Начала астрономии Время и небесная сфера Созвездия Движение небесных тел Астроприборы Астрофизика Обзоры астрооборудования Астрономические наблюдения
Общая астрономия
Солнечная система Звезды Наша Галактика Внегалактическая астрономия Внеземные цивилизации Астрономы мира и знаменательные даты
Дополнительно
Форумы Astrogalaxy.ru Астрономия для детей Планетарии России Это интересно Новости астрономии О проекте
Солнечная активность и атмосфера Солнца
Пятна появляются в тех сравнительно небольших областях фотосферы Солнца, где магнитное поле усиливается в несколько тысяч раз по сравнению с общим фоном, и его индукция может достигать 0,4-0,5 Тл. Усиление магнитного поля, которое охватывает также лежащие выше области хромосферы и короны, является характерным признаком активной области (центра активности). Сначала пятна наблюдаются как маленькие темные участки диаметром 2000-3000 км. Большинство из них в течение суток пропадают, однако некоторые увеличиваются в десятки раз.
Оказалось, что происходит это во время вспышек. Самыми мощными проявлениями солнечной активности являются вспышки, в процессе которых за несколько минут иногда выделяется энергия до 10 25 Дж (такова энергия примерно миллиарда атомных бомб). Вспышки наблюдаются как внезапные усиления яркости отдельных участков Солнца в районе пятен. Продолжительность сильных вспышек в среднем может достигать трех часов, а слабые длятся всего несколько минут. По скорости выделения энергии вспышки подобны взрыву. Солнечная плазма в этой области может нагреваться до температуры порядка 10 млн. К. Возрастает кинетическая энергия выбросов веществ, движущихся в короне и уходящих в межпланетное пространство со скоростями до 1000 км/с. Получают дополнительную энергию и значительно ускоряются потоки электронов, протонов и других заряженных частиц. Усиливается оптическое, рентгеновское, гамма- и радиоизлучение. Детальная теория сложного комплекса явлений, наблюдаемых во время вспышек, пока еще не разработана, но, по современным представлениям, они связаны с возникновением и происходящим затем быстрым выделением избытка энергии в магнитных полях активных областей.
Презентация на тему: «АТМОСФЕРА СОЛНЦА. СОЛНЕЧНАЯ АКТИВНОСТЬ».
Онлайн-конференция
«Современная профориентация педагогов и родителей, перспективы рынка труда и особенности личности подростка»
Свидетельство и скидка на обучение каждому участнику
Описание презентации по отдельным слайдам:
Презентация на тему: «АТМОСФЕРА СОЛНЦА. СОЛНЕЧНАЯ АКТИВНОСТЬ».
Фотосфера – самый нижний слой атмосферы Солнца, в котором температура довольно быстро убывает от 8000 до 4000 К.
Следствием конвективного движения вещества в верхних слоях Солнца является своеобразный вид фотосферы – грануляция. Фотосфера как бы состоит из отдельных зерен – гранул, размеры которых составляют в среднем несколько сотен (до 1000) километров.
Гранула – это поток горячего газа, поднимающийся вверх. В темных промежутках между гранулами находится более холодный газ, опускающийся вниз. Каждая гранула существует всего 5–10 мин, затем на ее месте появляется новая, которая отличается от прежней по форме и размерам.
Вещество фотосферы нагревается за счет энергии, поступающей из недр Солнца, а излучение, которое уходит в межпланетное пространство, уносит энергию, поэтому наружные слои фотосферы охлаждаются. В самых верхних слоях фотосферы в условиях минимальной для Солнца температуры оказывается возможным существование нейтральных атомов водорода и даже простейших молекул и радикалов Н2, ОН, СН.
Над фотосферой располагается хромосфера («сфера цвета»). Красновато-фиолетовое кольцо хромосферы можно видеть в те моменты, когда диск Солнца закрыт Луной во время полного солнечного затмения. В хромосфере вещество имеет температуру в 2–3 раза выше, чем в фотосфере. Здесь, как и внутри Солнца, оно представляет собой плазму, только меньшей плотности.
