Rambler's Top100Astronet    
  po tekstam   po klyuchevym slovam   v glossarii   po saitam   perevod   po katalogu
 

Solnce

Soderzhanie:

1. Vvedenie
2. Solnce kak zvezda

3. Fotosfernye yavleniya

4. Hromosfera i korona

5. Magnitnye polya i solnechnaya aktivnost'

6. Vspyshki na Solnce i ih vozdeistvie na Zemlyu

1. Vvedenie

Solnce - ryadovaya zvezda nashei Galaktiki. Poetomu takie problemy, kak istochniki energii S., ego stroenie, obrazovanie spektra, yavl. obshimi dlya fiziki S. i zvezd. Dlya zemnogo nablyudatelya unikal'nost' S. sostoit v tom, chto eto blizhaishaya k nam i edinstvennaya poka zvezda, poverhnost' k-roi mozhno podvergnut' detal'nomu izucheniyu. Neposredstvenno s poverhnosti Zemli S. izuchayut radio- i optich. metodami. Vneatmosfernaya astronomiya pozvolila znachitel'no rasshirit' issleduemyi diapazon chastot el.-magn. izlucheniya S., a takzhe pristupit' k detal'nomu issledovaniyu ego korpuskulyarnogo izlucheniya. Vse mnogoobrazie solnechnyh yavlenii, raskrytoe etimi metodami: zernistaya (granulyacionnaya) struktura poverhnosti (fotosfery), slozhnye izmeneniya yarkosti i dvizhenii v ee otdel'nyh aktivnyh centrah, processy v samyh vneshnih, razrezhennyh sloyah atmosfery - hromosfere i korone, v chastnosti solnechnye vspyshki, obrazovanie protuberancev, solnechnogo vetra,- svoistvenno, veroyatno, ne tol'ko S., no i dr. zvezdam. Poetomu fizika solnechnyh yavlenii imeet ogromnoe znachenie dlya razvitiya astrofiziki v celom.

2. Solnce kak zvezda

Ris. 1. Fotografiya diska Solnca.
Zametno potemnenie diska k krayu, 
vidny pyatna.

Solnce - gazovyi, tochnee plazmennyi, shar (ris. 1). Radius Solnca R$_\odot$ = 6,96.1010 sm, t.e. v 109 raz bol'she ekvatorial'nogo radiusa Zemli; massa S. ${\mathfrak M}_\odot$ = 1,99.1033 g, t. e. v 333 000 raz bol'she massy Zemli. V S. sosredotocheno 99,866% massy Solnechnoi sistemy. Sr. plotnost' solnechnogo veshestva 1,41 g/sm8, chto sostavlyaet 0,256 sr. plotnosti Zemli (solnechnoe veshestvo soderzhit po masse svyshe 70% vodoroda, svyshe 20% geliya i ok. 2% dr. elementov). Uskorenie svobodnogo padeniya na urovne vidimoi poverhnosti S. $g=G{\mathfrak M}_\odot / R_\odot$ = 2,74.104 sm/s2. Vrashenie S. imeet differencial'nyi harakter: ekvatorial'naya zona vrashaetsya bystree (14,4o za sutki), chem vysokoshirotnye zony (~10o za sutki u polyusov). Sr. period vrasheniya S. 25,38 sut, skorost' na ekvatore ok. 2 km/s, energiya vrasheniya (opredelennaya po vrasheniyu poverhnosti) sostavlyaet 2,4.1042 erg. Moshnost' izlucheniya S.- ego svetimost' L $_\odot$ ≈ 3,86.1033 erg/s (3,86.1026 Vt), effektivnaya temperatura poverhnosti Te= 5780 K. S. otnositsya k zvezdam-karlikam spektral'nogo klassa G2. Na diagramme spektr - svetimost' (sm. Gercshprunga - Ressella diagramma) S. nahoditsya v sr. chasti glavnoi posledovatel'nosti, na k-roi lezhat stacionarnye zvezdy, prakticheski ne izmenyayushie svoei svetimosti v techenie mnogih milliardov let. S. imeet 9 sputnikov-planet, summarnaya massa k-ryh sostavlyaet vsego lish' 0,13% ${\mathfrak M}_\odot$ (sm. Planety), no na nih prihoditsya ok. 98% momenta kolichestva dvizheniya vsei Solnechnoi sistemy (sm. Proishozhdenie Solnechnoi sistemy).

Pod deistviem gravitacii S., kak i lyubaya zvezda, stremitsya szhat'sya. Etomu szhatiyu protivodeistvuet perepad davleniya, voznikayushii iz-za vysokoi temp-ry i plotnosti vnutr. sloev S. V centre S. temp-ra T ≈ 1,6.107 K, plotnost' ≈ 160 gsm-3. Stol' vysokaya temperatura v central'nyh oblastyah S. mozhet podderzhivat'sya dlitel'no tol'ko yadernymi reakciyami sinteza geliya iz vodoroda. Eti reakcii i yavl. osn. istochnikom energii S.

Iz Planka zakona izlucheniya sleduet, chto pri temp-rah, harakternyh dlya centra S., osn.energiya izlucheniya prihoditsya na rentg. diapazon. Iz central'noi oblasti S. do ego poverhnosti el.-magn. izluchenie iz-za mnogokratnogo poglosheniya i pereizlucheniya dohodit za vremya ∼ 1 mln. let, pri etom ego spektr sushestvenno izmenyaetsya (napomnim, chto put', v 200 raz bol'shii,- ot S. do Zemli - svet prohodit za vremya ≈ 8 min).

V otlichie ot fotonov, solnechnye neitrino, voznikayushie v rezul'tate yadernyh reakcii v centre S., dohodyat do nas prakticheski ne pogloshayas'. Poetomu metody neitrinnoi astronomii v principe pozvolyayut poluchat' dannye neposredstvenno o vnutr. oblastyah S.

Ris. 2. Radial'noe raspredelenie massy ${\mathfrak M}_r$
(v procentah ot polnoi massy Solnca), plotnosti rr,
temperatury Tr,. i energii izlucheniya $\varepsilon
_r$
(v procentah ot polnoi energii izlucheniya Solnca),
harakternoe dlya Solnca. Po gorizontal'noi osi -
rasstoyanie ot centra Solnca v dolyah solnechnogo radiusa.

