Солнечная активность

Лабораторная работа № 3
СОЛНЕЧНАЯ АКТИВНОСТЬ
Цель работы: Изучение индексов солнечной активности.
Пособия: фотографии Солнца, палетка солнечных пятен, фотографии
протуберанцев.
Теоретическая часть
Активные образования фотосферы. Основные активные образования фотосферы — солнечные пятна. О природе солнечных пятен мы узнаем, изучая спектры. Пятно темнее окружающей его фотосферы, так как его
температура примерно на 2000 К ниже температуры фотосферы. В спектре
пятен чувствуется это понижение температуры: усилены линии «более
низкого возбуждения» и видны даже молекулярные полосы. Спектральные
исследования также показывают присутствие в области пятна сильного
магнитного поля. Если наблюдать пятно в центре Солнца, то магниточувствительные спектральные линии раздваиваются, если пятно у края солнечного диска, то линия утраивается. Согласно эффекту Зеемана это свидетельствует о наличии сильного магнитного поля, силовые линии которого в первом случае направлены вдоль луча зрения, во втором — перпендикулярно лучу зрения. По расстоянию между компонентами расщепленной
линии можно определить напряженность магнитного поля Н. В области
больших пятен Н ≈ 2000  4000 Э.
Исследование спектральных линий позволяет определить полярность
пятна. Одни пятна имеют северную полярность, другие — южную. Но чаще встречаются биполярные пятна, т.е. два пятна — ведущее (западное) и
хвостовое (восточное), которые имеют противоположную полярность. Исследования биполярных пятен привели к открытию их магнитной цикличности. В течение каждого 11-летнего периода все ведущие пятна биполярной группы имеют одинаковую полярность в северном полушарии и противоположную — в южном. То же самое справедливо для хвостовых пятен. Так, если в северном полушарии Солнца полярность ведущего пятна
северная (N), а хвостового южная (S), то в тоже время в южном полушарии
полярность ведущего пятна — S, а хвостового — N. В следующем цикле
полярность ведущих и хвостовых пятен меняется на противоположную
(рис.3.1). Поэтому можно говорить о 22-летнем цикле солнечной активности.
min
φ
min
max
0
N S
+40
min
max
S N
max
N S
+30
+20
+10
0
-10
-20
N S
S N
S N
N S
t
N S
S N
N S
S N
-30
S N
-40
1910
N S
15
20
S N
25
30
35
1940
Рис.3.1. Изменение средней широты и магнитной полярности солнечных пятен в последовательных циклах солнечной активности.
Образование солнечных пятен объясняется тем, что в результате
больших циркуляционных движений в конвективной зоне возникают магнитные поля. Дифференциальное вращения Солнца (экваториальные области вращаются быстрее полярных) усиливает магнитное поле до критического значения, при котором оно выходит в область фотосферы (рис.3.2).
Сильное магнитное поле 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 вещества в области пятна
понижается.
пятно
пятно
Рис.3.2. Выход магнитного поля на поверхность Солнца (схема)
Пятна обычно окружены целой серией ярких цепочек – фотосферных
факелов. Спектры факелов мало отличаются от обычного спектра Солнца.
Температура в области факела примерно на 150 К выше температуры фотосферы, наблюдается усиление магнитного поля до значений в десятки и
сотни эрстед. Такое магнитное поле не может остановить мощные конвективные потоки, но подавляет слабую турбулентность. Это приводит к
уменьшению вязкости газа, что усиливает конвекцию.
Активные образования хромосферы. В области хромосферы над
пятнами и факелам на спектрогелиограммах Солнца в линии Нα водорода
видны яркие пятна, совпадающие по своим очертаниям с факелами. Эти
яркие пятна называются флоккулами. Повышенную яркость флоккула объясняют увеличением плотности вещества хромосферы в 3 – 5 раз.
В хромосфере в области между развивающимися пятнами, особенно
вблизи границы раздела полярности сильных магнитных полей наблюдаются мощные и быстро развивающиеся проявления солнечной активности
— хромосферные вспышки. Хромосферная вспышка начинается с внезапного усиления яркости одного из флоккулов. Далее менее чем за минуту
свечение распространяется вдоль длинного жгута или заливает целую область протяженную в десятки тысяч километров. В видимой области усиление свечения происходит в спектральных линиях водорода и ионизованного кальция. Иногда вспышка видна на фоне фотосферы в белом свете.
