$Curs de microeconomie de cursuri. Microeconomia (curs scurt) este un minim necesar pentru studenții cu fracțiune de normă. Curs de curs$

Curs de microeconomie de cursuri. Microeconomia (curs scurt) este un minim necesar pentru studenții cu fracțiune de normă. Curs de curs

Buriakov Ivan

Munca creativă a unui elev de clasa a XI-a. Lucrarea prezintă caracteristicile Soarelui ca stea

Descarca:

Previzualizare:

Concurs regional de lucrări de creație ale școlarilor

„Spațiul și Omul”

Fizica spațială

"SOARE"

Clasa a 11-a MBOU - liceu cu. steag rosu

Șef: Buryakova Svetlana Anatolyevna

Profesor de fizică

MBOU - liceu cu. steag rosu

SOARE

1. Introducere.

Soarele luminează și încălzește planeta noastră; fără aceasta, viața pe ea ar fi imposibilă nu numai pentru oameni, ci chiar și pentru microorganisme. Soarele este motorul principal (deși nu singurul) al proceselor care au loc pe Pământ. Dar nu numai căldura și lumina sunt primite de Pământ de la Soare. Diverse tipuri de radiații solare și fluxuri de particule au un impact constant asupra vieții ei.

În această lucrare sunt luate în considerare câteva aspecte legate de „fizica Soarelui”.
Soarele trimite unde electromagnetice către Pământ în toate zonele spectrului - de la mulți kilometri de unde radio până la raze gamma. În împrejurimile Pământului se ajunge și de particule încărcate de diferite energii - atât înalte, cât și joase și medii. În cele din urmă, Soarele emite un flux puternic de particule elementare - neutrini. Cu toate acestea, impactul acestora din urmă asupra proceselor terestre este neglijabil de mic: pentru aceste particule, globul este transparent și zboară liber prin el. Doar o parte foarte mică din particulele încărcate din spațiul interplanetar intră în atmosfera Pământului (restul este deviat sau întârziat de câmpul geomagnetic). Dar energia lor este suficientă pentru a provoca aurore și perturbări ale câmpului magnetic al planetei noastre.
Soarele este o stea obișnuită în galaxia noastră.Prin urmare, probleme precum sursele de energie ale Soarelui, structura sa și formarea spectrului sunt comune fizicii Soarelui și a stelelor. Pentru un observator terestru, unicitatea Soarelui constă în faptul că este cea mai apropiată de noi și singura stea de până acum, a cărei suprafață poate fi supusă unui studiu amănunțit. Direct de la suprafața Pământului, Soarele este studiat prin metode radio și metode optice. Astronomie extraatmosfericăa făcut posibilă extinderea semnificativă a intervalului de frecvență studiat al radiației electromagnetice a Soarelui, precum și începerea unui studiu detaliat al radiației sale corpusculare. Întreaga varietate de fenomene solare dezvăluite prin aceste metode: structura granulară (granulară) a suprafeței (fotosferei), modificări complexe ale luminozității și mișcări în centrii activi individuali, procese în cele mai exterioare, straturile rarefiate ale atmosferei - cromosfera și corona, în special erupțiile solare, formarea proeminențelor, vântul solar, este probabil caracteristică nu numai Soarelui, ci și altor stele. Prin urmare, fizica fenomenelor solare este de mare importanță pentru dezvoltarea astrofizicii în ansamblu.

2. Soarele este ca o stea.

Soarele este cea mai apropiată stea de Pământ și conține 99,866% din masa sistemului solar. Soarele este situat într-unul dintre brațele spirale ale galaxiei la o distanță de mai mult de jumătate din raza galactică de centrul său. Împreună cu stelele vecine, Soarele se învârte în jurul centrului Galaxiei cu o perioadă de aproximativ 240 de milioane de ani.

Soarele este o minge de gaz, sau mai degrabă de plasmă. Raza Soarelui R=6,96 10 10 cm, adică de 109 ori mai mare decât raza ecuatorială a Pământului; masa Soarelui este de 1,99 10 33 g, adică de 333.000 de ori masa Pământului. Soarele conține 99,800% din masa sistemului solar. Densitatea medie a materiei solare este de 1,41 g/cm 3 , care reprezintă 0,256 din densitatea medie a Pământului (materia solară conține în masă peste 70% hidrogen, peste 20% heliu și aproximativ 2% alte elemente). Accelerația căderii libere la nivelul suprafeței vizibile a Soarelui g= 2,74 l0 4 cm/s 2 . Rotația Soarelui are un caracter diferențial: zona ecuatorială se rotește mai repede (14,4° pe zi) decât zonele de latitudine mare (~10° pe zi lângă poli). Perioada medie de rotație a Soarelui este de 25,38 zile, viteza la ecuator este de aproximativ 2 km/s, energia de rotație (determinată din rotația suprafeței) este de 2,4 42 erg. Puterea de radiație a Soarelui este luminozitate 3,86-10 33 erg / s (3,86 10 26 W), temperatura efectivă suprafata T e = 5780 K. Soarele aparține stelelor piticetip spectralG 2, o pitică galbenă tipică Pe diagrama Hertzsprung-Russell (spectru - luminozitate) Soarele se află în partea de mijloc a secvenței principale, pe care zac stele staționare, care practic nu-și schimbă luminozitatea timp de multe miliarde de ani. Soarele are 9 sateliți planetari, a căror masă totală reprezintă doar 0,13% din masa Soarelui.

