Зміст роботи:
1. Загальні відомості про Сонце
1.1. Введення
1.2. Еволюція Сонця і Сонячної системи
1.3. Вид Сонця в телескоп
1.4. Обертання Сонця
1.5. Положення Сонця в галактиці
1.6. Характеристики Сонця
2. Будівля Сонця
2.1. Внутрішні шари Сонця
2.2. Атмосфера Сонця
2.2.1. Фотосфера
1. Хромосфера
2. Корона
1. Сонячна активність
1. Сонячні плями
3. Сонячний цикл
4. Сонце - джерело енергії
5. Сонце і життя Землі
6. Сонячне затемнення
7. Проблема «Сонце - Земля»
8. Висновок
9. Література
Загальні відомості про Сонце
1.1. Введення
Сонце грає виняткову роль у житті Землі. Весь органічний світнашої планети зобов'язаний Сонця своїм існуванням. Сонце - не тількиджерело світла і тепла, але і первинний джерело багатьох інших видівенергії (енергії нафти, вугілля, води, вітру).
Здавна у різних народів Сонце було об'єктом поклоніння. Його вважалинаймогутнішим божеством. Культ непереможного Сонця був одним знайпоширеніших (Геліос - грецький бог Сонця, Аполлон - бог Сонцяу римлян, Мітра - у персів, Ярило - у слов'ян і т. д.). На честь Сонцяспоруджували храми, складали гімни, приносили жертви. Пішло в минулерелігійне поклоніння денного світила. Зараз вчені досліджують природу
Сонця, з'ясовують його вплив на Землю, працюють над проблемою застосуванняпрактично невичерпної сонячної енергії.
Сонце - це наша зірка. Вивчаючи Сонце, ми дізнаємося про багато явища тапроцесах, що відбуваються на інших зірках і недоступних безпосередньомуспостереження з-за величезних відстаней, які відділяють нас від зірок.
1.2. Еволюція Сонця і Сонячної системи
Вік Сонця приблизно дорівнює 4.5 мільярда років. З моменту свогонародження воно витратило половину водню міститься в ядрі. Вонобуде продовжувати "мирно" випромінювати наступні 5 мільярдів років або близько того
(хоча його світність зросте приблизно вдвічі за цей час). Але, врешті --решт, воно вичерпає водневе паливо, що призведе до радикальнихзмін, що є звичайним для зірок, але на жаль призведе до повногознищення Землі (і створення планетарної туманності).
Еволюція Сонця:
1. На Сонце починають йти ядерні реакції в ядрі. Це називається народженням зірки, до початку ядерних реакцій об'єкт називають протозірок, і в ядрі ще занадто низька температура для того, щоб почалося ядерне горіння.
2. До цього часу, приблизно половина водню в ядрі буде перетворена в гелій. Це та ситуація в якій Сонце знаходиться зараз (з моменту народження Сонця пройшло приблизно 4.5 мільярда років).
3. Водень в ядрі практично повністю перероблений, і починається горіння водню в шаровий джерелі навколо ядра. Це змушує Сонце роздуватися. Його радіус стає приблизно на 40% більше, а світність подвоюється.
4. Через півтора мільярди років, поверхня Сонця стане в 3.3 рази більше ніж зараз, а температура опуститься до 4300 градусів Кельвіна.
Якщо дивитися з Землі, то Сонце буде виглядати як велику помаранчеву кулю. Проте головна проблема в тому, що температура Землі при цьому підніметься на 100 градусів і всі моря випаруються, так що не залишиться спостерігачів цієї грандіозної картини. У наступні 250 мільйонів років радіус Сонця виросте в 100 разів, і його світність зросте більш ніж у 500 разів. Воно займе практично пів неба на планеті, яка колись була Землею.
5. Температура ядра зросте так високо, що почне протікати реакція перетворення гелію в вуглець. Можливо, цей процес буде носити вибуховий характер і одна третина сонячної оболонки буде розсіяна в космосі.
Що трапиться після цього в даний час невідомо. Сонце стане яскравішим, і всі зовнішні шари будуть віднесені в космос дуже сильним сонячним вітром. Це явище називають освітою планетарної туманності; приклади таких об'єктів часто спостерігаються в космосі (усередині планетарної туманності завжди є зірка, її породила).
Після цього залишиться практично тільки ядро колишнього Сонця, так званий білий карлик, який має масу в два рази меншу, ніж маса сучасного Сонця, але з ненормально високою щільністю речовини: 2 тонни на кубічний сантиметр. Цей білий карлик буде повільно охолоджуватися, перетворюватися на чорний карлик і це буде кінець Сонця.