V nedrah S. atomy (v osnovnom eto atomy vodoroda) nahodyatsya v ionizovannom sostoyanii. Esli vodorod polnost'yu ionizovan, to pogloshenie izlucheniya svyazano gl. obr. s otryvom elektronov ot ionov bolee tyazhelyh elementov (s ih fotoionizaciei, sm. Ionizaciya). Odnako takih elementov v nedrah S. malo. Dvizhushiesya iz solnechnyh nedr fotony chastichno rasseivayutsya i pogloshayutsya svobodnymi elektronami. Summarnoe pogloshenie v ionizovannom gaze central'noi oblasti S. vse zhe otnositel'no malo. Po mere udaleniya ot centra S. temp-ra i plotnost' gaza padayut (ris. 2), i na rasstoyaniyah, bol'shih 0,7-0,8 R$_\odot$, uzhe mogut sushestvovat' neitral'nye atomy (v bolee glubokih sloyah - atomy geliya, blizhe k poverhnosti S.- atomy vodoroda). S poyavleniem neitral'nyh atomov, osobenno mnogochislennyh atomov vodoroda, rezko vozrastaet pogloshenie, svyazannoe s ih fotoionizaciei. Perenos energii izlucheniem sil'no zatrudnyaetsya. Vklyuchaetsya dr. mehanizm perenosa energii - razvivayutsya krupnomasshtabnye konvektivnye dvizheniya, i luchistyi perenos smenyaetsya konvektivnym (sm. Konvekciya). Protyazhennost' po vysote solnechnoi konvektivnoi zony $\gg$150 tys. km. Skorosti konvektivnyh dvizhenii v glubokih sloyah maly - poryadka 1 m/s, v tonkom verhnem sloe oni dostigayut 2-3 km/s.

Ris. 3. Spektr izlucheniya Solnca. Nepreryvnye linii - rezul'taty izmerenii, shtrihovye - raspredelenie energii v spektre absolyutno chernogo tela s temperaturoi T $\gg$ 6000&mnsp;K (ili s T = 104 K i 105 v dlinnovolnovoi chasti spektra). Dlya voln dlinnee 30 mkm poryadki velichin potokov ukazany otdel'no (bliz krivyh).

Vyshe, v samyh poverhnostnyh sloyah S., energiya vnov' perenositsya izlucheniem. Izluchenie, prihodyashee ot S. k vnesh. nablyudatelyu, voznikaet v chrezvychaino tonkom poverhnostnom sloe - fotosfere, imeyushem tolshinu 1/2000  R$_\odot$ ≈ 350 km. Raspolagayushiesya nad fotosferoi hromosfera i korona prakticheski svobodno propuskayut nepreryvnoe optich. izluchenie fotosfery. V pervom priblizhenii mozhno schitat', chto fotosfera ispuskaet nepreryvnoe teplovoe izluchenie kak absolyutno chernoe telo, nagretoe primerno do 6000 K (ris. 3). Verhnyuyu chast' fotosfery i perehodnuyu oblast' mezhdu fotosferoi i hromosferoi inogda nazyvayut obrashayushim sloem. Etot sloi prozrachen dlya chastot nepreryvnogo spektra. Odnako v nek-ryh chastotah, opredelyaemyh stroeniem obrazuyushih sloi atomov, sloi neprozrachen. Izluchenie na etih izbrannyh chastotah rasseivaetsya ili pogloshaetsya obrashayushim sloem, i v spektre poyavlyayutsya linii poglosheniya, k-rye inogda naz. fraungoferovymi liniyami (sm. Atmosfery zvezd, Spektral'nye linii). V spektre S. otozhdestvleno svyshe 30 000 linii bolee chem 70 him. elementov. Naibolee obilen vodorod, atomov geliya primerno v 10 raz men'she, atomov vseh drugih elementov - men'she tysyachnoi doli chisla atomov vodoroda. V oblastyah s men'shimi temperaturami (~ 4000-5000 K) obrazuyutsya prosteishie molekuly: SN, CN i dr.

Vneatmosfernye i radioastronomich. metody pozvolili izmerit' solnechnoe izluchenie v shirokom intervale dlin voln: ot 0,001 \AA(10-11 sm) do 1 km. Prakticheski vsya energiya izlucheniya S. zaklyuchena v nepreryvnom izluchenii fotosfery, prihodyashemsya na interval dlin voln ot 1500 \AA do 0,5 sm. V etom diapazone fotosfernoe izluchenie blizko k izlucheniyu absolyutno chernogo tela s T ≈ 6000 K. Lish' na samyh krayah diapazona yarkostnaya temperatura fotosfernogo izlucheniya padaet do ≈ 4500 K v UF-diapazone (1800-3000 \AA) i do 5200 K v dalekoi IK-oblasti (λ ≈ 5 mkm). Nebol'shoe umen'shenie temp-ry svyazano s tem, chto v etih dlinah voln nablyudayutsya verhnie, neskol'ko bolee holodnye chasti fotosfery. Padenie temp-ry fotosfery s vysotoi ob'yasnyaet takzhe potemnenie k krayu diska S. (ris. 4) (na krayu diska pri kasatel'nom napravlenii lucha zreniya vidny lish' poverhnostnye sloi).

Ris. 4. Raspredelenie intensivnosti solnechnogo izlucheniya po disku Solnca, zaregistrirovannoe bolometrom dlya luchei razlichnyh cvetov. Horosho zametno potemnenie diska k krayu, osobenno v ul'trafioletovyh luchah.

V radiodiapazone i korotkovolnovoi oblasti spektra izluchenie sushestvenno otlichaetsya ot fotosfernogo. V radiodiapazone ono ostaetsya nepreryvnym, odnako ego yarkostnaya temp-ra Tya nachinaet vozrastat': v millimetrovom diapazone Tya $\gg$6000K, pri λ ≥ 1 sm Tya ≈ 10 000K i monotonno vozrastaet do 106K v diapazone λ ot 3 do 100 sm. Eto ob'yasnyaetsya tem, chto vnesh. razrezhennye chasti solnechnoi atmosfery - hromosfera i korona, prozrachnye dlya vidimogo sveta, okazyvayutsya neprozrachnymi v radiodiapazone, i s uvelicheniem dliny radiovoln izluchenie postupaet k nam ot vse bolee vysokih i bolee goryachih urovnei atmosfery. Intensivnost' radioizlucheniya hromosfery i korony ispytyvaet znachit. izmeneniya, kak medlennye, tak i bolee bystrye (vspleski). Poslednie svyazany s neteplovymi plazmennymi processami (sm. Radioizluchenie Solnca).

Pri temp-rah ~104 K (hromosfera) i ~106 (korona), a takzhe v perehodnom sloe s promezhutochnymi temp-rami poyavlyayutsya iony razlichnyh elementov. Sootvetstvuyushie etim ionam emissionnye linii dovol'no mnogochislenny v korotkovolnovoi oblasti spektra (λ < 1800 /AA). Spektr v etoi oblasti sostoit iz otdel'nyh emissionnyh linii, samye yarkie iz k-ryh - liniya vodoroda La (1216 /AA) i liniya neitral'nogo (584 /AA) i ionizovannogo (304 /AA) geliya. Izluchenie v etih liniyah vyhodit iz oblasti emissii prakticheski ne pogloshayas'. Izluchenie v radio- i rentg. oblastyah sil'no zavisit ot stepeni solnechnoi aktivnosti, uvelichivayas' ili umen'shayas' v neskol'ko raz v techenie 11-letnego solnechnogo cikla i zametno vozrastaya pri vspyshkah na Solnce.