Sub influența gravitației, Soarele, ca orice stea, tinde să se micșoreze. Această contracție este contracarată de o cădere de presiune rezultată din cauza temperaturii și densității ridicate a straturilor interioare ale Soarelui. În centrul soarelui, temperatura T 1,6 10 7 K, densitate 160 g cm -3 . O temperatură atât de ridicată în regiunile centrale ale Soarelui poate fi menținută doar mult timp prin reacții nucleare.sinteza heliului din hidrogen. Aceste reacții sunt principala sursă de energie solară. În procesul de transformare a hidrogenului în heliu, 4 milioane de tone de materie solară sunt anihilate în fiecare secundă. Deasupra nucleului este o zonă de radiație, unde fotonii de înaltă energie formați în timpul fuziunii nucleare se ciocnesc cu electroni și ionii, generând lumină și radiații termice repetate.

Din legea radiației lui PlanckRezultă că la temperaturi caracteristice centrului Soarelui, energia principală a radiației cade pe domeniul razelor X. Din regiunea centrală a Soarelui până la suprafața sa, datorită absorbției și reemisiilor repetate, radiația electromagnetică ajunge pentru o perioadă de ~ 1 milion de ani, în timp ce spectrul său se modifică semnificativ (amintim că calea de 200 de ori mai lungă - de la Soare la Pământul – lumina călătorește în timpul „8 min). În intestinele Soarelui, atomii (mai ales atomi de hidrogen) sunt în stare ionizată. Dacă hidrogenul este complet ionizat, atunci absorbția radiațiilor este asociată în principal cu desprinderea electronilor de ionii elementelor mai grele. Cu toate acestea, există puține astfel de elemente în interiorul Soarelui; fotonii care se mișcă din interiorul Soarelui sunt parțial împrăștiați și absorbiți de electronii liberi. Transferul de energie prin radiație este foarte împiedicat.

Mai sus, în straturile cele mai superficiale ale Soarelui, energia este din nou transportată de radiații. Radiația care vine de la Soare către un observator extern apare într-un strat de suprafață extrem de subțire - fotosfera (un strat care emite lumină), având o grosime 320 - 350 km. din regiunea în care atmosfera Soarelui devine opac; această regiune formează baza cromosferei sau suprafața Soarelui, din care se determină dimensiunile Soarelui, distanța de la suprafața Soarelui etc. În aceste straturi au loc manifestări ale activității solare, cum ar fi pete solare și erupții. Stratul care acoperă fotosfera se numește cromosferă. Cromosfera atinge o înălțime de 7.000 de kilometri. Spiculele și proeminențele străbat cromosferă. Straturile exterioare rarefiate formează coroana solară, fuzionând cu mediul interplanetar.

3. Fenomene fotosferice.

Fotosfera - atmosfera Soarelui începe cu 200-300 km mai adânc decât marginea vizibilă a marginii solare. Aceste straturi cele mai profunde ale atmosferei se numesc fotosfera. Deoarece grosimea lor nu este mai mare de o trei miimi din raza solară, fotosfera este uneori numită condiționat suprafața Soarelui.
Densitatea gazelor din fotosferă este aproximativ aceeași cu cea din stratosfera Pământului și de sute de ori mai mică decât la suprafața Pământului. Temperatura fotosferei scade de la 8000 K la o adâncime de 300 km la 4000 K în straturile superioare. Temperatura acelui strat mijlociu, a cărui radiație o percepem, este de aproximativ 6000 K. În astfel de condiții, aproape toate moleculele de gaz se descompun în atomi individuali. Numai în straturile superioare ale fotosferei vor rămâne relativ puține dintre cele mai simple molecule și radicali de tip H. 2 , OH, CH. CH. De pe Pământ, Soarele apare ca un cerc cu un diametru unghiular mediu de 1920". În condiții meteorologice bune, detalii de ordinul a 1" în dimensiune (aproximativ 700 km) se disting într-un telescop solar.
În domeniul vizibil, suprafața solară este reprezentată de un set de zone luminoase înconjurate de goluri subțiri relativ întunecate. Acestea sunt granule solare. Dimensiunea lor medie este de aproximativ 700 km, durata de viață este de aproximativ 8 minute. Granulele sunt separate prin goluri întunecate de aproximativ 300 km lățime.
În zonele separate de ecuatorul solar cu ±30°, pe lângă un model de granulație calm, se observă pete solare și erupții. Un oval întunecat (umbra petei) înconjurat de o penumbră mai deschisă se distinge printr-un telescop. Dimensiunea caracteristică a unei pete solare dezvoltate este de aproximativ 35.000 km. Diametrul umbrei este de aproximativ jumătate. Există zone luminoase separate lângă umbră, care se răspândesc sub formă de jeturi înguste spre periferia spotului. Ele formează structura fibroasă caracteristică a penumbrei. Durata de viață a fibrelor individuale este de 30 - 60 de minute. Fluxul de energie radiantă în umbra unui spot este slăbit de aproximativ 3 ori, ceea ce se explică printr-o scădere a temperaturii de la 6000 la 4500 K. Această scădere a temperaturii se reflectă și în spectrul petelor: linii spectrale de excitație inferioară, benzile moleculare sunt intensificate. Liniile sunt ușor deplasate către regiunea cu lungime de undă scurtă, care, în conformitate cu efectul Doppler, indică scurgerea gazului din punct de la nivelul fotosferei. Mișcarea spre exterior - de la umbră la periferie - este caracteristică fibrelor întunecate, reci. Gazul mai fierbinte se mișcă lent în direcția opusă. În umbră parțială, direcția de mișcare este apropiată de orizontală. La altitudini mari - în cromosferă și coroană - gazul, dimpotrivă, se varsă în regiunea spotului.
Petele sunt de obicei înconjurate de o rețea de lanțuri strălucitoare - o torță fotosferică - de aproximativ 5.000 km lățime și până la 50.000 km lungime. O torță este o formațiune cu viață lungă, durata sa de viață ajunge la un an, în timp ce un grup de pete pe fundalul său durează, în medie, aproximativ o lună. Suprafața totală a lanțurilor - fibre torței - este de aproximativ 4 ori mai mare decât suprafața spotului. Tortele se gasesc si indiferent de pete. Temperatura straturilor superioare ale penei este cu aproximativ 300 K mai mare decât temperatura fotosferei netulburate.

