятен. В течение каждого 11-летнего цикла все ведущие пятна биполярных групп имеют некоторую одинаковую полярность в северном полушарии и противоположную в южном.

То же самое справедливо для хвостовых пятен, у которых полярность всегда противоположна полярности ведущего пятна. В следующем цикле полярность ведущих и хвостовых пятен меняется на противоположную. Одновременно с этим меняется полярность и общего магнитного поля Солнца, полюсы которого находятся вблизи полюсов вращения. Поэтому правильнее говорить не об 11-летнем, а о 22-летнем цикле солнечной активности (цикл Хейла, 1919) (см. рисунок 12).

Рисунок 13

Цикл солнечной активности по Бэбкоку

В современных моделях гелиомагнитного динамо общепринято считать, что тороидальное поле создается из полоидального дифференциальным вращением конвективной зоны Солнца. Одну из первых таких моделей предложил Гораций Бэбкок (1961) (см. рисунок 14).

В эпоху минимума магнитное поле Солнца близко к полю диполя: противоположные полярности сконцентрированы у полюсов (рис. а). Магнитные силовые линии, увлекаемые вращением внешних слоев, вытягиваются вдоль экватора и несколько раз обвиваются вокруг Солнца (б, в). Это усиливает поле (так называемый омега эффект).

Рисунок 14

Согласно гипотезе Бэбкока, биполярные группы солнечных пятен возникают при всплывании петель силовых линий магнитного поля (г) в областях наибольшего его усиления. В местах выхода силовых линий возникает пятно северной полярности, а в местах входа -- южной (д).

Дальнейший распад биполярных областей поля происходит так, что остаточные поля мигрируя к полюсам перемагничивают их на полярности, противоположные исходным, и процесс повторяется в следующем цикле, но со сменой последовательности знака магнитного поля на противоположный (е), что объясняет закон Хейла.

2.1 Число Вольфа

Перечисленные выше активные образования на Солнце- пятна, вспышки, протуберанцы подчиняются определенной цикличности. Наиболее общепринятым индексом, характерезующим пятенную активность Солнца, является число Вольфа. («международное число солнечных пятен», «относительное число солнечных пятен», «цюрихское число») -- названный в честь швейцарского астронома Рудольфа Вольфа числовой показатель количества пятен на Солнце. Является одним из самых распространённых показателей солнечной активности.

Число Вольфа для данного дня вычисляется по формуле

,

где

W -- число Вольфа;

f -- количество наблюдаемых пятен;

g -- количество наблюдаемых групп пятен;

k -- нормировочный коэффициент.

Нормировочные коэффициенты k выводятся для каждого наблюдателя и телескопа, что даёт возможность совместно использовать числа Вольфа, найденные разными наблюдателями. За международную систему приняты числа Вольфа, которые в 1849 году начала публиковать Цюрихская обсерватория, и для которых коэффициент k принят равным 1. В настоящее время сводка всех наблюдений солнечных пятен и определение среднемесячных и среднегодовых значений чисел Вольфа производится в Центре анализа данных по влиянию Солнца (Бельгия). Существуют также ряды чисел Вольфа, восстановленные по косвенным данным для эпохи, предшествующей 1849 году.

Швейцарским астрономом М. Вальдмайером получена следующая эмпирическая зависимость между среднегодовыми значениями значением числа Вольфа и суммарной площади солнечных пятен:

,



где F -- площадь пятен в миллионных долях полусферы. Однако имеется ряд указаний на изменение характера этой связи со временем.

2.2 Список циклов солнечной активности

Ниже приводится список 11-летних циклов солнечной активности, которые отсчитываются с 1755 года (см. рисунок 15).