Ris. 5. Fizicheskie harakteristiki sloev Solnca: r - plotnost', T - temperatura,  r - davlenie,
n - chislo chastic v 1 sm3. Tolshina fotosfery i hromosfery na risunke neskol'ko preuvelichena.

Fiz. harakteristiki razlichnyh sloev privedeny na ris. 5 (uslovno vydelena nizhnyaya hromosfera tolshinoi ≈ 1500 km, gde gaz bolee odnoroden). Nagrev verhnei atmosfery S.- hromosfery i korony - mozhet byt' obuslovlen mehanich. energiei, perenosimoi volnami, voznikayushimi v verhnei chasti konvektivnoi zony, a takzhe dissipaciei (poglosheniem) energii elektrich. tokov, generiruemyh magn. polyami, dvizhushimisya vmeste s konvektivnymi potokami.

Sushestvovanie na S. poverhnostnoi konvektivnoi zony obuslovlivaet eshe ryad yavlenii. Yacheiki samogo verhnego yarusa konvektivnoi zony nablyudayutsya na poverhnosti S. v vide granul (sm. Granulyaciya). Bolee glubokie krupnomasshtabnye dvizheniya vo vtorom yaruse zony proyavlyayutsya v vide yacheek sverhgranulyacii i hromosfernoi setki. Imeyutsya osnovaniya schitat', chto konvekciya v eshe bolee glubokom sloe nablyudaetsya v vide gigantskih struktur - yacheek s bol'shimi, chem sverhgranulyaciya, razmerami.

Bol'shie lokal'nye magn. polya v zone ± 30o ot ekvatora privodyat k razvitiyu t. n. aktivnyh oblastei s vhodyashimi v nih pyatnami. Chislo aktivnyh oblastei, ih polozhenie na diske i polyarnosti pyaten v gruppah izmenyayutsya s periodom ≈ 11,2 goda. V period neobychaino vysokogo maksimuma 1957-58 gg. aktivnost' zatragivala prakticheski ves' solnechnyi disk. Krome sil'nyh lokal'nyh polei na S. imeetsya bolee slaboe krupnomasshtabnoe magn. pole. Eto pole menyaet znak s periodom ok. 22 let i bliz polyusov obrashaetsya v nul' v maksimume solnechnoi aktivnosti.

3. Fotosfernye yavleniya

Solnce, vidimoe s Zemli,- eto krug so srednim uglovym diametrom 1920''. Pri spokoinyh atmosfernyh usloviyah solnechnyi teleskop pozvolyaet "uvidet'" detali razmerom ~ 1'', chto na rasstoyanii v 1 a. e. sootvetstvuet ≈ 700 km.

Ris. 6. Granulyaciya
solnechnoi fotosfery.
Ris.7. Solnechnoe pyatno

Solnechnaya poverhnost', nablyudaemaya v teleskop v vidimom diapazone dlin voln, predstavlyaetsya sovokupnost'yu yarkih ploshadok, okruzhennyh otnositel'no temnymi tonkimi promezhutkami. Eto - solnechnye granuly (ris. 6), ih razmery razlichny i sostavlyayut v srednem ≈ 700 km, "vremya zhizni" (poyavlenie i ugasanie granuly) ≈ 8 min. Granuly razdelyayutsya temnymi promezhutkami shirinoi ok. 300 km. Fluktuacii yarkosti, vyzyvaemye granulyaciei, neveliki. Prevyshenie yarkosti nad sr. fonom $\lesssim$ 10%. 

Chasto v oblastyah, raspolagayushihsya v zone ± 30o ot ekvatora, krome spokoinoi granulyacionnoi kartiny nablyudayutsya solnechnye pyatna i fakely. Teleskop pozvolyaet razlichat' temnyi oval (t.n. ten' pyatna), okruzhennyi bolee svetloi poluten'yu (pic. 7). Harakternyi razmer razvitogo pyatna sostavlyaet ≈ 35000 km. Diametr teni primerno vdvoe men'she. Bliz teni poyavlyayutsya otdel'nye yarkie uchastki, k-rye v vide uzkih strui (diametr D ≈ 700 km) rastekayutsya k periferii pyatna. Oni obrazuyut harakternuyu voloknistuyu strukturu poluteni. Vremya zhizni otdel'nyh volokon ≈ 30-60 min. V samoi teni pyatna takzhe nablyudayutsya slabokontrastnye fluktuacii yarkosti - ochen' malen'kie svetlye tochki (D ≈ 350 km), zhivushie 15-30 min. Ih otozhdestvlyayut s "ostatochnoi" granulyaciei v usloviyah sil'nogo magn. polya teni pyatna. Potok luchistoi energii v teni pyatna oslablen primerno v 3 raza, chto yavl. sledstviem ponizheniya temp-ry ot 6000 do 4500 K. Eto ponizhenie temp-ry otrazhaetsya i na spektre pyaten: usileny spektr. linii bolee nizkogo vozbuzhdeniya, molekulyarnye polosy. Vidno takzhe, chto linii neskol'ko sdvinuty v korotkovolnovuyu oblast'. Eto pozvolyaet ustanovit' (na osnove Doplera effekta), chto na urovne fotosfery (v oblasti obrazovaniya izuchaemyh linii) gaz vytekaet iz pyatna (effekt Eversheda). Dvizhenie naruzhu - ot teni k periferii - harakter, no lish' dlya temnyh, holodnyh volokon - bolee goryachii gaz medlenno dvizhetsya v protivopolozhnom napravlenii. V poluteni napravlenie dvizheniya blizko k gorizontal'nomu. Na bol'shih vysotah - v hromosfere i korone - gaz, naoborot, vtekaet v oblast' pyatna.

Pyatna obychno okruzheny celoi set'yu yarkih cepochek - fotosfernym fakelom. Shirina cepochek ravna diametru obrazuyushih ee yarkih elementov (grupp granul) i sostavlyaet ok. 5000 km, dlina dostigaet 50 000 km. Razmer fakel'nyh granul lish' nenamnogo prevyshaet razmer obychnyh granul. Fakel - dolgozhivushee obrazovanie, on chasto ne ischezaet v techenie celogo goda, a gruppa pyaten na ego fone "zhivet" okolo mesyaca (samoe bol'shoe pyatno - do nesk. mesyacev). Summarnaya ploshad' cepochek - volokon fakela - primerno v 4 raza bol'she ploshadi pyatna. Fakely, pravda menee yarkie, vstrechayutsya i nezavisimo ot pyaten. Velichina summarnoi ploshadi fakelov v gody minimuma solnechnoi aktivnosti mala, no v gody maksimuma volokna fakelov mogut zanimat' do 10% vsei poverhnosti S. Volokna fakelov otchetlivo vidny lish' okolo kraya diska S. (no ne na samom krayu), gde prevyshenie ih yarkosti nad fonom dostigaet 10-20%. Poskol'ku okolo kraya diska prosmatrivayutsya poverhnostnye sloi, to takoe prevyshenie yarkosti svidetel'stvuet, chto temp-ra verhnih sloev fakela primerno na 300 K vyshe, chem nevozmushennoi fotosfery.