4. Cromosfera Soarelui.

Cromosfera (greacă pentru „sfera de culoare”) este numită așa pentru culoarea roșiatică-violet. Este vizibil în timpul eclipselor totale de soare ca un inel strălucitor zdrențuit în jurul discului negru al Lunii, care tocmai a eclipsat Soarele. Cromosfera este foarte eterogenă și este formată în principal din limbi alungite alungite (spicule), dându-i aspectul de iarbă arzătoare. Temperatura acestor jeturi cromosferice este de două până la trei ori mai mare decât în fotosferă, iar densitatea este de sute de mii de ori mai mică. Lungimea totală a cromosferei este de 10-15 mii de kilometri.
Creșterea temperaturii în cromosferă se explică prin propagarea undelor și a câmpurilor magnetice care pătrund în ea din zona convectivă. Substanța se încălzește în același mod ca și cum ar fi într-un cuptor uriaș cu microunde. Vitezele mișcărilor termice ale particulelor cresc, ciocnirile dintre ele devin mai frecvente, iar atomii își pierd electronii exteriori: substanța devine o plasmă ionizată fierbinte. Aceste procese fizice mențin, de asemenea, temperatura neobișnuit de ridicată a straturilor cele mai exterioare ale atmosferei solare, care sunt situate deasupra cromosferei.
Adesea, în timpul eclipselor (și cu ajutorul unor instrumente spectrale speciale - chiar și fără a aștepta eclipsele) deasupra suprafeței Soarelui, se pot observa „fântâni”, „nori”, „pâlnie”, „tufișuri”, „arcade” cu forme bizare. și alte formațiuni puternic luminoase din substanțele cromosferice. Ele sunt staționare sau se schimbă lent, înconjurate de jeturi curbe netede care curg în sau din cromosferă, urcând zeci și sute de mii de kilometri. Acestea sunt cele mai grandioase formațiuni ale atmosferei solare - proeminențe . Când sunt observați în linia spectrală roșie emisă de atomii de hidrogen, aceștia apar pe fundalul discului solar ca filamente întunecate, lungi și curbate.

Cele mai frecvente sunt proeminențe „calme”, a căror apariție este de obicei asociată cu dezvoltarea unui grup de pete solare, dar ele există mult mai mult decât petele solare (până la 1 an). Direct în zona petelor solare, proeminențele petelor solare sunt observate după erupții - fluxuri de gaz care curg din coroană în zona petelor solare la viteze de câteva zeci de km/s. Un alt tip de proeminență este asociat cu ejecțiile în sus de materie (de obicei după erupții) la viteze de 100–1000 km/s (proeminențe eruptive rapide).