1.3. Вид Сонця в телескоп
Спостереження Сонця вимагають великої обережності. Не можна дивитися на
Сонце, не захистивши очі дуже щільним (темним) світлофільтром! Але навіть зсвітлофільтром не рекомендується дивитися на Сонце в шкільний телескоп.
Краще встановити на окулярне кінці телескопа екран з листом білого паперу ірозглядати зображення Сонця на екрані. Це дозволить побачити на Сонцетемні плями (Сонячні плями) і світлі ділянки (факели), які помітнішенавколо плям поблизу краю Сонячного диска. На сучасних обсерваторіях дляспостереження Сонця застосовують телескопи спеціальних конструкцій - сонячнітелескопи. Таким телескопам оснащена, наприклад, Кримська Астрофізична
Обсерваторія.
1.4. Обертання Сонця
Якщо порівняти кілька послідовних фотографій Сонця, то можнапомітити, як змінюється положення всіх плям на диску. Це відбувається черезобертання Сонця. Сонце обертається не як тверде тіло. Плями, що знаходяться впоблизу екватора Сонця, випереджають плями, розташовані в середніх широтах.
Отже, швидкість обертання різних шарів Сонця різні.
Екваторіальній області роблять один оберт навколо осі Сонця за 25 земнихдіб, а області поблизу полюсів Сонця - приблизно за 30 діб. Лінійнашвидкість обертання на екваторі Сонця складає 2 км./с. Спостереженняпоказують, що всі плями переміщаються від Східного до Західного краю.
Отже, Сонце обертається навколо своєї осі в напрямку рухупланет навколо нього.
1.5. Положення Сонця в галактиці
Сонце - центральне тіло Сонячної системи, розпечений плазмовий куля,типова зірка-карлик спектрального класу G2.
V Відстань від Сонця до центру галактики - 104пк ~ 3/3 * 104 світлових років
V Швидкість руху Сонця навколо центру Галактики - 250 км/с
V Період обертання Сонця навколо центру Галактики - 2 * 108 років
V Земний спостерігач бачить сонячний диск під кутом 0,5 °.
1.6. Характеристики Сонця
V Маса MS ~ 2 * 1023 кг,
V RS ~ 629 тис км,
VV = 1,41.1027 м3, що майже в 1300 тис. разів перевершує обсяг Землі,
V середня щільність 1,41 * 103 кг/м,
V світність LS = 3,86 * 1023 кВт,
V ефективна температура поверхні (фотосфера) 5780 К,
V період обертання (синодичний) змінюється від 27 добу на екваторі до
32 добу в полюсів,
V прискорення вільного падіння 274 м/с 2. (при такому величезному прискорення сили тяжіння людина масою 60 кг важив би більше 1,5 тонни).
Хімічний склад був визначений з аналізу сонячного спектра.
Виявилося, що на Сонці найбільше водню, а потім гелію. Відкрито тамбагато й інших хімічних елементів (кисень, кальцій, залізо, магній,натрій тощо), але все замість вони складають дуже малу частку в порівнянні зводнем. На Сонце не виявлено ніяких хімічних елементів, крімтих, які є на Землі. Це вказує на те, що небесні тіласкладаються з тих же речовин, що і Земля. Але на різних небесних тілахречовина може перебувати в різних станах.
Корона у внутрішній частині є надзвичайно розрідженийхмара легких частинок, головним чином частинок електрики --електронів, що виділяються з нижчих шарів. Всі вони швидко рухаються врізних напрямках, але переважно в сторону від Сонця. Швидкість їхньоготак само велика, як у газу при температурі до мільйона градусів. У зовнішнійчастини корони до них наточити і частинки пилу, який носиться вміжпланетному просторі.
Будівля Сонця
2.1. Внутрішні шари Сонця
У центральній частині Сонця знаходиться джерело його енергії, або, говорячиобразною мовою, та опалювач, яка нагріває його і не дає йому охолонути.
Ця область називається ядром. Під вагою зовнішніх шарів речовина всередині
Сонця стисло, причому, чим глибше, тим сильніше. Щільність його збільшуєтьсядо центру разом із зростанням тиску та температури. У ядрі, де температурадосягає 15 млн. кельвінів, відбувається виділення енергії.
Ядро має радіус не більше чверті загального радіусу Сонця. Проте в йогообсязі зосереджена половина сонячної маси і виділяється практично всяенергія, яка підтримує світіння Сонця.
Існують різні способи передачі енергії в залежності від фізичнихумов середовища, а саме: променистий перенесення, конвекція і теплопровідність.
Теплопровідність не відіграє великої ролі в енергетичних процесах на
Сонце і зірок, тоді як променистий та конвективний переноси дуже важливі.