Ris. 8. Raspredelenie temperatury T, koncentracii neitral'nogo vodoroda n i svobodnyh elektronov ne v fotosfere i nizhnei hromosfere (h - vysota v km).

Raspredelenie temp-ry i plotnosti s vysotoi v fotosfere i nizhnei hromosfere privedeno na ris. 8. Poskol'ku v fakele pri opticheskoi tolshe 0,1-1 temp-ra neskol'ko vyshe, chem na teh zhe urovnyah v fotosfere, gradient temp-ry - skorost' ee umen'sheniya s vysotoi - v fakele men'she, chem v fotosfere.

4. Hromosfera i korona

Izluchenie verhnih sloev solnechnoi atmosfery slabee fotosfernogo ne menee chem v 10 tys. raz. Poetomu dazhe nichtozhnaya dolya sveta fotosfery, rasseyannaya v zemnoi atmosfere ili v optich. chastyah teleskopa i spektrografa, sozdaet stol' vysokii fon, chto pryamymi metodami ne udaetsya registrirovat' slaboe izluchenie hromosfery i korony. Dlya etih celei v principe primenyayutsya 2 metoda (pryamye nablyudeniya vozmozhny vo vremya solnechnyh zatmenii). V pervom metode obychno proizvodyat iskusstvennoe ekranirovanie diska S. Etot metod pozvolyaet nablyudat' hromosferu i koronu za kraem diska S., voobshe govorya, tol'ko v ploskosti poluchennogo izobrazheniya, chto ogranichivaet vozmozhnosti izucheniya razvitiya yavlenii bol'shoi dlitel'nosti. Vtoroi metod - izuchenie vnesh. atmosfery v proekcii na disk S.- osnovan na neprozrachnosti hromosfery i korony v svete nek-ryh linii, poskol'ku izluchenie na chastotah centra ryada spektr. linii (vodorodnoi Na, linii N i K ionov CaII i dr.) obrazuetsya vyshe fotosfery - v hromosfere. Optich. tolsha hromosfery dlya etih chastot >>1, tak chto svet fotosfery v etih chastotah do nablyudatelya ne dohodit. Issledovanie nazvannyh linii pozvolyaet izuchat' osobennosti struktury atmosfery na vysotah 1000-3000 km [liniya K (CaII) obrazuetsya v neskol'ko bolee vysokih sloyah, chem Na]. Vneatmosfernye nablyudeniya pozvolili poluchit' izobrazheniya S. v dlinah voln laimanovskoi linii vodoroda Za (1216 /AA) i liniyah geliya (584 i 304 /AA), a takzhe v korotkovolnovyh koronal'nyh liniyah. Primenenie etogo metoda trebuet vydeleniya uzkogo spektr. intervala slozhnym interferencionno-polyarizacionnym fil'trom (sm. Svetofil'try) ili spektrografom. Nezavisimye dannye o vnesh. atmosfere S., pravda s men'shim prostranstvennym razresheniem po poverhnosti, poluchayutsya iz radionablyudenii na dlinah voln λ $\lesssim$ 1 sm.

Hromosfera vne diska S. (za limbom) predstavlyaetsya izluchayushim (emissionnym) sloem protyazhennost'yu ≈ 10 000 km. Nizhnyaya hromosfera (ot kraya S. do vysot ≈ 1500 km) izluchaet slabyi nepreryvnyi spektr, na fone k-rogo vidny mnogochislennye, v osnovnom slabye, emissionnye linii. V proekcii na disk S. oni nablyudayutsya kak linii poglosheniya na yarkom fone fotosfernogo izlucheniya. Harakteristiki emissionnogo spektra pozvolyayut opredelit' fiz. usloviya v nizhnei hromosfere (sm. Lineichatoe izluchenie). Dannye nablyudenii linii neitral'nogo zheleza (FeI), titana (TiI) i t. d. govoryat o nizkoi temp-re etogo sloya (T ≈ 5000 K); po intensivnosti linii mozhno naiti n - chislo atomov v 1 sm3. Napr., na vysote ~1000 km chislo atomov vodoroda nH ~ 1013 sm-3.

Intensivnost' mnogochislennyh slabyh emissionnyh linii rezko umen'shaetsya s vysotoi v sootvetstvii so spadom plotnosti po eksponencial'nomu zakonu (sm. Barometricheskaya formula). Vyshe 1500 km nablyudayutsya lish' sil'nye linii vodoroda Na (6563 /AA), Nr (4861 /AA) i dr., geliya D3 (5876 /AA) i 10 830 /AA, linii N i K(SaII). Po intensivnosti linii udaetsya vyyavit' na vysotah >1500 km uchastki povyshennoi yarkosti, sootvetstvuyushie uplotneniyam gaza, i na nekotoroi vysote, harakternoi dlya kazhdoi linii, nablyudaetsya svechenie izolirovannyh gazovyh stolbov - hromosfernyh spikul. Diametry spikul ~ 1000 km, skorosti pod'ema ili opuskaniya  ≈ 20 km/s, vremya zhizni - nesk. min. Bol'shih vysot dostigaet dovol'no maloe chislo spikul, na vysote h  ≈ 3000 km oni zanimayut ok. 2% ploshadi solnechnoi poverhnosti. Mehanizm obrazovaniya spikul svyazan so slozhnoi strukturoi magn. polei fotosfery.

Vdol' limba yarkost' hromosfery menyaetsya: v aktivnyh oblastyah vozrastaet chislo spikul i usilivaetsya izluchenie. V srednem izluchenie hromosfery v aktivnyh oblastyah vozrastaet v 3-5 raz, chto sootvetstvuet uvelicheniyu plotnosti gaza primerno v 2 raza (intensivnost' izlucheniya proporcional'na n2).

Hromosfera vyshe 1500 km predstavlyaet soboi v osnovnom nabor sravnitel'no plotnyh (nH ≈ 1010-1011 sm-3 pri T  ≈ 6000-15000 K) gazovyh volokon i strui s gorazdo bolee razrezhennym (tipa koronal'nogo) gazom mezhdu nimi. Vyshe 4-5 tys. km ostayutsya tol'ko spikuly. Pri nablyudenii v liniyah Na ili K (CaII) hromosfera imeet vid melkih uzelkov, po razmeram nemnogo prevoshodyashih granuly. Eti uzelki, v svoyu ochered', ob'edinyayutsya v krupnye yacheiki diametrom (2-3).104 km, oni pokryvayut ves' disk, obrazuya hromosfernuyu setku. V yacheike gaz rastekaetsya ot centra k periferii so skorost'yu 0,3-0,4 km/s. Magn. pole na granice yacheek usileno i sostavlyaet 10-15 E, sr. vremya zhizni takogo obrazovaniya - okolo sutok. Spikuly, vidimye na diske, takzhe koncentriruyutsya k granicam yacheek setki.