Яркость поля увеличивается за несколько минут, а затем в течении десятков минут свечение ослабевает. Внезапность процесса подобна взрыву, т.е.
быстрого и сильного сжатия вещества в некотором объеме хромосферы.
Сжатие вызывается давлением магнитных полей. Поэтому энергия, излучаемая вспышкой, возникает за счет энергии магнитного поля. При внезапном сжатии образуются идущие навстречу друг другу ударные волны.
В центре вспышки, где эти волны встречаются, температура может подняться до миллионов градусов. Элементарные частицы (электроны, протоны) ускоряются сжимающимся магнитным полем до скоростей близких к
скорости света. Поэтому вспышки сопровождаются увеличением потока
космических лучей, корпускулярными потоками. Через несколько минут
после вспышки наблюдается увеличение мощности ультрафиолетового и
рентгеновского излучения, радиоизлучения Солнца.
Активные образования короны – протуберанцы, плотные, холодные облака, светящиеся примерно в тех же спектральных линиях, что и
хромосфера. Длина протуберанца примерно сотни тысяч километров, ширина — 6 000 – 10 000 км. Через протуберанцы происходит обмен вещества между хромосферой и короной, нижняя часть протуберанца находится
в хромосфере, верхняя простирается на десятки тысяч километров в корону. Возникновение, развитие и движение протуберанцев тесно связано с
эволюцией групп солнечных пятен.
Протуберанцы делятся на:
а) спокойные — движение вещества в них медленные, время существования — недели, месяцы. Наблюдаются над устойчивой группой пятен;
б) активные — быстрое движение потоков вещества от протуберанца
к фотосфере, от одного протуберанца к другому. Эти протуберанцы появляются на первой стадии развития пятен;
в) эруптивные — напоминают громадные фонтаны выбросов вещества
в корону. Появляются внезапно после длительно существующих спокойных протуберанцев.
Напряженность магнитного поля в протуберанцах от 20 до 200 Э, в
эруптивных до 1000 Э.
Экспериментальная часть
Индексы солнечной активности. Существует несколько индексов
солнечной активности. Наиболее простыми являются подсчеты числа солнечных пятен. По результатам подсчета вычисляется число Вольфа W
W = 10g + f,
(3.1)
где g – число групп пятен, f – общее число пятен, видимых на диске
Солнца. Так, если на нем нет ни одного пятна, то W = 0. Если же на диске
имеется одно пятно, то W = 11, так как это пятно учитывается дважды:
первый раз как группа, второй — как отдельное пятно. Например, на
Солнце имеется две группы пятен и два пятна, не входящие в эти группы.
Пусть одна группа содержит 3 пятна, другая – 4, то число Вольфа
W = 10∙4 + 9 = 49.
Статистическому изучению подвергается также площадь пятен, которая оценивается в миллионных (10-6) долях площади солнечного диска по
шкале специальной палетки, накладываемой на фотографию Солнца.
Площадью пятна считается площадь, ограниченная его полутенью, а площадью группы – сумма площадей пятен, находящихся в ней. Так как форма пятен, расположенных на краю диска Солнца, искажена перспективой,
то их площадь оценивается шкалой, соответствующей наибольшему видимому их диаметру.
Зная угловой d′ и линейный d диаметры Солнца, можно по диаметру d его фотографического изображения установить угловой μ′ и линейный μ масштабы фотографии:
 
d
d
и

d
.
d
(3.2)
Зная масштабы фотографии легко вычислить угловые l′ и линейные l
размеры солнечных пятен и их групп. Площадь же этих образований в км 2
подсчитывается по шкале палетки, при известной площади солнечного
диска.