Відразу навколо ядра починається зона променистої передачі енергії, де вонапоширюється через поглинання і випромінювання речовиною порцій світла --квантів.
Щільність, температура і тиск зменшуються в міру віддалення від ядра, ів цьому ж напрямі йде потік енергії. В цілому процес цей вкрайповільний. Щоб кванта дістатися від центру Сонця до фотосфери,необхідні багато тисяч років: адже, переізлучаясь, кванти увесь час змінюютьнапрямок, майже настільки ж часто рухаючись назад, як і вперед. Але коливони, зрештою, виберуться назовні, це будуть вже зовсім інші кванти.
Що ж з ними сталося?
У центрі Сонця народжуються гамма-кванти. Їх енергія в мільйони разів більше,ніж енергія квантів видимого світла, а довжина хвилі дуже мала. По дорозікванти зазнають дивовижні перетворення. Окремий квант спочаткупоглинається яких-небудь атомом, але тут же знову перевипромінюють; найчастішепри цьому виникає не один колишній квант, а два або навіть кілька. Зазакону збереження енергії їх загальна енергія зберігається, а тому енергіякожного з них зменшується. Так виникають кванти все менших і меншихенергій. Потужні гамма-кванти як би дробляться на менш енергійні кванти --спочатку рентгенівських, потім ультрафіолетових і, нарешті, видимих іінфрачервоних променів. У підсумку найбільшу кількість енергії Сонце випромінює ввидимому світлі, і не випадково наші очі чутливі саме до нього.
Як ми вже говорили, квант потрібно дуже багато часу, щобпросочитися через щільне сонячне речовина назовні. Так що якщо б
опалювач усередині Сонця раптом згасла, то ми б дізналися про це тількимільйони років по тому.
На своєму шляху через внутрішні сонячні шари потік енергії зустрічаєтаку область, де непрозорість газу сильно зростає. Це конвективназона Сонця. Тут енергія передається вже не випромінюванням, а конвекцією.
конвекції Суть полягає в тому, що величезні потоки гарячого газупіднімаються вгору, де віддають своє тепло навколишньому середовищу, а охолодженесонячний газ опускається вниз. Схоже, що сонячне речовина кипить іперемішується, як в'язка рисова каша на вогні.
Конвективна зона починається приблизно на відстані 0,7 радіусу від центруі тягнеться практично до самої видимої поверхні Сонця (фотосфери),де перенесення основного потоку енергії знову стає променистим. Однак заінерції сюди все ж проникають гарячі потоки з більш глибоких конвективнихшарів. Добре відома спостерігачам картина грануляції на поверхні
Сонця є видимим проявом конвекції.
2.2. Атмосфера Сонця
2.2.1. Фотосфера
Атмосфера Сонця починається на 200-300 глибше видимого краю сонячногодиска називають фотосферою. Оскільки їх товщина складає не більше однієїтрьохтисячної частки сонячного радіуса, фотосфери іноді умовно називаютьповерхнею Сонця.
Щільність газів в фотосфері приблизно така ж, як у земній стратосфері,і в сотні разів менше ніж в поверхні Землі. Температура фотосферизменшується від 8000 К на глибині 300 км до 4000 К в самих верхніх шарах.
Температура ж того середнього шару, випромінювання якого ми сприймаємо близько
6000 К.
За таких умов майже всі молекули газу розпадаються на окреміатоми. Лише в самих верхніх шарах фотосфери зберігається щодотрохи найпростіших молекул і радикалів типу Н2, ОН, СН.
Особливу роль у сонячній атмосфері відіграє не зустрічається в земнійприроді негативний іон водню, який є протон здвома електронами. Це незвичайне поєднання виникає в тонкому зовнішньому,найбільш «холодному» шарі фотосфери при «налипанні» на нейтральні атомиводню негативно заряджених вільних електронів, що поставляютьсялегко іонізіруемимі атомами кальцію, натрію, магнію, заліза та іншихметалів. При виникненні негативні іони водню випромінюють більшучастина видимого світла. Цей же світло іони жадібно поглинають, через щонепрозорість атмосфери з глибиною швидко зростає. Тому видимий край
Сонця і здається нам дуже різким.
Майже всі наші знання про Сонце засновані на випромінюванні його спектру.