Толщина хромосферы 10–15 тыс. км, а далее на миллионы километров (несколько радиусов Солнца) простирается солнечная корона. Температура короны резко возрастает по сравнению с температурой хромосферы и достигает 2 млн К. Для короны, которую можно наблюдать во время полных солнечных затмений как жемчужно-серебристое сияние, характерна лучистая структура с множеством сложных деталей – дуг, шлемов и т. д.
Плотность вещества по мере удаления от Солнца постепенно уменьшается, но потоки плазмы из короны («солнечный ветер») растекаются по всей планетной системе. Скорость этих потоков в окрестностях Земли обычно составляет 400–500 км/с, но у некоторых может достигать 1000 км/с. Основными составляющими солнечного ветра являются протоны и электроны, значительно меньше альфа-частиц (ядер гелия) и других ионов.
Солнечный ветер порождает не только на Земле, но и на других планетах Солнечной системы, обладающих магнитным полем, такие явления, как магнитосфера, полярные сияния и радиационные пояса.
В атмосфере Солнца наблюдаются многообразные проявления солнечной активности, характер протекания которых определяется поведением солнечной плазмы в магнитном поле – пятна, вспышки, протуберанцы, корональные выбросы и т. п.
Солнечные пятна были открыты в начале XVII в. во время первых наблюдений при помощи телескопа. По изменению положения пятен на диске Солнца было обнаружено, что оно вращается. Наблюдения показали, что угловая скорость вращения Солнца убывает от экватора к полюсам, а время полного оборота вокруг оси возрастает с 25 суток (на экваторе) до 30 (вблизи полюсов).
Пятна появляются в тех сравнительно небольших областях фотосферы Солнца, где магнитное поле усиливается в несколько тысяч раз по сравнению с общим фоном. Сначала пятна наблюдаются как маленькие темные участки диаметром 2000–3000 км. Большинство из них в течение суток пропадают, однако некоторые увеличиваются в десятки раз. У крупных пятен вокруг наиболее темной центральной части (ее называют тень) наблюдается менее темная полутень.
В центре пятна температура вещества снижается примерно до 4000 К. Понижение температуры в районе пятна связано с действием магнитного поля, которое нарушает нормальную конвекцию и препятствует притоку энергии снизу. Вблизи пятен, где магнитное поле слабее, конвективные движения усиливаются, и появляются хорошо заметные яркие образования – факелы.
Наиболее крупными по своим масштабам проявлениями солнечной активности являются наблюдаемые в солнечной короне протуберанцы – огромные по объему облака газа, масса которых может достигать миллиардов тонн. Они медленно меняют свою форму и могут существовать в течение нескольких месяцев.
Порой отдельные части протуберанцев быстро устремляются вверх со скоростями порядка нескольких сотен километров в секунду и поднимаются на огромную высоту (до 1 млн км), что превышает радиус Солнца. Оказалось, что происходит это во время вспышек.
Самыми мощными проявлениями солнечной активности являются вспышки, в процессе которых за несколько минут иногда выделяется энергия до 1025 Дж (такова энергия примерно миллиарда атомных бомб). Продолжительность вспышек обычно около часа, а слабые длятся всего несколько минут.
Вещество, выбрасываемое из солнечной короны, представляет собой плазму с магнитным полем (так называемые магнитные облака). Взаимодействие такого облака с магнитосферой Земли вызывает аномальное возмущение – магнитную бурю. Магнитные бури вызывают возмущение ионосферы, что приводит к нарушениям в прохождении радиосигналов, в частности, от навигационных спутников. Изменение геомагнитного поля приводит к появлению индуцированных токов в линиях электропередачи и трубопроводах.