Таблица 2

Цикл	Начало	Конец	Продолжительность (лет)	Максимум сглаженных среднемесячных чисел Вольфа (maximum monthly SSN)	Минимум сглаженных среднемесячных чисел Вольфа (minimum monthly SSN), конец цикла	Количество дней без пятен (конец цикла)
1-й цикл солнечной активности	март 1755	июнь 1766	11,3	86,5	11,2
2-й цикл солнечной активности	июнь 1766	июнь 1775	9,0	115,8	7,2
3-й цикл солнечной активности	июнь 1775	сентябрь 1784	9,3	158,5	9,5
4-й цикл солнечной активности	сентябрь 1784	май 1798	13,7	141,1	3,2
5-й цикл солнечной активности	май 1798	декабрь 1810	12,6	49,2	0,0
6-й цикл солнечной активности	декабрь 1810	май 1823	12,4	48,7	0,1
7-й цикл солнечной активности	май 1823	ноябрь 1833	10,5	71,5	7,3
8-й цикл солнечной активности	ноябрь 1833	июль 1843	9,8	146,9	10,6
9-й цикл солнечной активности	июль 1843	декабрь 1855	12,4	131,9	3,2	~654
10-й цикл солнечной активности	декабрь 1855	март 1867	11,3	97,3	5,2	~406
11-й цикл солнечной активности	март 1867	декабрь 1878	11,8	140,3	2,2	~1028
12-й цикл солнечной активности	декабрь 1878	март 1890	11,3	74,6	5,0	~736
13-й цикл солнечной активности	март 1890	февраль 1902	11,9	87,9 (январь 1894)	2,7	~938
14-й цикл солнечной активности	февраль 1902	август 1913	11,5	64,2 (февраль 1906)	1,5	~1019
15-й цикл солнечной активности	август 1913	август 1923	10,0	105,4 (август 1917)	5,6	534
16-й цикл солнечной активности	август 1923	сентябрь 1933	10,1	78,1 (апрель 1928)	3,5	568
17-й цикл солнечной активности	сентябрь 1933	февраль 1944	10,4	119,2 (апрель 1937)	7,7	269
18-й цикл солнечной активности	февраль 1944	апрель 1954	10,2	151,8 (май 1947)	3,4	446
19-й цикл солнечной активности	апрель 1954	октябрь 1964	10,5	201,3 (март 1958)	9,6	227
20-й цикл солнечной активности	октябрь 1964	июнь 1976	11,7	110,6 (ноябрь 1968)	12,2	272
21-й цикл солнечной активности	июнь 1976	сентябрь 1986	10,3	164,5 (декабрь 1979)	12,3	273
22-й цикл солнечной активности	сентябрь 1986	май 1996	9,7	158,5 (июль 1989)	8,0	309
23-й цикл солнечной активности	май 1996	январь 2009	12,6	120,8 (март 2000)	1,7	820 (до 15 января 2011)
24-й цикл солнечной активности	январь 2009
Среднее			11,1	114,1	5,8

Рисунок 15 График среднемесячных чисел Вольфа с 1750 года.

2.3 24-й цикл солнечной активности

Развитие текущего 24 цикла солнечной активности идёт по сценарию низких солнечных циклов (W*?80), впервые с начала XX века (солнечный цикл 14) (см. рисунок 16) , но ещё не исключается возможность сценария цикла средней величины;



Рисунок 16

- за 3.5 лет своего развития текущий цикл с большой вероятностью достиг фазы максимума( принимается период времени развития цикла), когда значения сглаженного числа Вольфа лежат в интервале 15% от максимальной величины, т.е. при таком развитии сценария Wmax=80;

- вспышечная активность на самом низком уровне за последние 70 лет (18 -23 циклы СА) - за 3.5 лет развития на Солнце осуществилось 32 большие солнечные вспышки, среди которых две вспышки с баллом Х>5 и 10 вспышек с баллом Х? 1.0, 2 солнечных протонных события.

Фаза минимума, начавшаяся в мае 2005 г., продлилась до XII 2010 г., захватив первые 24 месяца развития текущего 24 цикла солнечной активности. Беспрецедентная длительность спада W, в ходе которого как Солнце, так и гелиосфера достигли рекордно низких значений по основным параметрам. Количество беспятенных дней в фазе минимума: 2009-260^d (71%); 2010-51^d (44%); 2011-2^d; всего с 2004 г. - 821^d

Типичное среднее для фаз минимумов циклов - 486^d РЕКОРД: 13 - 14 солнечные циклы - 1019^d : 1913 - 311^d (85%);

За 100 лет последовательно пятна отсутствовали в течение 92^d -в мае, апреле, июне 1913 г.

Основные этапы развития текущего 24 цикла солнечной активности следующие:

минимум 23 солнечного цикла - декабрь 2008 г. (W* = 1.7);

начало 24 цикла СА - январь 2009 г.

начало фазы роста - январь 2011 г.;

ожидаемый максимум относительного числа солнечных пятен - X 2012 - VI 2013 г.;

появление первой большой группы - X 2010 г. ,

а первой очень большой - начало XI 2011 г.;

первая и единственная мощная солнечная вспышка Х6.9/2В осуществилась в группе пятен (N-полушария) 9 VIII 2011 г.

Некоторые параметры последнего минимума СА:

- 10.7 см: наибольший интервал самых низких значений (с 1947 г.) в VII 2008 г. - II 2009 г. F~68 sfu.

- Уровень солнечной постоянной в 2007-2009 годах - самое низкое значение за всё время внеатмосферных измерений на 1 а.е.- > 0.2 Вт·м^-2 ниже, чем в 1996 г.

-Магнитный поток на поверхности Солнца на полюсах на 40% слабее по сравнению с прошлым минимумом СА;

- Магнитные поля в СВ над полюсами уменьшились примерно втрое, также как и плотность (10 - 20%) и скорость (~3%) солнечного ветра;

- Уменьшение средней величины магнитного поля гелиосферы привело к тому, что поток галактических космических лучей в межпланетном пространстве значительно вырос, и по измерениям ядер железа с энергиями 250-450 МеВ/нуклон это увеличение достигло 20% от прошлых максимальных значений.