Obrazovanie hromosfernoi setki svyazyvayut s konvektivnymi dvizheniyami bol'shogo masshtaba - sverhgranulyaciei. Gorizontal'noe rastekanie ionizovannogo gaza ot centra yacheiki k periferii sgrebaet slaboe magn. pole (s pochti vertikal'nymi silovymi liniyami). Usilenie polya vyzyvaet intensifikaciyu svecheniya hromosfery bliz granic setki, analogichno tomu kak eto proishodit v slabyh aktivnyh oblastyah (sm. nizhe). Uchastki aktivnoi hromosfery v proekcii na disk (v linii Na) predstavlyayut soboi yarkie oblasti - flokkuly, peresechennye sistemoi temnyh volokonec - fibrill. Sistemy etih volokonec (shirinoi 1000- 2000 km i dlinoi 10 000 km) obychno soedinyayut oblasti protivopolozhnyh polyarnostei magnitnogo polya. Nad starymi pyatnami obychnoe radial'noe raspolozhenie volokon neskol'ko narushaetsya - obrazuetsya vihreobraznaya struktura tipa ciklona. Temnye volokna predstavlyayut soboi uplotneniya gaza, vytyanutye vdol' silovyh linii magn. polya. Eti plotnye volokna lezhat nizko. Poetomu v obrazuyushihsya vyshe liniyah K (CaII), La, 304 /AA(HeII) flokkuly predstavlyayut soboi diffuznye yarkie obrazovaniya. Intensivnost' izlucheniya hromosfery (hromosfernaya emissiya) v celom nevelika. Dlya zvezd solnechnogo tipa ustanovleno, chto hromosfernaya emissiya v liniyah N, K i dr. padaet s umen'sheniem skorosti vrasheniya zvezd i ih vozrastom. Soglasno etomu kriteriyu, S.- dovol'no staraya zvezda s nizkoi aktivnost'yu.

Ris. 9. Korona Solnca, sfotografirovannaya
pri polnom solnechnom zatmenii
(s) V.Hondyrev, A. Yuferev. Podrobnee...

Mezhdu hromosferoi i koronoi lezhit uzkii perehodnyi sloi, v k-rom temp-ra bystro rastet ot ~ 104 do ~ 106 K. Solnechnaya korona v moment polnoi fazy zatmeniya predstavlyaetsya serebristym siyaniem, prostirayushimsya do nesk. radiusov S. (ris. 9). Svechenie korony - eto rasseyannoe na svobodnyh elektronah izluchenie fotosfery. Po ego intensivnosti mozhno zaklyuchit', chto v osnovanii korony chislo elektronov (i protonov) v 1 sm3 ≈ 3.108 i chto eto chislo zametno umen'shaetsya s vysotoi. T. o., solnechnuyu koronu obrazuet chrezvychaino razrezhennyi gaz, i dazhe slabye magn. polya, pronikayushie v koronu, okazyvayut sushestvennoe vliyanie na ee dinamich. harakteristiki i stroenie. Fotografii pokazyvayut, chto korona ne yavl. odnorodnym obrazovaniem. Vydelyayutsya koronal'nye shetochki bliz polyusov, dugi i koronal'nye luchi na bolee nizkih shirotah. Koronal'nye magn. polya, yavlyayushiesya prodolzheniem nizhelezhashih polei, izmenyayutsya medlenno. V sootvetstvii s etim struktura korony dovol'no ustoichiva, sushestvennye izmeneniya proishodyat za gody. Neobychnymi okazalis' temperaturnye usloviya v korone. Nesk. emissionnyh linii korony - zelenaya (5303 /AA), krasnaya (6374 /AA) i dr. - byli otozhdestvleny s liniyami vysokoionizovannyh atomov Fe, Ni i Sa, lishennyh ot 9 do 14 elektronov. Poskol'ku otryv elektronov proishodit v rezul'tate stolknoveniya tyazhelogo (malopodvizhnogo) iona s naletayushimi elektronami, neobhodimo, chtoby kinetich. energiya poslednih byla ochen' vysokoi (sootvetstvovala elektronnoi temperature ~ l,5.106K). Vysokaya temp-ra korony podtverzhdaetsya celym ryadom nezavisimyh opredelenii. Tak, bol'shaya protyazhennost' korony, medlennoe ubyvanie ee plotnosti s vysotoi vozmozhny, soglasno barometrich. f-le, lish' pri T ≈ 1,5.106K. V radiodiapazone dlya voln s λ $\geqslant$ 1 m korona neprozrachna i izluchaet kak chernoe telo s T ~ 106K. V korotkovolnovoi oblasti (λ < 400 /AA) nablyudaetsya nabor osn. (rezonansnyh) linii ionov, harakternyi dlya spektrov razrezhennyh gazov s T ~ 106K. Shirina spektr. linii vysokoionizovannyh atomov (FeX - FeXIV), svyazannaya s teplovym razbrosom ih skorostei, takzhe sootvetstvuet T $\gtrsim$ 106K.

Plazma v oblastyah aktivnoi korony - koronal'nyh kondensaciyah - primerno v 3 raza plotnee, chem v okruzhayushih oblastyah. Sr. temp-ra v kondensacii obychno takzhe ≈ 1,5.106K. Odnako v oblastyah, primykayushih k solnechnym pyatnam, plazma korony nagreta do ~ 107K. Kolichestvo goryachego veshestva v korone vozrastaet posle burnyh nestacionarnyh processov, osobenno posle vspyshek. Dlya etogo veshestva harakterny linii ionov CaXV, MgXII i dr., obrazuyushihsya pri temp-rah (3-10).106K.

Na snimkah korony s vysokim prostranstvennym razresheniem, poluchaemyh, napr., v svete zelenoi koronal'noi linii vo vremya zatmenii, koronal'nye kondensacii nablyudayutsya v vide sovokupnosti petel' (arok). Na rentg.fotografiyah korony eti petli otchetlivo vidny ne tol'ko na limbe, no i na diske S. Radio- i rentg. nablyudeniya svidetel'stvuyut o tom, chto veshestvo spokoinoi korony, vne aktivnyh oblastei, po-vidimomu, takzhe sosredotocheno v otdel'nyh, menee kontrastnyh petlyah. Eti petli yavlyayutsya "puchkami" magnitnyh silovyh linii. Magnitnoe pole ne prepyatstvuet perenosu energii vdol' silovyh linii, no sushestvenno zatrudnyaet processy perenosa - teploprovodnost', diffuziyu zaryazhennyh chastic - poperek polya. Poetomu otdel'nye petli okazyvayutsya izolirovannymi drug ot druga. Esli v vershine petli vydelyaetsya energiya (napr., gaz nagrevaetsya iz-za zatuhaniya voln), to teplota rasprostranyaetsya po silovym liniyam vniz, nagrevaya plotnyi gaz v osnovaniyah petli. Proishodit svoeobraznoe "isparenie" plotnogo gaza v koronal'nuyu chast' arki. V ustanovivshemsya stacionarnom sostoyanii plotnost' plazmy v petle okazyvaetsya tem bol'shei, chem bol'she vydelyaemaya v ee vershine energiya.