У телескоп з великим збільшенням можна спостерігати тонкі деталі фотосфери:вся вона здається посипаної дрібними яскравими зернятками - гранулами,розділеними мережею вузьких темних доріжок. Грануляція є результатомперемішування спливаючих більш теплих потоків газу і опускаються більшехолодних. Різниця температур між ними в зовнішніх шарах значноневелика (200-300 К), але глибше, в конвективної зоні, вона більше, іперемішування відбувається значно інтенсивніше. Конвекція у зовнішніхшарах Сонця грає величезну роль, визначаючи загальну структуру атмосфери. Укінцевому рахунку саме конвекція в результаті складної взаємодії зсонячними магнітними полями є причиною всіх різноманітнихпроявів сонячної активності.
Магнітні поля беру участь у всіх процесах на Сонце. Часом вневеликій області сонячної атмосфери виникають концентровані магнітніполя, у кілька тисяч разів сильніші ніж на Землі. Іонізованоюплазма - хороший провідник, вона не може переміщатися впоперек лініймагнітної індукції сильного магнітного поля. Тому в таких місцяхперемішування і підйом гарячих газів з низу гальмується, і виникає темнаобласть - сонячне пляма. На тлі сліпучої фотосфери воно здаєтьсязовсім чорним, хоча насправді яскравість його слабкіше раз на десять.
З часом величина і форма плям сильно змінюються. Виникнувши ввигляді ледь помітною точки - пори, пляма поступово збільшує свої розміридо десятків тисяч кілометрів. Великі плями, як правило, складаються з темноїчастини (ядра) і менш темною - півтіні, структура якої додає плямі виглядвихору. Плями бувають оточені більш яскравими ділянками фотосфери, званимифакелами або факельним полями.
Фотосфера поступово переходить у більш розріджені зовнішні шари сонячноїатмосфери - хромосферу і корону.
2.2.2. Хромосфера
Хромосфера (грец. «сфера кольору») названа так за свою червонувато -фіолетового забарвлення. Вона видно під час повного сонячного затемнення, якклочковатое яскраве кільце навколо чорного диска Місяця, тільки що затьмарить
Сонце. Хромосфера досить неоднорідна і складається в основному з довгастихвитягнутих язичків (спікули), які надають їй вид палаючої трави. Температурацих хромосферних струменів в два-три рази вище, ніж у фотосфері, а щільність всотні тисяч разів менше. Загальна протяжність хромосфери 10-15 тис.кілометрів.
Зростання температури в хромосфері пояснюється поширенням хвиль імагнітних полів, що проникають у неї з конвективної зони. Речовинанагрівається приблизно так само, як якщо б це відбувалося в гігантськіймікрохвильової печі. Швидкості теплових рухів частинок зростають, частішаютьзіткнення між ними, і атоми втрачають свої зовнішні електрони: речовинастає гарячої ионизованного плазмою. Ці ж фізичні процесипідтримують і надзвичайно високу температуру самих зовнішніх шарів сонячноїатмосфери, які розташовані вище хромосфери.
Часто під час затемнень (а за допомогою спеціальних спектральних приладів - і не чекаючи затемнень) над поверхнею Сонця можна спостерігатихимерної форми "фонтани", "хмари", "воронки", "кущі", "арки" та іншіяскраво світяться освіти з хромосферної речовини. Вони буваютьнерухомими або повільно змінюються, оточеними плавними вигнутимиструменями, які втікають в хромосферу або випливають з неї, піднімаючись надесятки і сотні тисяч кілометрів. Це найграндіозніші освітисонячної атмосфери - протуберанці. При спостереженні в червоній спектральноїлінії, що випромінюється атомами водню, вони здається на тлі сонячного дискатемними, довгими і зігнутими волокнами.
протуберанці мають приблизно ту саму щільність і температуру, що іхромосфера. Але вони знаходяться над нею і оточені більш високими, сильнорозрідженими верхніми шарами сонячної атмосфери. Протуберанці не падають вхромосферу тому, що їх речовина підтримується магнітними полямиактивних областей Сонця.
Плями, факели, протуберанці, хромосферні спалаху - це все проявисонячної активності. З підвищенням активності число цих утворень на
Сонце стає більше.
2.2.3. Корона
На відміну від фотосфери і хромосфери зовнішня частина атмосфери Сонця
- Корона - володіє величезною довжиною: вона простягається на мільйоникілометрів, що відповідає кільком сонячним радіусів, а її слабкепродовження йде ще далі.
Щільність речовини в сонячній короні зменшується з висотою значноповільніше, ніж щільність повітря в земній атмосфері. Зменшення щільностіповітря при підйомі вгору визначається тяжінням Землі. На поверхні
Сонця тяжкості значно більше, і, здавалося б, його атмосфера не повиннабути високою. Насправді вона надзвичайно велика. Отже,є якісь сили, що діють проти тяжіння Сонця. Ці силипов'язані з величезними швидкостями руху атомів і електронів в короні,розігрітій до температури 1-2 млн градусів!