2.4 Солнечная активность в 2012-2013 годах

На рисунке 17 видна величина максимального пика следующей Солнечной активности. По сравнению с предыдущими годами, цикл Солнечной активности, следующий после 2012-2013 годов, ожидается намного спокойнее.



Рисунок 17

Но изучая домашнюю страницу NASA, можно найти двойственную информацию. Сначала предусматривалось, следующий максимальный пик Солнечной активности будет наименьшим, начиная с 1859 года. В свою очередь, в новейших статьях сообщается, что предыдущие сообщения были ошибочными, предвидится более высокая солнечная активность.

Некоторые источники сообщают, что ожидаемая магнитная буря будет в пять раз сильнее той, которая в 1989 году без электричества оставила шесть миллионов жителей провинции Квебека в Канаде. Ее уровень геомагнетической активности превысил все прогнозы и достиг Kp8 (максимально Kp9). Домашняя страница NASA (01.09.2011) свидетельствует о том, что нет оснований для беспокойства. Так как, применяя определенные методы расчетов, предвидится, что максимальный пик ожидаемого цикла Солнечной активности, который произойдет в мае 2013 года, показатель количества Солнечных пятен не превысит 70 - показатель солнечной интенсивности.

Сейчас уже 2,5 года мы находимся в цикле Солнечной активности, и последние 5-6 месяцев среднее количество Солнечных пятен было более 49. Данные прогнозы делают цикл самым малым за последние 100 лет.



2.5 Самая мощная вспышка на Солнце 2013 года

В четверг, 11 апреля, на Солнце произошла самая сильная вспышка этого года.Солнечная вспышка была зарегистрирована в 11 a.m. (по московскому времени), и была отнесена к классу M6.5.

Как сообщается на официальном сайте НАСА, это явление совпало с корональным выбросом массы. Следует отметить, что солнечная вспышка и корональный выброс массы - различные и независимые явления активности Солнца. Солнечная вспышка представляет собой взрывной процесс выделения энергии в атмосфере Солнца, а корональный выброс массы - это выброс вещества из солнечной короны. В результате обозначенных явлений спутниками был зарегистрирован возросший поток протонов, что может вызвать сбои в работе космических аппаратов.

Рисунок 18 Фото полученное с помощью Обсерватории солнечной динамики: самая мощная вспышка 2013 года

Карен Фокс (Karen Fox), представитель НАСА, отмечает: «Это самая мощная вспышка из всех наблюдаемых в 2013 году. Увеличение числа вспышек на данный момент вполне объяснимое явление ведь в 2013 году ожидается пик солнечной активности за 11-летний цикл…»

Заключение

Актуальность исследования темы «Солнечная активность» обусловлена тем, что она важна для дальнейшего изучения астрономии. Изучение данной темы позволяет более глубоко изучить явления, происходящие на солнце, от которых зависит жизнь на Земле. Тема о Солнце приобретает в настоящее время все большее господство над самым фундаментальным понятием астрономии.

Такие явления, как солнечные пятна и вспышки, протуберанцы можно освоить на самых первых ступенях астрономического образования. Вместе с тем, знакомство с этими явлениями становится одним из самых естественных способов первого ознакомления с современной астрономией вообще.

В данной курсовой работе мы подробно рассмотрели явления Солнца и их свойства, предоставили список 11-летних циклов солнечной активности, которые отсчитываются с 1755 года и их характеристические данные. Так же подробно рассмотрели нынешний 24-ый цикл солнечной активности. Таким образом, представили глубокое описание солнечной активности.

Можно сделать вывод, что мы подготовили материал для глубокого изучения темы « Солнечная активность» в курсе астрономии.



Список используемой литературы

1. Астрономия: учеб. Пособие для студентов физ.-мат.фак.пед.ин-тов/ Дагаев М.М. и др. - Москва: Просвещение, 1983.-384 с.,ил;

2. Левитан, Е.П. Природа солнечных пятен/ Е.П. Левитан, - Москва: Наука, 1964. -128с;

3. http://www.izmiran.ru/POLAR2012/REPORTS/POLAR_2012_Ischkov.pdf

4. https://sites.google.com/site/sunactiv/24-cikl

5. http://ru.wikipedia.org/wiki

6. Международный интернет-портал( Электронный ресурс)/ солнечная космическая обсерватория «SONO». - Москва, 2009. - Режим доступа: http://www.solarmonitor. org. - Дата доступа: 25.11.2009

7. www.tesis.lebedev.ru

8. http://www.infuture.ru/article/8556

9. http://www.astroabc.com/

Размещено на Allbest.ru