Число пятен и протуберанцев, частота и мощность вспышек на Солнце меняются с определенной, хотя и не очень строгой периодичностью – в среднем этот период составляет примерно 11,2 года. Солнечная активность (количество пятен на Солнце)
КА СОХО позволяет отслеживать появление пятен, вспышек и корональных выбросов массы и по их местоположению и динамике давать трехдневный прогноз, представляют ли они опасность для Земли. В настоящее время для изучения Солнца используются все средства космической техники. Метеоспутники на геостационарной орбите уже более 30 лет ведут общий мониторинг солнечной активности, измеряя потоки рентгеновского излучения и солнечных космических лучей. Для мониторинга корональных выбросов массы используется пара КА СТЕРЕО.
Вопросы (с.143) 7. Чем объясняется наблюдаемая на Солнце грануляция? 8. Какие проявления солнечной активности наблюдаются в различных слоях атмосферы Солнца? С чем связана основная причина этих явлений? 9. Чем объясняется понижение температуры в области солнечных пятен? 10. Какие явления на Земле связаны с солнечной активностью?
Домашнее задание § 21 (п.3-4).
Ищем педагогов в команду «Инфоурок»
Тема:Строение атмосферы Солнца.
Ход урока:I Опрос учащихся.
1. У доски
1.Светимость Солнца. Способы определения (закон Стефана-Больцмана).
2. Температура (закон Вина). Химический состав.
3. Вращение. Размер и масса (способы определения).
2. На компьютере
Положение Солнца, его координаты. Фотографии из архива, из Интернета (текущее время).
3. Остальные
1. Задача: Как изменилась бы светимость Солнца, если бы его температура увеличилась в 2 раза при том же размере?
3. Задача: Какова вторая космическая скорость на уровне фотосферы Солнца?
в) Вокруг солнечных пятен наблюдались светлые ореолы, температура которых на 10К> чем у окружающего газа и радиус в 2 раза> радиуса пятна, открыты в 1999 году.
а) Факелы (хромосферные)-наиболее яркие участки расположены над фотосферными нитями и факелами.
4. Солнечная активность – периодический комплекс нестационарных образований в атмосфере Солнца (петли, факелы, протуберанцы и т.д.). Связующее звено между различными ярусами центров активности – магнитное поле. Период – 11 лет (4 подъема – 7 затухание).
К 1997г установлено, что на Солнце одновременно происходит до 30 тысяч различных взрывных событий. Они подробно исследованы с помощью космического УФ спектрометра SOHO (Солнечная геосферная обсерватория). Их средняя продолжительность ≈1 мин, протяженность 1500 км, скорость выброса вещества до 1500 км/с. Так 6 января 1997г зафиксирован “протуберанец” диаметром >40 млн.км, что привело к увеличению солнечного ветра с 350 до 430 км/с у Земли.
К 2007 году прошло наблюдаемых 23 цикла солнечной активности. Анализ в 20-22 циклах показал, что экватор вращался с почти постоянным синодическим периодом 26.92 ± 0.02 сут. Но после 1996г вращение значительно ускорилось, и в 23-ем цикле доминирует период 26.57 ± 0.07 сут (рост скорости на 1.3 %).
В данный момент вы не можете посмотреть или раздать видеоурок ученикам
Чтобы получить доступ к этому и другим видеоурокам комплекта, вам нужно добавить его в личный кабинет, приобрев в каталоге.
Получите невероятные возможности
Конспект урока «Атмосфера Солнца и солнечная активность»
Солнечная атмосфера состоит из нескольких слоёв: фотосферы, хромосферы и короны.
Фотосфера — это самый нижний слой солнечной атмосферы. Её толщина не превышает и 300 километров.
Температура фотосферы по мере приближения к её внешнему краю уменьшается с 6600 К до 4400 К. При таких температурах раскалённый газ излучает энергию преимущественно в оптическом диапазоне волн. Именно этот нижний слой атмосферы, видимый как желтовато-яркий диск, зрительно воспринимается нами как Солнце.
При близком рассмотрении фотосферы можно заметить, что её поверхность состоит как бы из отдельных зёрен — гранул. Это огромные пузыри плазмы, диаметр которых может достигать 700—1000 километров.