Корону найкраще спостерігати під час повної фази сонячного затемнення.
Щоправда, за ті кілька хвилин, що вона триває, дуже важко замалювати НЕтільки окремі деталі, але навіть загальний вигляд корони. Око спостерігача ледвелише починає звикати до раптово настали сутінках, а що з'явився з -за краї Місяця яскравий промінь Сонця вже сповіщає про кінець затемнення. Томучасто замальовки корони, виконані досвідченими спостерігачами під час одноготого самого затемнення сильно розрізнялися. Чи не вдавалося навіть точно визначитиїї колір.
Винахід фотографії дало астрономам об'єктивний і документальний методдослідження. Однак отримати гарний знімок корони теж не легко. Річ уте, що найближча до Сонця її частина, так звана внутрішня корона,порівняно яскрава, в той час як далеко простягається зовнішня коронапредставляється дуже блідим сяйвом. Тому якщо на фотографіях добревидно зовнішня корона, то внутрішня виявляється перетриманих, а назнімках, де проглядаються деталі внутрішньої корони, зовнішня зовсімнепомітна. Щоб подолати ці труднощі, під час затемнення звичайнонамагаються отримати одразу кілька знімків корони - з великими імаленькими витягами. Або ж корону фотографують, розміщуючи передфотопластини спеціальний "радіальний" фільтр, що послабляє кільцеві зонияскравих внутрішніх частин корони. На таких знімках її структуру можнапростежити до відстаней у багато сонячних радіусів.
Але вже перші вдалі фотографії дозволили виявити в короні великекількість деталей: корональні промені, всілякі "дуги", "шоломи" та іншіскладні освіти, чітко пов'язані з активними областями. Головноюособливістю корони є промениста структура. Форма корональної променівдуже різноманітна.
Цикл сонячної активності - 11 років. Тобто з 11-річним періодомзмінюється як яскравість так і форма сонячної корони. В епоху максимуму вонамає майже ідеально круглу форму. Прямі і спрямовані вздовж радіусу
Сонця промені корони спостерігаються як у сонячного екватора, так і в полярнихобластях. Коли ж плям мало, корональні промені утворюються лише векваторіальних і середніх широтах. Форма корони стає витягнутої. Уполюсів з'являються характерні промені, так звані полярні щіточки. Прицьому загальна яскравість корони зменшується. Ця цікава особливість корони,мабуть, пов'язана з поступовим переміщенням протягом 11-річного циклузони переважного утворення плям. Після мінімуму плями починаювиникати по обидві сторони від екватора на широтах 30-40 градусів. Потім зонапятнообразованія поступово опускається до екватора.
Тим структурою корони і окремими утвореннями в атмосфері Сонцяіснує певний зв'язок. Наприклад, над плямами і смолоскипами зазвичайспостерігаються яскраві і прямі корональні промені. В з сторону згинаютьсясусідні промені. В основі корональної променів яскравість хромосферизбільшується. Таку її область називають зазвичай збудженої. Вона гаряче іщільніше сусідніх, не збудженому областей. Над плямами в короні спостерігаютьсяяскраві складні освіти. Протуберанці також часто бувають оточеніоболонками з корональної матерії ..
корональної газ - це високоіонізованная плазма; вона складається збезлічі позитивно заряджених іонів різноманітних хімічних елементів ітрохи більшої кількості вільних електронів, що виникли при іонізаціїатомів водню (по одному електрону), гелію (по два електрони) і більшеважких атомів. Оскільки в такому газі основну роль граю рухоміелектрони, його часто називають електронним газом, хоча при цьомумається на увазі наявність такої кількості позитивних іонів, якеповністю забезпечувала б нейтральність плазми в цілому.
Білий колір корони пояснюється розсіюванням звичайного сонячного світла навільних електронах. Вони не вкладають своєї енергії при розсіюванні:коливаючись у такт світлової хвилі, вони лише змінюють напрямокрозсіюється світла, при цьому поляризуючи його. Таємничі яскраві лінії вспектрі породжені незвичайним випромінюванням високоіонізованних атомів заліза,аргону, нікелю, кальцію та інших елементів, що виникають тільки в умовахсильного розрідження. Нарешті, лінії поглинання в зовнішній короні викликанірозсіюванням на пилових частинок, які постійно присутні вміжзоряного середовища. А відсутність ліній у внутрішній короні пов'язано з тим,що при розсіюванні на дуже швидко рухаються електронах всі світлові квантивідчувають такі значні зміни частот, що навіть сильніфраунгоферових лінії сонячного спектра повністю "замиваются".