V nek-ryh mestah spokoinoi korony petli otsutstvuyut. Eti oblasti iz-za ponizhennoi yarkosti v rentg. luchah naz. koronal'nymi dyrami. Dlya nih harakterna otkrytaya magn. konfiguraciya s zamykaniem silovyh linii daleko v mezhplanetnom prostranstve. Veshestvo dyr uzhe ne uderzhivaetsya magn. silami i besprepyatstvenno istekaet v mezhplanetnoe prostranstvo. Plotnost' v etih oblastyah korony umen'shaetsya, i, vvidu bol'shih energetich. poter' na formirovanie gazodinamich. potoka, temp-ra okazyvaetsya neskol'ko nizhe, chem v obychnyh koronal'nyh petlyah. Eto ob'yasnyaet ponizhennuyu yarkost' dyr v rentgenovskom diapazone po sravneniyu so spokoinoi koronoi.

Ris. 10. Protuberanec

V korone raspolozheny sravnitel'no holodnye plotnye oblaka (n = 1010-1011 sm-3. T ~ 104K.) - protuberancy, prostirayushiesya v dlinu do 1/3 $R_\odot$. Eti oblaka imeyut podchas prichudlivuyu formu (diffuznye obrazovaniya, dugi, voronki i t. d.), dvizheniya v nih ochen' slozhny. Naibolee rasprostraneny "spokoinye" protuberancy, poyavlenie k-ryh obychno svyazano s razvitiem gruppy pyaten, no sushestvuyut oni znachitel'no dol'she pyaten (do 1 goda). Neposredstvenno v zone pyaten nablyudayutsya posle vspyshek t. n. protuberancy solnechnyh pyaten - potoki gaza, vtekayushego iz korony v zonu pyaten so skorostyami v nesk. desyatkov km/s. Drugoi vid protuberancev svyazan s vybrosami veshestva vverh (obychno posle vspyshek) so skorostyami ~ 100-1000 km/s (t. n. bystrye eruptivnye protuberancy, ris. 10).

Fiz. usloviya v protuberancah blizki k hromosfernym, poetomu harakter spektrov i metody nablyudeniya protuberancev i hromosfery sovpadayut. Obrazovanie protuberancev, traektorii dvizheniya i "podderzhka" tyazhelyh gazovyh oblakov v korone obuslovleny deistviem magn. sil.

5. Magnitnye polya i solnechnaya aktivnost'

Ris. 11. Magnitnoe pole solnechnogo pyatna
(po A. B. Severnomu). Velichina i napravlenie
vektora napryazhennosti polya pokazany
otrezkami pryamyh linii. Na periferii
pyatna silovye linii pola nakloneny
sil'nee, chem v ego centre.

Vse yavleniya solnechnoi aktivnosti svyazany s vyhodom na poverhnost' S. magn. polei. Uzhe pervye izmereniya effekta Zeemana, provedennye v nachale 20 v., pokazali, chto polya v pyatnah harakterizuyutsya napryazhennost'yu poryadka nesk. tys. ersted, prichem takie dolya realizuyutsya v oblastyah s diametrom ≈ 20 000 km. Sovr. pribory dlya izmereniya polei na S. pozvolyayut ne tol'ko izmeryat' velichinu polya s tochnost'yu do 1 E, no i sudit' ob uglah naklona vektora napryazhennosti magn. polya. Vyyasneno, napr., chto fakely predstavlyayut soboi oblasti s polyami 5-300 E. V teni pyaten polya dostigayut 1000-4500 E. V centre pyatna pole napravleno vverh, vdol' radiusa S., no k periferii ego naklon uvelichivaetsya, i v poluteni pole uzhe prakticheski parallel'no solnechnoi poverhnosti (ris. 11). Pole sosredotocheno v otdel'nyh zhgutah.

Srednee po solnechnoi poverhnosti pole imeet poryadok 1 E, ono sostoit, po-vidimomu, iz otdel'nyh yacheek s N ~ 10 E na ih granicah. Takoe pole nablyudaetsya bliz polyusov S., togda kak na nizkih shirotah ono chasto vozmusheno sil'nymi polyami aktivnyh oblastei. Eti sil'nye lokal'nye polya vozmushayut ne tol'ko fotosferu, no pronikayut i vo vnesh. sloi. V hromosfere nad ten'yu pyaten ih velichina mozhet dostigat' ~1000E, nad poluten'yu i fakelami ~100 E. Kosvennye dannye govoryat, chto polya v korone nad aktivnoi oblast'yu ~10-0,1 E. T. o., aktivnaya oblast' (ili centr aktivnosti) otozhdestvlyaetsya s mestom povyshennoi napryazhennosti magn. polya. Nizhnee osnovanie aktivnoi oblasti - fakely i pyatna - raspolagaetsya v fotosfere. Verhnyaya chast' proyavlyaetsya kak hromosfernyi fakel (flokkul), i v korone - kak koronal'naya kondensaciya.

Chashe vsego aktivnye oblasti harakterizuyutsya dvumya polyusami protivopolozhnoi polyarnosti - t.n. bipolyarnymi centrami, hotya vstrechayutsya kak mul'tipolyarnye, tak i unipolyarnye oblasti. Polyusa protivopolozhnoi polyarnosti soedinyayutsya sistemoi arok protyazhennost'yu do 30 000 km i vysotoi do 5000 km. Vershiny arok medlenno podnimayutsya, a okolo polyusov gaz stekaet vniz, po napravleniyu k fotosfere.

Svoeobrazno razvitie aktivnoi oblasti vo vremeni. S usileniem magn. polya v fotosfere voznikaet fakel, postepenno uvelichivayushii svoyu ploshad' i yarkost'. Primerno cherez sutki v nem voznikaet nesk. temnyh tochek - por, razvivayushihsya zatem v solnechnye pyatna. Desyatye - odinnadcatye sutki zhizni oblasti harakterizuyutsya naibolee burnymi processami v hromosfere i korone. Pri etom razmer bol'shih grupp pyaten dostigaet 20 geliografich. gradusov po dolgote i 10o po shirote ili 2400 km X 12 000 km. Cherez 1-3 mesyaca pyatna postepenno propadayut, nad oblast'yu povisaet gigantskii protuberanec. Cherez polgoda ili god dannaya oblast' ischezaet.