Proeminențele au aproximativ aceeași densitate și temperatură ca și cromosfera. Dar ele sunt deasupra lui și sunt înconjurate de straturi superioare superioare, foarte rarefiate, ale atmosferei solare. Proeminențele nu cad în cromosferă deoarece substanța lor este susținută de câmpurile magnetice ale regiunilor active ale Soarelui.
Pentru prima dată, spectrul unei proeminențe în afara unei eclipse a fost observat de astronomul francez Pierre Nansen și de colegul său englez Joseph Lockyer în 1868. Fanta spectroscopului este poziționată astfel încât să traverseze marginea Soarelui, iar dacă există o proeminență în apropierea acestuia, atunci puteți observa spectrul radiației sale. Îndreptând fanta către diferite părți ale proeminenței sau cromosferei, se pot studia în părți. Spectrul de proeminențe, ca și cel al cromosferei, este format din linii luminoase, în principal hidrogen, heliu și calciu. Liniile de emisie ale altor elemente chimice sunt de asemenea prezente, dar sunt mult mai slabe.
Unele proeminențe, care au petrecut mult timp fără modificări vizibile, explodează brusc, așa cum ar fi, iar materia lor este aruncată în spațiul interplanetar cu o viteză de sute de kilometri pe secundă. Aspectul cromosferei se modifică și el frecvent, indicând mișcarea continuă a gazelor sale constitutive.
Uneori, ceva similar cu exploziile are loc în regiuni foarte mici ale atmosferei Soarelui. Acestea sunt așa-numitele erupții cromosferice (cele mai puternice procese asemănătoare exploziei pot dura doar câteva minute, dar în acest timp se eliberează energie, care uneori ajunge la 10). 25 J). De obicei durează câteva zeci de minute. În timpul erupțiilor în liniile spectrale de hidrogen, heliu, calciu ionizat și alte elemente, luminozitatea unei secțiuni separate a cromosferei crește brusc de zece ori. Radiațiile ultraviolete și de raze X cresc în mod deosebit puternic: uneori puterea sa este de câteva ori mai mare decât puterea totală a radiației solare în această regiune cu lungime de undă scurtă a spectrului înainte de erupție.
Pete, torțe, proeminențe, erupții cromosferice sunt toate manifestări ale activității solare. Odată cu creșterea activității, numărul acestor formațiuni de pe Soare devine mai mare.

Cromosfera este mult mai rară decât fotosfera. Pe fundalul unui cer luminos, nu este vizibil. Cromosfera în sine poate fi văzută doar pentru câteva secunde în timpul unei eclipse totale de soare. În același timp, din cauza marginii negre a Lunii, este vizibilă ca o semilună roșie îngustă, rareori ca un inel subțire complet. Fotosfera orbitoare în acest moment este acoperită de Lună, iar cerul din jurul Soarelui este mai întunecat decât de obicei. Spectrul cromosferei este format din linii luminoase, dintre care linia roșie a hidrogenului este cea mai strălucitoare. De aceea culoarea cromosferei este roșie. Acest lucru face posibil să se vadă cromosfera printr-un filtru de lumină care transmite lumina doar din linia roșie a hidrogenului. Spectrul cromosferei determină compoziția sa chimică și înălțimea la care se ridică în ea diverse elemente chimice. Hidrogenul și calciul ionizat se ridică mai presus de toate.

În timp ce spectrul atmosferei solare este format din linii luminoase, spectrul discului solar este continuu, tăiat de multe linii de absorbție întunecate. Se numesc Fraunhofer, după numele remarcabilului optician german Fraunhofer, care a schițat pentru prima dată în 1814 locația câtorva sute de linii. Originea acestor linii și beneficiile studierii lor au devenit clare abia mult mai târziu.

Radiația din straturile inferioare, mai dense și mai fierbinți ale fotosferei este absorbită de straturile superioare rarefiate mai reci de gaz la anumite lungimi de undă (sau în anumite linii spectrale) caracteristice atomilor unui element dat. În consecință, în spectrul Soarelui apare o linie întunecată. Liniile Fraunhofer fac atât analize calitative, cât și cantitative ale atmosferei solare. În el s-au găsit 68 din numărul total de elemente chimice ale tabelului periodic al lui D. I. Mendeleev. Există de 10 ori mai mulți atomi de hidrogen pe Soare decât toți ceilalți, iar în masă hidrogenul reprezintă 70% din masa Soarelui, heliu - 29% din masă, iar 1% din acesta cade pe toate celelalte elemente. În compoziția Soarelui, găsim aceleași elemente care se găsesc pe Pământ.

Din nou vedem unitatea materială a Universului și posibilitatea de a aplica Universului legile fizicii și chimiei găsite în condiții terestre.

Folosind un dispozitiv spectroheliograf, se poate studia distribuția și mișcarea diferitelor gaze în atmosfera solară la diferite înălțimi deasupra fotosferei. În fotografiile realizate cu acest instrument, pe lângă proeminențe, sunt vizibili nori fierbinți mai strălucitori (floculi) în regiunea cromosferei de deasupra penelor. De obicei, ele înconjoară pete. Uneori se văd erupții cromosferice strălucitoare. Acestea sunt cele mai puternice și mai rapide manifestări ale activității solare, care include, de asemenea, formarea de pete solare, flocule și proeminențe. În timpul unei erupții cromosferice, o parte a floculului se intensifică în luminozitate în câteva minute. Acest lucru este cauzat de comprimarea catastrofală a gazului sub acțiunea câmpurilor magnetice care se dezvoltă în pete. Compresia crește foarte mult temperatura gazului, iar câmpurile magnetice accelerează unele particule la viteze enorme. Ca urmare, apar următoarele fenomene: emisia de raze X și radio a Soarelui crește, crește fluxul de raze cosmice; fluxurile corpusculare sunt ejectate din Soare cu o viteză medie de aproximativ 1000 km/sec. Fluxurile corpusculare, care zboară în Pământ, perturbă câmpul magnetic al acestuia, pătrund în atmosferă în regiunile polilor și creează în ea furtuni magnetice, aurore etc.