Отже, корона Сонця - зовнішня частина його атмосфери, самарозріджена і найгарячіша. Додамо, що вона і найближча до нас:виявляється вона тягнеться далеко від сонця у вигляді постійно рухаєтьсявід нього потоку плазми - сонячного вітру. Поблизу Землі його швидкістьскладає в середньому 400-500 км/с, а часом досягає майже 1000 км/с.поширилася далеко за межі орбіт Юпітера й Сатурна, сонячний вітерутворює гігантську геліосферу, що межує з ще більш розрідженоїміжзоряним середовищем.
Фактично ми живемо оточені сонячної короною, хоча і захищені від їїпроникаючої радіації надійним бар'єром у вигляді земного магнітного поля.
Через корону сонячна активність впливає на багато процесів, що відбуваютьсяна Землі.
2.3. Сонячна активність -
сукупність нестаціонарних явищ на Сонці. До цих явищ відносятьсясонячні плями, сонячні спалахи, факели, флоккули, протуберанці,корональні промені, конденсації, транзіенти, спорадичні радіовипромінювання,збільшення ультрафіолетового, рентгенівського і корпускулярного випромінювання таін Більшість цих явищ тісно пов'язані між собою і виникають уактивних областях. У їх протіканні виразно видно циклічність із середнімперіодом 11.2 року, а також з періодами 22, 80-90 років та ін
У процесі розвитку активної області в атмосфері Сонця іноді виникаютьситуації, при яких можлива швидка перебудова ( "перезамиканіе")магнітних полів. Ця перебудова викликає спалахи, що супроводжуються складнимирухами ионизованного газу, його світлом, прискоренням часток і т.д.
Спалахи на Сонці є найпотужніші з усіх проявів
Сонячної активності. Такі спалахи, як правило, спостерігаються поблизу плям.
Зазвичай буває кілька слабких спалахів за день.
Сильні спалахи - досить рідкісне явище. Спалах на Сонці представляєсобою раптове виділення енергії у верхній хромосфері або нижній короні,генерує короткочасне електромагнітне випромінювання в широкому діапазонідовжин хвиль - від жорсткого рентгенівського випромінювання (і навіть гамма-випромінювання)до кілометрових радіохвиль. Початок спалаху може бути дуже різким, алеіноді "вибуху" передує кілька хвилин повільного розвитку або навітьслабка передспалах. Далі йде власне вибухова (жорстка, імпульсна)фаза, під час якої за 1-3 хв прискорюються частинки, формується гарячехмара. У ряді спалахів (їх називають тепловими) жорстка фаза відсутня.
Після досягнення максимальної яскравості (напр., в м'якому рентгенівськомувипромінюванні через 1-15 хвилин після початку) процес горіння великої спалахутриває ще кілька годин. До кінця жорсткої фази поступовоформується спрямована назовні ударна хвиля: основна частина енергіїспалаху виділяється у вигляді кінетичної енергії викидів речовини,рухаються в короні і міжпланетному просторі зі швидкостями до 1000 км/с,енергії жорсткого електромагнітного випромінювання і потоків, прискорених догігантських енергій (іноді - десятки ГеВ) частинок. Ця ударна хвилявикликає прояви радіо сплеску. Рентгенівське випромінювання і сонячнікосмічні промені, що надходять від спалаху, викликають додаткову іонізаціюземної іоносфери, що позначається на умовах поширення радіохвиль
(порушення радіозв'язку, роботи навігаційних пристроїв і т.д.). Потіквикинутих при спалаху частинок приблизно через добу досягає орбіти Земліі викликає на Землі магнітну бурю і полярні сяйва. Є свідченнясильного впливу спалахової активності на погоду і стан біосфери
Землі.
Поблизу максимуму активності найбільш ефективно впливають на атмосферуі магнітосферу Землі потоки частинок, прискорених при спалахах. На фазі спадуактивності, до кінця 11-річного циклу активності, при зменшенні числаспалахів і розвитку міжпланетного струмового шару, стають більшістотними стаціонарні потоки посиленої сонячного вітру. Обертаючисьразом з Сонцем, вони викликають повторюються кожні 27 діб. геомагнітніобурення. Це рекурентних (повторюється) активність особливо висока длярешт циклів з парним номером, коли напрям магнітного полясонячного "диполя" антипаралельних земному.