Dlya srednego pyatna s polem 3000 E  magn. energiya po men'shei mere v 10 raz prevoshodit kinetich. energiyu konvektivnyh dvizhenii. No v konvektivnoi yacheike obyazatel'no prisutstvuet gorizontal'noe peremeshenie, perpendikulyarnoe napravleniyu polya. Pole prepyatstvuet gorizontal'nomu peremesheniyu, v rezul'tate chego konvekciya v pyatnah okazyvaetsya znachitel'no oslablennoi. Zatrudnenie konvekcii privodit k men'shemu postupleniyu energii v oblast' pyaten, poskol'ku energiya v glubokih sloyah perenositsya konvektivnymi dvizheniyami. Veroyatno, s etim i svyazany bolee nizkaya temp-ra i "chernota" pyaten.

Nablyudaemye v teni pyaten granuly (s razmerami ≈ 300 km i sr. vremenem zhizni ≈ 15-30 min) ukazyvayut na nalichie sil'no vidoizmenennoi konvekcii. Ona sostoit zdes' v tom, chto otdel'nye elementy goryachego gaza proryvayutsya v pyatnah vdol' polya do fotosfernyh vysot. Tam oni rasshiryayutsya, szhimaya okruzhayushii gaz vmeste s polem. Plotnyi gaz opuskaetsya, dvizheniya gaza napominayut peremesheniya vverh i vniz v tesno raspolozhennyh trubah s neznachitel'no izmenyayushimsya poperechnym secheniem (t. e. s neznachitel'noi deformaciei silovyh linii). Vo mnogih dr. sluchayah - pri dvizhenii gaza v protuberancah, v koronal'nyh arkah traektorii dvizheniya gaza takzhe sovpadayut s hodom silovyh linii.

Stepen' vliyaniya polya na stroenie vnesh. atmosfery zavisit kak ot velichiny vyhodyashego na poverhnost' magn. potoka (1017-1022 Mks), tak i ot togo, naskol'ko sil'no on izmenyaetsya s vysotoi i vo vremeni.

Ris. 12. Shematicheskoe izobrazhenie spokoinoi oblasti (s. o.) i aktivnoi oblasti (a. o.) atmosfery Solnca. Privedeny znacheniya potokov energii, vyhodyashih iz fotosfery (vo vsem diapazone dlin voln), hromosfery i korony (v korotkovolnovoi oblasti spektra)

Na razreze solnechnoi atmosfery (ris. 12) ukazany potoki energii v fotosfere, hromosfere, perehodnom sloe hromosfera - korona i vo vnutr.korone v spokoinyh i aktivnyh oblastyah. Podcherknem, chto vo vnesh. atmosfere osn. otlichie aktivnyh oblastei ot spokoinyh sostoit v tom, chto v raionah, zanyatyh lokal'nymi magn. polyami, nagrev v vershinah petel' bol'she i iz-za processa "ispareniya" plotnost' v petlyah v nesk. raz vyshe. V magn. polyah poyavlyaetsya vozmozhnost' razvitiya nestacionarnyh yavlenii: vspyshek, vybrosa petel' v mezhplanetnoe prostranstvo (tranzient) i dr.

6. Vspyshki na Solnce i ih vozdeistvie na Zemlyu

V processe razvitiya aktivnoi oblasti inogda voznikayut situacii, pri k-ryh vozmozhna bystraya perestroika ("perezamykanie") magn. polei. Eta perestroika vyzyvaet vspyshki, soprovozhdaemye slozhnymi dvizheniyami ionizovannogo gaza, ego svecheniem, uskoreniem chastic i t. d. Vspyshki na Solnce, kak pravilo, nablyudayutsya vblizi pyaten; obychno byvaet nesk. slabyh vspyshek za den'. Sil'nye vspyshki - ves'ma redkoe yavlenie. Vspyshka na S. predstavlyaet soboi vnezapnoe vydelenie energii v verhnei hromosfere ili nizhnei korone, generiruyushee kratkovremennoe el.-magn. izluchenie v shirokom diapazone dlin voln - ot zhestkogo rentg. izlucheniya (i dazhe g-izlucheniya) do kilometrovyh radiovoln. Dlya bol'shih vspyshek v rentg. diapazone (energiya fotonov e > 0,5 keV) potoki okolo Zemli dostigayut 0,1 erg/(sm2.s), chto v desyatki tys. raz prevoshodit sootvetstvuyushee znachenie potokov ot Solnca vne vspyshek v etom diapazone. Myagkoe rentg. izluchenie vspyshki est' teplovoe izluchenie plazmy, nagretoi do ~107K. Na izobrazhenii S. v myagkih rentg. luchah v oblasti vspyshki vydelyaetsya yarkoe yadro, okruzhennoe diffuznym svecheniem. Yadro - sistema petel' i uzlov - raspolagaetsya mezhdu pyatnami, v vershinah arok, soedinyayushih pyatna protivopolozhnoi polyarnosti.

V moshnyh vspyshkah nablyudaetsya zhestkoe rentg. izluchenie v diapazone energii ot desyatkov do soten keV. Eto izluchenie registriruetsya kak seriya otdel'nyh impul'sov vo vremya zhestkoi fazy vspyshki, predshestvuyushei maksimumu izlucheniya. Ono generiruetsya bol'shim chislom elektronov, uskorennyh pri vspyshkah. V samyh moshnyh, t. n. protonnyh, vspyshkah uskoryayutsya i tyazhelye chasticy, v chastnosti protony, do energii v sotni MeV.

Nachalo vspyshki mozhet byt' ochen' rezkim, no inogda "vzryvu" predshestvuet nesk. minut medlennogo razvitiya ili dazhe slabaya predvspyshka. Dalee idet sobstvenno vzryvnaya (zhestkaya, impul'snaya) faza, vo vremya k-roi za 1-3 min uskoryayutsya chasticy, formiruetsya goryachee oblako. V ryade vspyshek (ih nazyvayut teplovymi) zhestkaya faza otsutstvuet. Posle dostizheniya maks. yarkosti (napr., v myagkom rentg. izluchenii cherez 1-15 min posle nachala) process goreniya bol'shoi vspyshki prodolzhaetsya eshe nesk. chasov. Na faze spada harakternym yavl. formirovanie i dvizhenie vverh vsei sistemy volokon, mnogochislennye vybrosy plazmennyh sgustkov. Tak, pri nablyudenii vspyshki za kraem diska zametny massy gaza, razletayushiesya iz yarkogo vystupa - sistemy petel' - so skorostyami, prevyshayushimi 100 km/s.

Vydelenie bol'shoi energii na znachitel'nyh vysotah vyzyvaet v solnechnoi atmosfere celyi ryad vtorichnyh processov: svechenie v razlichnyh energetich. diapazonah i gazodinamich. effekty. Yarkost' hromosfery, v chastnosti v linii Na, uvelichivaetsya v nablyudaemyh na diske voloknah vspyshki v nesk. desyatkov raz. Svechenie ohvatyvaet ploshad' vplot' do 10-3 ploshadi vidimoi polusfery Solnca. Poyavlenie etogo svecheniya svyazano s proniknoveniem ot vershiny magn. arki k ee osnovaniyu potokov chastic i teploty. Vo vremya zhestkoi fazy pered napravlennym vniz vozmusheniem obrazuetsya udarnaya volna. Nagrev plotnyh sloev atmosfery privodit k "ispareniyu" bol'shogo kolichestva gaza, i eto sposobstvuet dlitel'nomu sushestvovaniyu plotnogo goryachego plazmennogo oblaka. K koncu zhestkoi fazy postepenno formiruetsya napravlennaya naruzhu udarnaya volna. Rasprostranyayas' so skorostyami 1000- 2000 km/s, ona vyzyvaet poyavlenie radiovspleska II tipa (podrobnee o radiovspleskah sm. v st. Radioizluchenie Solnca).