Индексом солнечной активности также является интенсивность протуберанцев, высота выброса которых может быть измерена на фотографиях и затем вычислена в радиусах Солнца R или в км. Скорость выброшенного вещества все время изменяется под действием магнитного поля
Солнца и его пятен, солнечного поля тяготения и давления солнечного излучения, и поэтому определение скорости протуберанцев является достаточно сложной задачей. Однако ее можно решить с некоторым приближением. Пусть в моменты времени t1 и t2 высота протуберанца была h1 и
h2. Тогда на участке пути h2 – h1 средняя скорость вещества протуберанца
h  h h
vср  2 1 
t2  t1 t
(3.3)
причем эту скорость можно считать соответствующей среднему моменту
времени
t t
(3.4)
 1 2.
2
Определяя ∆h для смежных интервалов времени ∆t, можно вычислить
несколько значений vср для ряда средних моментов τ и построить график
vср = f (τ), по которому можно определить приближенные значения скорости v вещества протуберанца в различные моменты времени t.
Практическая часть
1. Вычислите угловой μ′ и линейный μ масштабы фотографии Солнца
по формулам (3.2), приняв d′ = 32′, d = 696∙103 км. Работа выполняется
по вариантам: 1) планшет 35; 2) планшет 36; 3) планшет 37; 4) планшет 38;
5) планшет 39; 6) планшет 40; 7) планшет 41; 8) планшет 42.
2. Подсчитайте число групп пятен g и общее число пятен f. Вычислите число Вольфа (3.1).
3. Измерьте диаметр dп самого большого пятна на фотографии и, используя масштабы фотографии Солнца μ′ и μ, вычислите его угловые l′ и
линейные l размеры. Сравните размеры пятна с размерами Земли.
4. Определите площадь S этого пятна. С этой целью наложите палетку
солнечных пятен на фотографию Солнца и выберите то пятно на палетки,
которое по размерам совпадает с самым большим пятном на фотографии
Солнца. Цифры, стоящие рядом с этим пятном палетки дают значение
площади пятна S′ в миллионных долях от площади диска Солнца. Следова-
тельно площадь пятна в км2: S = S′·10-6· S , где S = 1,52·1012 км2 – площадь диска Солнца.
5. Измерьте с помощью линейки высоту протуберанца в разные моменты времени и, используя тот же масштаб, выразите ее в радиусах
Солнца и в километрах. Работа выполняется по вариантам: 1) планшет 44
снимки 1 и 2; 2) планшет 44 снимки 2 и 3; 3) планшет 44 снимки 3 и 4; 4)
планшет 44 снимки 4 и 5; 5) планшет 44 снимки 5 и 6; 6) планшет 45 снимки 7 и 8; 7) планшет 45 снимки 8 и 9; 8) планшет 44 снимки 4 и 6.
6. По результатам измерения высоты протуберанцев вычислите среднюю скорость вещества в протуберанце (3.3) на средний момент времени τ
(3.4).
Отчет о работе № 3
Солнечная активность
Цель работы: Изучение индексов солнечной активности.
Вариант №
1 – 4.
μ′
′/мм
d
мм
μ
км/мм
g
f
W
dп
мм
l′
l
км
S′
S
км2
5.
h1
мм
h2
мм
h2 – h1
мм
h2 – h1
км
t1
t2
t2 – t1
с
vср
км/с
τ
Контрольные вопросы
1. Какие активные образования наблюдаются в фотосфере? Поясните
их связь с магнитным полем.
2. Какие исследования позволяют выявить основные физические характеристики пятна? Почему пятно на Солнце видно как темное образование? Какова структура пятна?
3. Какие активные образования наблюдаются в хромосфере? Поясните
их связь с магнитным полем.
4. Какие активные образования наблюдаются в короне?
5. Каков период солнечной активности и что является основным индексом солнечной активности?
6. Как вычислить скорость протуберанца?
7. Как влияет солнечная активность на Землю?
Библиографический список
1. Бакулин П.И. и др. Курс общей астрономии. М., Наука, 1977. Гл.IX,
§ 117.
2. Дагаев М.М. и др. Астрономия. М., Просвещение, 1983. Гл. IV, §§
103, 104.
3. Кононович Э.В., Мороз В.И. Общий курс астрономии. М., УРСС,
2004. Гл.8, § 8.12.