În mod indirect, aceste modificări electromagnetice și însoțitoare afectează aparent și organismele vii. Fluxurile corpusculare creează un vânt solar în sistemul solar, care afectează și cozile cometelor, suprafața planetelor care nu au atmosferă etc. Aceste fluxuri se numesc vânt deoarece sunt emise continuu de Soare: „suflă din Soarele ca vântul.” Amplificările rapide ale emisiilor radio cu un factor de milioane se numesc explozii radio de la Soarele perturbat.

5. Coroana solară.

Deasupra cromosferei de deasupra Soarelui se extinde partea superioară a atmosferei sale - coroana solară. Este format dintr-un gaz rarefiat la o temperatură de aproximativ un milion de grade, care se află într-o stare specială și dă un spectru de linii strălucitoare de fier predominant puternic ionizat, care nu au fost niciodată posibile în laboratorul de pe Pământ. Au fost descifrate teoretic. Trebuie amintit că gazul heliu (care înseamnă „solar”) a fost descoperit pe Soare cu câteva decenii mai devreme decât a fost găsit pe Pământ. Acestea sunt mai multe exemple despre modul în care fizica spațială - astrofizica completează și extinde cunoștințele fizice.

Corona formează raze lungi frumoase, care depășesc în lungime raza Soarelui. În timpul unei eclipse totale de soare, corona este o priveliște uimitor de frumoasă. Corona solară este mult mai rarefiată decât cromosfera și este principala sursă de emisie radio de la Soare. Metodele radio fac posibilă urmărirea coroanei la o distanță de câteva zeci de raze solare. Aceasta este supercorona Soarelui, care trece în mediul interplanetar. Structura coroanei este conectată cu structura regiunilor active ale Soarelui - cu pete și proeminențe, iar razele sale se întind de-a lungul liniilor câmpului magnetic care ies din regiunile active. Razele coronale sunt asociate cu mișcarea fluxurilor corpusculare prin coroană. Forma coroanei în ansamblu se schimbă, iar la maximul activității solare este una, iar la minim este diferită.
Corona - spre deosebire de fotosferă și cromosferă, partea cea mai exterioară a atmosferei Soarelui are o întindere uriașă: se întinde pe milioane de kilometri, ceea ce corespunde mai multor raze solare, iar extensia sa slabă merge și mai departe.
Densitatea materiei din coroana solară scade cu înălțimea mult mai lent decât densitatea aerului din atmosfera terestră. Scăderea densității aerului pe măsură ce acesta crește este determinată de gravitația Pământului. Pe suprafața Soarelui, gravitația este mult mai puternică și, se pare, atmosfera sa nu ar trebui să fie ridicată. De fapt, este neobișnuit de extins. Prin urmare, există unele forțe care acționează împotriva atracției Soarelui. Aceste forțe sunt asociate cu vitezele uriașe de mișcare a atomilor și electronilor din coroană, încălzite la o temperatură de 1-2 milioane de grade!
Coroana este cel mai bine observată în timpul fazei totale a unei eclipse de soare. Adevărat, în cele câteva minute în care durează, este foarte dificil să schițezi nu numai detalii individuale, ci chiar și aspectul general al coroanei. Ochiul observatorului abia începe să se obișnuiască cu amurgul brusc, iar o rază strălucitoare a Soarelui care a apărut din spatele marginii Lunii anunță deja sfârșitul eclipsei. Prin urmare, adesea schițele coroanei, realizate de observatori experimentați în timpul aceleiași eclipse, au fost foarte diferite. Nici măcar nu a fost posibil să-i determine cu exactitate culoarea.
Invenția fotografiei a oferit astronomilor o metodă de cercetare obiectivă și documentară. Cu toate acestea, nu este ușor să obțineți o imagine bună a coroanei. Faptul este că partea cea mai apropiată de Soare, așa-numita coroană interioară, este relativ strălucitoare, în timp ce corona exterioară de mare anvergură pare a fi o strălucire foarte palidă. Prin urmare, dacă corona exterioară este clar vizibilă în fotografii, atunci cea interioară se dovedește a fi supraexpusă, iar în fotografii, unde detaliile coroanei interioare sunt vizibile, cea exterioară este complet invizibilă. Pentru a depăși această dificultate, în timpul unei eclipse, de obicei încearcă să obțină mai multe imagini ale coroanei deodată - cu viteze de declanșare lungi și scurte. Sau coroana este fotografiată prin plasarea unui filtru special „radial” în fața plăcii fotografice, care slăbește zonele inelare ale părților interioare luminoase ale coroanei. În astfel de imagini, structura sa poate fi urmărită la distanțe de mai multe raze solare.
Deja primele fotografii de succes au făcut posibilă detectarea unui număr mare de detalii în coroană: raze coronale, tot felul de „arcuri”, „căști” și alte formațiuni complexe asociate în mod clar cu regiunile active.
Caracteristica principală a coroanei este structura radiantă. Razele coronale au o mare varietate de forme: uneori sunt scurte, alteori lungi, alteori razele sunt drepte, iar uneori sunt puternic curbate. În 1897, astronomul Pulkovo Aleksey Pavlovich Gansky a descoperit că aspectul general al coroanei solare se schimbă periodic. S-a dovedit că acest lucru se datorează ciclului de 11 ani al activității solare.