З циклічними змінами Сонячної активності пов'язано проявбагаторічних біологічних циклів. Вивченням впливу змін Сонячноїактивності на живі організми Землі займається геліобіології - наука,основи якої були закладені на поч. 1920-х рр.. А. Л. Чижевським. Чижевськийвважав, що геліобіології, яка вказує на безсумнівну зв'язок земних подій зкосмічними ритмами, є сучасною, наукової формою стародавньогоастрологічного навчання. Як показали великі історичні дослідження,проведені Чижевським, є безсумнівна зв'язок між циклами Сонячноїактивності та динамікою воєн та інших соціальних потрясінь, спалахівепідемій та епізоотій і масою інших явищ на Землі. Цікаво, щопершим вченим, який виступив з такою думкою, був У. Гершель - астроном,відкрив першу невидиму неозброєним оком планету Уран. Ще в 1804 р.він виявив пряму залежність між рівнем Сонячної активності тацінами на хліб. Серед сучасних досліджень на цю тему виділимо роботуросійського історика Валерія Храпова, який відкрив "криву обдарованості".
З'ясувалося, що більшість видатних людей (в самих різних областяхполітики, спорту, мистецтва) народжується в періоди екстремального
(максимального чи мінімального) рівня Сонячної активності. Кривасмертності також співвідноситься з кривою Сонячної активності.
Подібні закономірності, без сумніву, можна розглядати якастрологічні. Як показали дослідження Теодора Ландшайдта, рівень
Сонячної активності залежить від взаиморасположения планет і від ряду іншихастрологічних чинників. Більш того, Ландшайдт розробив методику,дозволяє суто астрологічними методами прогнозувати зміни в
Сонячної активності. Довготривалі предсказания спалахів Сонячноїактивності та геомагнітних бур, які робить Ландшайдт, збуваються (поданими перевірки астрономів) на 90% (!).< br> Таким чином, якщо Сонячна активність залежить від астрологічнихфакторів, то і всі явища на Землі, пов'язані зі зміною Сонячноїактивності, також залежать від астрологічних показників.
2.4. Сонячні плями
Про те, що на Сонці бувають плями, люди дізналися вже дуже давно. У стародавніхросійських і китайських літописах, а також у хроніках інших народів не рідкозустрічалися згадки про спостереження плям на Сонці. У російських літописахзазначалося, що плями було видно "Акі цвяхи". Записи допомогли підтвердитивстановлену вже пізніше (в 1841 році) закономірність періодичногозбільшення числа сонячних плям. Щоб помітити такий об'єкт простимоком (при дотриманні, звичайно, запобіжних заходів - крізь густозакопчене скло або засвічену негативну фотоплівку), необхідно,щоб його розмір на Сонці був не менш 50 - 100 тисяч кілометрів, що вдесятки разів перевищує радіус Землі.
Сонце складається з розпечених газів, які весь час рухаються іперемішуються, і тому нічого постійного і незмінного на сонячнійповерхні немає. Найбільш стійкими утвореннями є сонячні плями.
Але і їх вигляд з дня на день змінюється, і вони теж, то з'являються, тозникають. У момент появи сонячне пляма зазвичай має невеликірозміри, воно може зникнути, але може і сильно збільшитися.
Головну роль у більшості спостережуваних на Сонце явищ відіграють магнітніполя. Сонячне магнітне поле має дуже складну структуру і безперервнозмінюється. Спільні дії циркуляції сонячної плазми в конвективноїзоні і диференціального обертання Сонця постійно порушує процеспосилення слабких магнітних полів і виникнення нових. Мабуть цеобставина і є причиною виникнення плям на Сонці. Плями тоз'являються, то зникають. Їх кількість і розміри змінюються. Але, приблизно,кожні 11 років кількість плям стає найбільшим. Тоді кажуть, що Сонцеактивно. З таким же періодом (~ 11 років) відбувається і переполюсовкамагнітного поля Сонця. Природно припустити, що ці явища пов'язаніміж собою.
Розвиток активної області починається з посилення магнітного поля вфотосфері, що призводить до появи більш яскравих ділянок - факелів
(температура фотосфери Сонця в середньому 6000К, в області факелів приблизнона 300к вище). Подальше посилення магнітного поля призводить до появиплям.
На початку 11-річного циклу плями в невеликій кількості починаютьз'являтися на порівняно високих широтах (35 - 40 градусів), а за тимпоступово зона пятнообразованія спускається до екватора, до широти плюс 10 --мінус 10 градусів, але на самому екваторі плям, як правило, не буває.
Галілео Галілей одним з перших помітив, що плями спостерігаються не скрізьна Сонці, а, головним чином, на середніх широтах, в межах такзваних "королівських зон".
Спочатку звичайно з `являються поодинокі плями, але потім з них виникаєціла група, до якої виділять два великі плями - одна - на західному,інше - на східному краю групи. На початку нашого століття з'ясувалося, щополярності східних і західних плям завжди протилежні. Вони утворюютьяк би два полюси одного магніту, а тому таку групу називаютьбіполярної. Типове сонячне пляма має розміри кілька десятків тисячкілометрів.