Существует одна такая гранула недолго — в среднем 5—10 минут. Затем на её месте появляется новая гранула, которая будет отличаться от прежней по форме и размерам. Процесс постоянного возникновения и исчезновения гранул в фотосфере называется грануляцией.
Наиболее приметными и самыми известными объектами фотосферы Солнца являются солнечные пятна. Их диаметр может достигать 200 000 километров, что существенно больше диаметра нашей планеты. Но есть и маленькие пятна, которые принято называть порами.
Интересно, что первые сообщения о пятнах на Солнце относятся к 800 году до нашей эры. А первые зарисовки солнечных пятен найдены в хронике Иоанна Вустерского 1128 года.
Солнечные пятна — это области «холодного» газа. Их температура примерно на 2000—2500 о С меньше, чем температура окружающей фотосферы. Поэтому на общем фоне поверхности Солнца они выглядят темнее.
Наблюдение за солнечными пятнами в начале XVII века показали, что их положение на Солнце постоянно меняется. Так было установлено, что наша звезда вращается вокруг своей оси. Причём её вращение совпадает с направлением движения планет. Однако период вращения частей Солнца неодинаков. Так на экваторе время полного оборота вокруг оси составляет 25,05 дней. У полюсов же сидерический период увеличивается до 34,3 дня.
Солнечные пятна — это не статичные объекты. Сначала они наблюдаются как маленькие тёмные участки, диаметр которых не превышает 3000 километров. Большинство таких участков в скором времени исчезает. Однако некоторые из них могут увеличиваться в несколько десятков раз, сливаться в большие группы, менять форму и размеры на протяжении нескольких оборотов Солнца.
Возникновение тёмных пятен на Солнце учёные связывают с колебаниями его магнитного поля. Так, в обычных условиях его индукция лишь в 2 раза превышает индукцию магнитного поля Земли. Но иногда в небольшой области возникают концентрированные магнитные поля, индукция которых может достигать 0,5 Тл. Такие мощные поля не дают горячей плазме подняться к поверхности. В результате чего вместо светлых гранул образуется тёмное пятно.
Несмотря на то, что наблюдение за Солнечными пятнами идёт уже не одно столетие, учёные до сих пор не знают механизма и частоту их формирования. 17 января 2017 года стало известно, что учёным Европейской южной обсерватории с помощью самого мощного микроволнового телескопа на Земле «АЛМА» удалось заглянуть «внутрь» солнечного пятна и сделать его снимки на волне 1,25 мм. Они надеются, что в будущем это поможет разгадать тайну этих магнитных структур.
Вместе с тем вблизи пятен, где магнитное поле слабее, конвективные движения усиливаются. И тогда в этих местах появляются хорошо заметные яркие образования — факелы. Факелы имеют сложную волокнистую структуру, а их температура на несколько сотен градусов превышает температуру фотосферы.
Во время полного солнечного затмения вокруг диска Луны бывает видна тонкая полоска красновато-фиолетового или розового цвета. Это хромосфера Солнца.
Её толщина составляет порядка 10 000 километров. А температура вещества в ней увеличивается с высотой от 4000 К до 20 000 К. Несмотря на такую высокую температуру, яркость хромосферы невелика из-за малой плотности вещества в ней.
Основным элементом структуры хромосферы Солнца являются спикулы. Они представляют собой достаточно тонкие, в масштабах Солнца, столбики светящейся плазмы. Одна такая спикула в среднем живёт около 5—10 минут. А её максимальная длина может достигать 20 000 километров. Из-за этого в конце XIX века итальянский астроном Анджело Секки, наблюдая хромосферу в телескоп, сравнил её с горящими прериями.
Самая разреженная и самая горячая оболочка атмосферы Солнца — это солнечная корона. Её толщина составляет несколько радиусов Солнца. А температура плазмы в ней достигает 2 000 000 К.
Корона в основном состоит из протуберанцев и солнечных извержений. Протуберанцы наблюдаются на самом краю солнечного диска. Они похожи на гигантские арки, которые опираются на хромосферу Солнца.