Cu o perioadă de 11 ani, atât luminozitatea generală, cât și forma coroanei solare se schimbă. În perioada maximă a petelor solare, are o formă relativ rotunjită. Raze directe ale coroanei și direcționate de-a lungul razei Soarelui sunt observate atât în apropierea ecuatorului solar, cât și în regiunile polare. Când există puține pete solare, razele coronare se formează doar la latitudinile ecuatoriale și mijlocii. Forma coroanei devine alungită. La poli apar raze scurte caracteristice, așa-numitele perii polari. În acest caz, luminozitatea generală a coroanei scade. Această caracteristică interesantă a coroanei pare să fie asociată cu mișcarea treptată a zonei de formare predominantă a petelor solare în timpul ciclului de 11 ani. După minim, pete încep să apară de ambele părți ale ecuatorului la latitudini de 30-40°. Apoi zona de formare a spotului coboară treptat spre ecuator.
Studii atente au făcut posibil să se stabilească că există o anumită relație între structura coroanei și formațiunile individuale din atmosfera solară. De exemplu, razele coronare luminoase și directe sunt de obicei observate deasupra petelor solare și faculae. Grinzile învecinate se îndoaie în direcția lor. La baza razelor coronale, luminozitatea cromosferei crește. O astfel de zonă este de obicei numită excitată. Este mai cald și mai dens decât zonele vecine, neexcitate. Formațiuni complexe luminoase sunt observate deasupra petelor din coroană. Proeminențele sunt, de asemenea, adesea înconjurate de învelișuri de materie coronală.
Corona s-a dovedit a fi un laborator natural unic în care materia poate fi observată în cele mai neobișnuite și de neatins condiții de pe Pământ.
La începutul secolelor 19-20, când fizica plasmei de fapt nu exista încă, trăsăturile observate ale coroanei păreau a fi un mister inexplicabil. Deci, în culoare, coroana este surprinzător de asemănătoare cu Soarele, ca și cum lumina sa ar fi reflectată de o oglindă. În acest caz însă, liniile Fraunhofer caracteristice spectrului solar dispar complet în coroana interioară. Ele reapar departe de marginea Soarelui, în coroana exterioară, dar deja foarte slabe. În plus, lumina coroanei este polarizată: planurile în care oscilează undele luminoase sunt situate în principal tangențial la discul solar. Odată cu distanța față de Soare, proporția razelor polarizate crește mai întâi (aproape până la 50%), apoi scade. În cele din urmă, în spectrul coroanei apar linii de emisie strălucitoare, care aproape până la mijlocul secolului al XX-lea. nu a putut fi identificat cu niciunul dintre elementele chimice cunoscute.
S-a dovedit că principalul motiv pentru toate aceste caracteristici ale coroanei este temperatura ridicată a unui gaz extrem de rarefiat. La temperaturi de peste 1 milion de grade, vitezele medii ale atomilor de hidrogen depășesc 100 km/s, iar pentru electronii liberi sunt de 40 de ori mai mari. La astfel de viteze, în ciuda rarefierii puternice a materiei (doar 100 de milioane de particule pe cm3, ceea ce este de 100 de miliarde de ori mai rar decât aerul de pe Pământ!), Ciocnirile atomilor, în special cu electronii, sunt relativ frecvente. Forțele impactului electronilor sunt atât de mari încât atomii elementelor ușoare sunt aproape complet lipsiți de toți electronii lor și din ei rămân doar nuclee atomice „goale”. Elementele mai grele rețin cele mai adânci învelișuri de electroni, trecând într-o stare de grad înalt de ionizare.
Deci, gazul coronal este o plasmă puternic ionizată; este format din mulți ioni încărcați pozitiv ai diferitelor elemente chimice și un număr puțin mai mare de electroni liberi care decurg din ionizarea atomilor de hidrogen (un electron fiecare), heliu (doi electroni fiecare) și a atomilor mai grei. Întrucât electronii mobili joacă rolul principal într-un astfel de gaz, acesta este adesea numit gaz de electroni, deși acest lucru implică prezența unei astfel de cantități de ioni pozitivi care ar asigura complet neutralitatea plasmei în ansamblu.
Culoarea albă a coroanei se datorează împrăștierii luminii solare obișnuite de către electronii liberi. Ei nu își investesc energia în timpul împrăștierii: oscilând în timp cu unda luminoasă, schimbă doar direcția luminii împrăștiate, în timp ce o polarizează. Liniile luminoase misterioase din spectru sunt generate de emisia neobișnuită de atomi puternic ionizați de fier, argon, nichel, calciu și alte elemente, care apare numai în condiții de rarefacție puternică. În cele din urmă, liniile de absorbție din coroana exterioară sunt cauzate de împrăștierea particulelor de praf care sunt prezente în mod constant în mediul interstelar. Iar absența unei linii în coroana interioară se datorează faptului că, atunci când sunt împrăștiate de electroni care se mișcă foarte rapid, toate cuantele de lumină suferă modificări de frecvență atât de semnificative încât chiar și liniile Fraunhofer puternice ale spectrului solar sunt complet „spălate”.
Deci, coroana Soarelui este partea cea mai exterioară a atmosferei sale, cea mai rarefiată și cea mai fierbinte. Adăugăm că este și cel mai apropiat de noi: se dovedește că se extinde departe de Soare sub forma unui flux de plasmă care se mișcă constant din acesta - vântul solar. În apropierea Pământului, viteza sa este în medie de 400-500 km/s, iar uneori ajunge la aproape 1000 km/s. Răspândindu-se cu mult dincolo de orbitele lui Jupiter și Saturn, vântul solar formează o heliosferă gigantică care se învecinează cu un mediu interstelar și mai rarefiat.
De fapt, trăim înconjurați de coroana solară, deși protejați de radiația ei pătrunzătoare printr-o barieră de încredere sub forma câmpului magnetic al pământului. Prin coroană, activitatea solară afectează multe procese care au loc pe Pământ (fenomene geofizice).

