Исследование Солнца - ближайшей звезды

радиодиапазоне распределение энергии в зависимости от длинны волны подчинялось бы формуле Рэлея – Джинса. На самом деле это будет так лишь для волн чья длинна меньше 1 см. Интенсивность излучения спокойного Солнца на длине волны равной 1 м. Соответствует температура порядка 200 000 К, а при длине волны равной 10 м. – температура около одного миллиона градусов. В период высокой солнечной активности для этих длин волн интенсивность излучения достигает температуры соответственно 10 К и 10 К.

На фоне усиленного радиоизлучения на метровых волнах (шумовые бури наблюдающиеся в течении нескольких часов и даже дней) время от времени выделяются всплески длительностью около секунды. Это всплески 1 типа.

Всплески 2 типа начинаются примерно через 10 мин. после сильной вспышки и продолжается 5 – 30 мин. Здесь в каждый данный момент времени излучение сосредоточенно в двух частотных интервалах (на первой и второй гормон илах)причём в процессе развития явления происходит дрейф по частоте – уменьшение её в 2 –8 раз за время 10 – 15 мин.

Всплески 3 типа – самое обычное проявление радиоизлучения активного Солнца. Возникают они непосредственно в момент вспышки на частотах около 600 Мгц (длина волны около 50 см). На протяжении около 10 сек. происходит быстрый дрейф в частоте и затухание явления.

Всплесками 4 типа широкодиапазонное и непрерывное

20

(продолжающееся несколько часов) радиоизлучение, следующее обычно за всплесками 2 типа.

Всплесками 5 типа названо широкодиапазонное непрерывное излучение, следующее за всплесками 3 типа и продолжающееся несколько минут.

Примерно через две мин. после начала оптической вспышки начинается рентгеновская вспышка. В это время поток рентгеновского излучения от активной области Солнца увеличивается на 3 – 4 порядка. Установлено, что поток излучения в отдельных рентгеновских диапазонах начинает несколько увеличиваться уже за несколько часов до начала вспышки. Это даёт возможность с большей степенью вероятности предсказать момент её появления.

Сопоставление снимков вспышки, полученных в рентгеновских лучах и в лини Н приводит к выводу, что размеры области, охваченной рентгеновской вспышкой, меньше, чем оптической. Температура газа, излучающегося в рентгеновском диапазоне 20-40 миллионов градусов.

21

''Корональные дыры''

Уже давно известно, что в короне Солнца существуют области с низкой плотностью. Они отчётливо заметны на некоторых фотографиях короны, полученных во время солнечных затмений. Эти области называются ''коронольными дырами''. Области где практически отсутствует излучения короны. Особенно хорошо ''корональные дыры'' проявляются на гелиограммах, полученных в мягком рентгеновском диапазоне: в эти случаях на диске Солнца ''дыры'' наблюдаются как проекции на диск почти чёрных областей.

''Корональные дыры'', по – видимому, характеризуются не только понижением плотности, но и резким изменением других параметров в областях короны.

Площадь занимаемая типичной ''дырой'', составляет 1 – 5 % площади солнечного диска. Изменение площади занятой ''дырой'', происходит со средней скоростью 20 000 км /с (около 0.1% площади солнечного диска за 1 день). ''Корональные дыры'' как и другие солнечные детали, вращаются вместе с Солнцем, делая на экваторе видимый оборот за 27 суток. Однако вращение ''дыр'' имеет некоторую особенность, которая отличает их от других деталей – характерное для Солнца дифференциальное вращение (увеличение периода обращения с приближением к гелиографическим полюсам) для ''дыр'' практически отсутствует, а при переходе от экватора к полюсам период меняется всего на 3% (изменение для обычных образований на Солнце около 20%).

Изменение температуры с высотой в области ''дыр'' происходит в 5 раз быстрее, а изменение газового давления – в 2-3 раза медленнее, чем в окружающих её ''обычных'' областях солнечной атмосферы. Вследствие этого поток тепла из короны в нижележащие слои в ''корональных дырах'' примерно в 10 раз меньше. Следует отметить, что вместе с усилением солнечного ветра последние обстоятельство приводит к существенной ''утечки'' энергии из области ''дыр''.

Особое внимание привлекает устойчивость ''корональных дыр'' (до 0.5 года) и их почти ''твёрдотельное'' вращение. Возможно, эти факты отражают особенности происхождения крупномасштабных солнечных магнитных полей, которые не смотря на дифференциальный характер вращения поверхностных слоёв Солнца, вращаются с постоянной скоростью вместе с более глубокими слоями , где образуются эти пол

22

Список используемой литературы:

1. Никольский Г.М. Не видимое Солнце. М.,

''Знание'', 1980.

2. Томозов В.Н. и Цитович В.Н. Взрывные процессы

на Солнце. М., ''Знание'', 1979.

3. Кипенхан Р. 100 миллионов солнц: рождение,

жизнь и смерть звёзд. М., Мир, 1990.

4. Климишин М.А. Астрономия наших дней. М.,

''Наука'', 1976.

5. Астрономия: учеб. пособие для студентов

физ. – мат. А 91 фак. пед. ин-тов. М.,

Просвещение, 1983.

6. Мухин И.М. Мир астрономии: Рассказы о

Вселенной, звёздах и галактиках. М., Мол.

Гвардия, 1987.

23

План:

1. От молодого Солнца к современному……………..2

2. Почему на Солнце нет дейтерия?………………….5

3. Почему на Солнце мало лития?…………………....6

4. Что произойдёт в будущем с нашим Солнцем?…..7

5. Общие сведения о Солнце………………………...10

6. Общие сведения о физических процессах на Солнце…………………………………………...…12

7. Солнечная активность……………………………..15

8. Солнечные вспышки………………………………18

9. Радио- и рентгеновское Солнце…………………..20

10. ''Корональные дыры''……………………………22

11. Список используемой литературы…....……….23

МИНЕСТЕРСТВО ОБРАЗОВАНИЯ РОССИЙСКОЙ ФЕДЕРАЦИИ МУНИУИПАЛЬНОЕ ОБЩЕОБРАЗОВАТЕЛЬНОЕ УЧРЕЖДЕНИЕ ШКОЛА №48. ''Исследование Солнца – ближайшейзвезды'' Подготовила : Ученица 11 класса А Зизе Наталья Вячеславовна. Проверил: учитель астрономии Масюкова Ольга Владимировна. г. Волгоград 2000 – 2001 уч.г.