Как правило, в большинстве протуберанцев вещество движется медленно, а время их существования может достигать нескольких месяцев. Но иногда потоки вещества в них начинают довольно быстро двигаться. Говорят, что протуберанец стал активным. Активный протуберанец может жить от нескольких десятков минут до нескольких суток. Затем он либо исчезает, либо превращается в эруптивный протуберанец. Они по внешнему виду напоминают гигантские фонтаны, которые в некоторых случаях бьют на высоту до 2 000 000 километров. Скорость вещества в таких образованиях достигает нескольких сотен километров в секунду.
Облака плазмы, обусловленные солнечными вспышками и корональными выбросами, достигают Земли примерно через двое-трое суток. Они приводят к возникновению геомагнитных бурь на Земле, которые определённым образом влияют на технику и биологические объекты (в том числе и человека).
Число пятен и протуберанцев, частота и мощность вспышек на Солнце меняются с определённой, хотя и не очень строгой периодичностью. Эти периодические изменения солнечной активности называют солнечной цикличностью.
Наиболее известным и лучше всего изученным является солнечный цикл Швабе, длительностью около 11 лет (хотя фактически, колебания циклов происходит в пределах от 7,5 до 16 лет).
Спустя два цикла Швабе (то есть спустя 22 года) магнитное поле Солнца возвращается в своё исходное состояние. Этот цикл получил название цикла Хейла в честь американского астронома Джорджа Эллери Хейла.
Из внешней части солнечной короны истекает солнечный ветер. Он представляет собой непрерывный расширяющийся поток разреженной плазмы, радиально исходящий от Солнца вдоль линий напряжённости магнитного поля и заполняющий собой межпланетное пространство.
Вблизи нашей планеты его скорость составляет порядка 450 км/с, и она увеличивается по мере удаления от Солнца. А плотность солнечного ветра вблизи Земли составляет всего несколько частиц в кубическом сантиметре.
Поток солнечной плазмы не может преодолеть противодействие магнитного поля Земли и обтекает его. При этом образуется полость каплеобразной формы — магнитосфера. Как мы уже знаем, она имеет сложную форму. Со стороны Солнца граница магнитосферы сжата давлением солнечного ветра. С ночной же стороны она вытягивается длинным цилиндрическим хвостом на значительное расстояние, и где заканчивается — неизвестно (хотя некоторые учёные считают, что длина магнитного хвоста Земли составляет порядка 6000 её радиусов).
Небольшая часть захваченных геомагнитным полем заряженных частиц образует вокруг нашей планеты радиационный пояс. Здесь движутся протоны, ионы и электроны, обладающие самой высокой энергией. Эти частицы, попадая из в верхние слои атмосферы в районе полюсов, заставляют светиться её основные составляющие — азот и кислород, вызывая полярные сияния.
В настоящее время для изучения Солнца, помимо земных солнечных телескопов, активно используются космические аппараты. Так, например, 26 октября 2006 года для изучения солнечной активности НАСА вывела на гелиоцентрическую орбиту два одинаковых космических аппарата «СТЕРЕО». Они находятся в разных точках орбиты Земли и позволяют изучать магнитные облака, летящие к Земле, «со стороны».
А 1 февраля 2010 года была запущена космическая обсерватория солнечной динамики. На её борту находится аппаратура, способная получать 12 различных видов изображений Солнца.
А разрешение снимков таково, что учёные могут наблюдать на поверхности Солнца детали с угловым размером 0,6 угловой секунды. В период с 2010 по 2015 годы космической обсерваторией было собрано около 2600 терабайт данных, в том числе более 200 млн фотографий поверхности Солнца.
И последнее. Знаете ли вы, что Солнце светит почти белым светом? Но из-за рассеяния и поглощения коротковолновой части спектра атмосферой Земли прямой свет Солнца у поверхности нашей планеты приобретает желтоватый оттенок.
Античная астрономия 