Zonele întunecate, de rău augur de pe partea stângă a discului solar sunt așa-numitele găuri coronare. Aceste regiuni, situate deasupra suprafeței, unde liniile de forță ale câmpului magnetic solar intră în spațiul interplanetar, sunt caracterizate prin presiune redusă. Găurile coronale au fost studiate intens de la sateliți încă din anii 1960 în lumină ultravioletă și cu raze X. Se știe că sunt surse de vânt solar intens, care constă din atomi și electroni care zboară departe de Soare de-a lungul liniilor de câmp magnetic deschis.

6. Activitatea solară și furtunile magnetice.

- toate fenomenele de activitate solară sunt asociate cu eliberarea de câmpuri magnetice la suprafața Soarelui.

Soarele este foarte agitat. În această imagine, în culori condiționate, este afișată o regiune activă, situată pe marginea discului solar. Plasma fierbinte scapă din fotosfera solară și se mișcă de-a lungul liniilor câmpului magnetic. Regiunile foarte fierbinți sunt marcate cu roșu, ceea ce indică faptul că unele dintre buclele de câmp magnetic au material mai fierbinte care se propagă decât alte bucle. Buclele de câmp magnetic sunt foarte mari, astfel încât Pământul se poate încadra cu ușurință în interiorul lor.

Furtuni magnetice.

Această ejecție de masă coronală asupra Soarelui a fost însoțită de o erupție la scară medie. Când Soarele atinge apogeul în ciclul său de activitate de 11 ani până în 2013, evenimente similare vor avea loc pe el de trei până la patru ori pe zi.

Fluxurile de particule emise de Soare se revarsă pe Pământ de miliarde de ani. Cu toate acestea, următoarea erupție puternică, care are norocul să lovească direct Pământul, va putea deteriora rețelele electrice și alte infrastructuri, lovind astfel sistemele tehnice care stau acum la baza civilizației noastre.

O secvență de 8 ore de observații a unei ejecții de masă coronală în perioada 5-6 august 1999 folosind corograful cu lumină albă de pe nava spațială SOHO.
Cercul alb arată dimensiunea și poziția Soarelui. Ejecta din colțul din stânga sus se mișcă aproximativ perpendicular pe linia Soare-Pământ și, prin urmare, nu va cădea în vecinătatea Pământului.

Care este efectul unei furtuni solare.

În procesul unei ejecții de masă coronală, Soarele erupe particule de înaltă energie care zboară în spațiu cu viteze de câteva milioane de kilometri pe oră. O zi mai târziu, aceste particule se găsesc în câmpul magnetic al Pământului, generând o furtună magnetică.

Fluxurile de protoni și electroni de înaltă energie deteriorează circuitele electronice și provoacă degradarea panourilor solare ale navelor spațiale (inclusiv Stația Spațială Internațională).
Sub influența lor, stratul superior al atmosferei este oarecum încălzit, ceea ce îl face să „crească”. Ca urmare, crește rezistența frontală la mișcarea sateliților cu orbită joasă, ceea ce necesită corecție și reduce timpul lor pe orbită.
Sub influența radiațiilor, ionosfera Pământului își schimbă forma. În ea se formează bule de plasmă. Trecând prin astfel de zone, semnalele de la sateliții GPS sunt distorsionate sau absorbite. Ca urmare, navigarea precisă prin satelit devine imposibilă.
În plus, particulele ionizate afectează propagarea undelor radio. Avioanele care zboară în Arctica (la latitudini peste 85 de grade) sunt complet dependente de comunicațiile radio de înaltă frecvență pentru navigația lor, așa că într-o astfel de situație riscă serios să-și piardă cursul.
Fluctuațiile câmpului magnetic induc curenți electrici puternici în conductele de gaz și petrol, provocând astfel coroziunea acestora.
În plus, acești curenți sunt induși și în infrastructura electrică, cum ar fi transformatoarele, care pot exploda pur și simplu din cauza supratensiunilor bruște de curent.