Pri bol'shoi vspyshke vydelyaetsya gromadnaya energiya, ~1031-1032 erg (moshnost' ~1029 erg/s). Ona cherpaetsya iz energii magn. polya aktivnoi oblasti. Soglasno predstavleniyam, k-rye uspeshno razvivayutsya s 1960-h gg. v SSSR, pri vzaimodeistvii magnitnyh potokov voznikayut tokovye sloi. Razvitie plazmennoi turbulentnosti v tokovom sloe mozhet privodit' k uskoreniyu chastic, prichem sushestvuyut triggernye (startovye) mehanizmy, privodyashie k vnezapnomu razvitiyu processa.


Ris. 13. Vidy vozdeistviya solnechnoi vspyshki na Zemlyu (po D. X. Menzelu).

Rentg. izluchenie i solnechnye kosmicheskie luchi, prihodyashie ot vspyshki (ris. 13), vyzyvayut dopolnitel'nuyu ionizaciyu zemnoi ionosfery, chto skazyvaetsya na usloviyah rasprostraneniya radiovoln. Potok vybroshennyh pri vspyshke chastic primerno cherez sutki dostigaet orbity Zemli i vyzyvaet na Zemle magnitnuyu buryu i polyarnye siyaniya (sm. Verhnyaya atmosfera, Solnechno-zemnye svyazi).

Pomimo korpuskulyarnyh potokov, porozhdennyh vspyshkami, sushestvuet nepreryvnoe korpuskulyarnoe izluchenie S. Ono svyazano s istecheniem razrezhennoi plazmy iz vnesh. oblastei solnechnoi korony v mezhplanetnoe prostranstvo - solnechnym vetrom. Poteri veshestva za schet solnechnogo vetra neveliki,≈ 3.10-14 ${\mathfrak M}_\odot$ v god, no on predstavlyaet soboi osn. komponent mezhplanetnoi sredy.

Ris. 14. Meridional'nyi razrez mezhplanetnogomagnitnogo
polya (strelki) bliz chetnogo minimuma solnechnoi aktivnosti.
Po poverhnosti, razdelyayushei severnyi i yuzhnyi magnitnye
potoki, techet elektricheskii tok.

Solnechnyi veter vynosit v mezhplanetnoe prostranstvo krupnomasshtabnoe magn. pole S. Vrashenie S. zakruchivaet linii mezhplanetnogo magn. polya (MMP) v spiral' Arhimeda, chto otchetlivo nablyudaetsya v ploskosti ekliptiki. Poskol'ku osn. osobennost'yu krupnomasshtabnogo magn. polya S. yavl. dve okolopolyusnye oblasti protivopolozhnoi polyarnosti i prilegayushie k nim polya, pri spokoinom S. severnaya polusfera mezhplanetnogo prostranstva okazyvaetsya zapolnennoi polem odnogo znaka, yuzhnaya - drugogo (ris. 14). Bliz maksimuma aktivnosti iz-za smeny znaka krupnomasshtabnogo polya S. proishodit perepolyusovka etogo regulyarnogo magn. polya mezhplanetnogo prostranstva. Magn. potoki oboih polusharii razdeleny tokovym sloem. Pri vrashenii S. Zemlya nahoditsya nesk. dnei to vyshe, to nizhe izognutoi "gofrirovannoi" poverhnosti tokovogo sloya, t. e. popadaet v MMP, napravlennoe to k S., to ot nego. Eto yavlenie naz. sektornoi strukturoi mezhplanetnogo magnitnogo polya.

Bliz maksimuma aktivnosti naibolee effektivno vozdeistvuyut na atmosferu i magnitosferu Zemli potoki chastic, uskorennyh pri vspyshkah. Na faze spada aktivnosti, k koncu 11-letnego cikla aktivnosti, pri umen'shenii chisla vspyshek i razvitii mezhplanetnogo tokovogo sloya stanovyatsya bolee sushestvennymi stacionarnye potoki usilennogo solnechnogo vetra. Vrashayas' vmeste s S., oni vyzyvayut povtoryayushiesya kazhdye 27 sut geomagn. vozmusheniya. Eta rekurrentnaya (povtoryayushayasya) aktivnost' osobenno vysoka dlya koncov ciklov s chetnym nomerom, kogda napravlenie magn. polya solnechnogo "dipolya" antiparallel'no zemnomu.

Lit.:
Martynov D. Ya., Kurs obshei astrofiziki, 3 izd., M., 1978;
Menzel D. G., Nashe Solnce, per. s angl., M., 1963; Solnechnaya i solnechno-zemnaya fizika. Illyustrirovannyi slovar' terminov, per. s angl., M., 1980;
Shklovskii I. S., Fizika solnechnoi korony, 2 izd., M., 1962;
Severnyi A. B., Magnitnye polya Solnca i zvezd, "UFN", 1966, t. 88, v. 1, s. 3-50;
Gibson E., Spokoinoe Solnce, per. s angl., M., 1977;
Kaplan S. A., Pikel'ner S. B., Cytovich V. N., Fizika plazmy solnechnoi atmosfery, M., 1977.

M. A. Livshic.
Publikacii s klyuchevymi slovami: Solnce - Solnechnaya aktivnost' - Solnechnye pyatna - solnechnyi fakel - Fotosfera - Hromosfera - Solnechnaya korona - granulyaciya
Publikacii so slovami: Solnce - Solnechnaya aktivnost' - Solnechnye pyatna - solnechnyi fakel - Fotosfera - Hromosfera - Solnechnaya korona - granulyaciya
Karta smyslovyh svyazei dlya termina SOLNCE
Sm. takzhe:
Vse publikacii na tu zhe temu >>

Ocenka: 3.1 [golosov: 192]
 
O reitinge
Versiya dlya pechati Raspechatat'

Astrometriya - Astronomicheskie instrumenty - Astronomicheskoe obrazovanie - Astrofizika - Istoriya astronomii - Kosmonavtika, issledovanie kosmosa - Lyubitel'skaya astronomiya - Planety i Solnechnaya sistema - Solnce


Astronet | Nauchnaya set' | GAISh MGU | Poisk po MGU | O proekte | Avtoram

Kommentarii, voprosy? Pishite: info@astronet.ru ili syuda

Rambler's Top100 Yandeks citirovaniya