Галілей, зарісовивая плями, відзначав навколо деяких з них сіру облямівку.
Дійсно, пляма складається з центральної, більш темної частини - тіні ібільш світлої області - півтіні.
Сонячні плями іноді бувають видно на його диску навіть неозброєнимоком. Удавана чорнота цих утворень викликана тим, що їх температураприблизно на 1500 градусів нижче температури навколишнього їх фотосфери (івідповідно безперервне випромінювання від них набагато менше). Одиночнерозвинене пляма складається з темного овалу - так званої тіні плями,оточеного більш світлої волокнистої півтінню. Нерозвинені дрібні плямибез півтіні називають порами. Часто плями і пори утворюють складнігрупи.
Типова група плям спочатку виникає у вигляді однієї або декількохпір в області невозмущенной фотосфери. Більшість таких груп зазвичайзникають через 1-2 доби. Але деякі послідовно ростуть ірозвиваються, утворюючи досить складні структури. Сонячні плямиможуть бути більше в діаметрі, ніж Земля. Вони часто об'єднуються в групи.
Вони формуються за кілька днів і зазвичай зникають за тиждень. Деяківеликі плями, хоча, можуть зберігатися протягом місяця. Великі груписонячних плям більш активні, ніж маленькі групи або окремі плями.
Сонце змінює стан магнітосфери і атмосфери Землі. Магнітні поля іпотоки ча?? тиц, які йдуть від сонячних плям, досягають Землі і впливаютьперш за все на мозок, серцево-судинну та кровоносну системи людини,на її фізичний, нервовий та психологічний стан. Високий рівеньсонячної активності, його швидкі зміни порушують людини, а томуі колектив, клас, суспільство, особливо, коли є спільні інтереси ізрозуміла і сприймається ідея.
повертаючись до Сонця то одним, то іншим своїм півкулею, Земляотримує енергію. Цей потік можна представити у вигляді біжить хвилі: там,де падає світло - її гребінь, де темно - провал. Іншими словами, енергіято прибуває, то спадає. Про це у своєму знаменитому природному законіговорив ще Михайло Ломоносов.
Теорія про хвилеподібне характер надходження енергії на Землю спонукалаосновоположника геліобіології Олександра Чижевського звернути увагу назв'язок між збільшенням сонячної активності і земними катаклізмами. Першеспостереження, зроблене вченим, датується червнем 1915 року. На Півночісяяли полярні сяйва, що спостерігалися як у Росії, так і в Північній
Америці, а "магнітні бурі безперервно порушували рух телеграм". Як разв цей період вчений звертає увагу на те, що підвищена сонячнаактивність збігається з кровопролиттям на Землі. І дійсно, відразупісля появи великих плям на Сонці на багатьох фронтах Першої світовоїпосилилися військові дії.
Тепер астрономи говорять, що наше світило стає все більш яскравим іспекотним. Це пов'язано з тим, за останні 90 років активність його магнітногополя збільшилася більш ніж удвічі, причому найбільше зростання відбулося заостанні 30 років. У Чикаго, на щорічній конференції Американськогоастрономічного товариства, пролунало попередження вчених про що загрожуютьлюдству неприємності. Саме в той момент, коли комп'ютери по всійпланеті будуть пристосовуватися до умов роботи в 2000 році, наше світиловступить в найбільш бурхливу фазу своєї 11-річної циклічної. Тепер вченізможуть безпомилково передбачати сонячні спалахи, що дасть можливістьзавчасно підготуватися до можливих збоїв у теле-таелектромереж. Зараз більшість сонячних обсерваторій підтвердило
"штормове попередження" на наступний рік, тому що пік сонячної активностіспостерігається кожні 11 років, а попередня буря спостерігалася в 1989 році.
Це може призвести до того, що на Землі вийдуть з ладу лініїелектропередач, зміняться орбіти супутників, які забезпечують роботусистем зв'язку, "направляють" літаки та океанські лайнери. Сонячне
"буйство" зазвичай характеризується потужними спалахами і появою безлічітих самих плям.
Олександр Чижевський ще в 20-х рр.. виявив, що сонячна активністьвпливає на екстремальні земні події - епідемії, війни, революції ... Земляне тільки обертається навколо Сонця - все живе на нашій планеті пульсуєв ритмах солнцедеятельності, - поставив він.
ПЕРЕДЧУТТЯ ІСТИНИ назвав поезію французький історик і соціолог Іполит
Тард. У 1919 р. Чижевський написав вірш, у до