Acest lucru poate părea excesiv de pesimist, dar relatările istorice reale susțin că furtuna de Halloween din 2003 arată ca un fleac în comparație cu evenimentele anterioare.

În martie 1989, o furtună geomagnetică a lovit un transformator de înaltă tensiune la o centrală hidroelectrică din Quebec, Canada. Ca urmare a unei nopți geroase de iarnă, întreaga provincie a rămas fără curent electric timp de nouă ore. O furtună magnetică care a cuprins întregul Pământ în martie 1921 a provocat incendii la stațiile telegrafice și telefonice, precum și la stațiile de cale ferată conectate la rețelele electrice în curs de dezvoltare. Cea mai puternică furtună magnetică observată până acum – „Evenimentul Carrington” – a avut loc în septembrie 1859. Atunci curenții induși de furtuna geomagnetică au atins o asemenea putere încât timp de patru zile telegrafiștii, după ce și-au deconectat echipamentele de la baterii, au transmis mesaje folosind exclusiv „curentul de aurora” care era indus în liniile de transmisie.

„În toți acești ani, nimic nu s-a schimbat în mecanismele fizice ale câmpurilor magnetice solare și terestre. Noi înșine ne-am schimbat, spune John Kappenman. - Am construit o mulțime de rețele electrice grandioase și, după ce ne-am legat toate aspectele activității vieții de ele, am început să depindem de capriciile lor. Mai devreme sau mai târziu vom avea o altă furtună comparabilă cu Evenimentul Carrington. Abia în 1859 rețeaua telegrafică era singurul sistem tehnic care se afla sub impactul elementului cosmic, iar în 1921 întreaga industrie a energiei electrice era la început. Acum, oriunde te uiți, vedem peste tot sisteme și rețele care sunt practic lipsite de apărare împotriva furtunilor magnetice.

Deci, având în vedere toate cele de mai sus, astfel încât pe pământa fost o furtună magnetică, „împușcare” a unei erupții solare ar trebui să fie :

îndreptată spre Pământ;
suficient de deosebit pentru a schimba polaritatea vântului solar (și a păstra această schimbare pe durata zborului către Pământ);
suficient de puternic pentru a face vântul solar mai puternic decât câmpul magnetic al pământului (și păstrează această schimbare pe durata zborului către Pământ)

În consecință, nu orice erupție asupra Soarelui duce la perturbări ale magnetosferei (și cu atât mai mult, la furtuni magnetice) - astfel de erupții reprezintă doar 30-40 la sută din total (voi face o rezervare - asta nu înseamnă că 30 -40% dintre erupții provoacă furtuni, iar 30-40% dintre erupții duc la perturbări magnetosferice, care nu sunt neapărat furtuni).

Concluzie.

Fizica Soarelui, a cărui substanță se află în stare de plasmă (o parte semnificativă a atomilor care alcătuiesc cromosfera este ionizată), este în același timp „fizica plasmatică”. Din teoria fizicii plasmei (detaliată și în același timp enunțată clar de academicianul LA Artsimovici în cartea sa „Elementary Plasma Physics” se știe că dacă există un câmp magnetic care se mișcă în spațiu sau își schimbă puterea în plasmă, curenții electrici inevitabil apar, datorită acțiunii câmpului asupra ionilor atomilor și electronilor care alcătuiesc plasma, adică, în esență, există încălzire și mișcare a acestei părți a plasmei în ansamblu.

Deja în primele lucrări științifice despre teoria erupțiilor solare, realizate de compatriotul nostru S.I. Syrovatsky, apariția erupțiilor solare a fost explicată prin procesul presupus posibil de „reconectare” a liniilor de câmp magnetic în timpul interacțiunii a două sau mai multe câmpuri magnetice locale care se mișcă unul față de celălalt. Este această situație care are loc în cromosfera Soarelui, cu excepția însăși posibilității procesului de „reconectare”.

Toate „teoriile” ulterioare s-au bazat, într-o formă sau alta, tocmai pe mișcarea în spațiu și pe schimbarea în timp a intensității câmpurilor magnetice locale. Nu a fost nimic surprinzător în asta, deoarece erupțiile solare apar doar în plasma situată în aceste câmpuri. Cu toate acestea, o circumstanță nu a fost luată în considerare - viteza scăzută de mișcare a câmpurilor magnetice locale unul față de celălalt și schimbarea lentă a puterii lor.
Fizicienii pot fi înțeleși - nu există altă alternativă, dacă luăm în considerare procesele de pe Soare separat de procesele din Sistemul Solar și, în acest caz - de procesele din Univers în ansamblu. Din păcate, cel mai adesea, la fel ca în acest caz particular, asta este exact ceea ce fac ei. Cum altfel se poate explica un asemenea număr de probleme nerezolvate în „fizica Soarelui” și în fizică în general? Aceste probleme vor fi rezolvate de generațiile viitoare de fizicieni. Poate că unii dintre ei studiază deja în școlile rusești.

Lista literaturii folosite.

1 din 23

Prezentare pe tema: fizica in spatiu

diapozitivul numărul 1