Областной конкурс творческих работ школьников

«Космос и человек»

Физика космоса

«СОЛНЦЕ»

Автор: Буряков Иван, 17 лет

11 класс МБОУ – СОШ с. Красное Знамя

Руководитель: Бурякова Светлана Анатольевна

Учитель физики

МБОУ – СОШ с. Красное Знамя

СОЛНЦЕ

1.   Введение.

            Солнце освещает и согревает нашу планету, без этого была бы невозможна жизнь на ней не только человека, но даже микроорганизмов. Солнце - главный (хотя и не единственный) двигатель происходящих на Земле процессов. Но не только тепло и свет получает Земля от Солнца. Различные виды солнечного излучения и потоки частиц оказывают постоянное влияние на ее жизнь.

В данной работе рассмотрены некоторые вопросы, связанные с «физикой Солнца».
            Солнце посылает на Землю электромагнитные волны всех областей спектра - от многокилометровых радиоволн до гамма-лучей. Окрестностей Земли достигают также заряженные частицы разных энергий - как высоких, так и низких и средних. Наконец, Солнце испускает мощный поток элементарных частиц - нейтрино. Однако воздействие последних на земные процессы пренебрежительно мало: для этих частиц земной шар прозрачен, и они свободно сквозь него пролетают. Только очень малая часть заряженных частиц из межпланетного пространства попадает в атмосферу Земли (остальные отклоняет или задерживает геомагнитное поле). Но их энергии достаточно для того, чтобы вызвать полярные сияния и возмущения магнитного поля нашей планеты.
Солнце — рядовая звезда пашей Галактики. Поэтому такие проблемы, как источники энергии Солнца,  его строение, образование спектра, являются общими для физики Солнца и звезд. Для земного наблюдателя уникальность Солнца состоит в том, что это ближайшая к нам и единственная пока звезда, поверхность которой можно подвергнуть детальному изучению. Непосредственно с поверхности Земли Солнце изучают радиометодами и оптическими  методами. Внеатмосферная астрономия позволила значительно расширить исследуемый диапазон частот электромагнитного излучения Солнца, а также приступить к детальному исследованию его корпускулярного излучения. Всё многообразие солнечных явлений, раскрытое этими методами: зернистая (грануляционная) структура поверхности (фотосферы), сложные изменения яркости и движений в её отдельных активных центрах, процессы в самых внешних, разреженных слоях атмосферы — хромосфере и короне, в частности солнечные вспышки, образование протуберанцев, солнечного ветра,— свойственно, вероятно, не только Солнцу, но и другим звёздам. Поэтому физика солнечных явлений имеет огромное значение для развития астрофизики в целом.

2. Солнце как звезда.

Солнце – ближайшая к Земле звезда, в которой сосредоточено 99,866% массы Солнечной системы. Солнце находится в одном из спиральных рукавов Галактики на расстоянии более половины галактического радиуса от ее центра. Вместе с соседними звездами Солнце обращается вокруг центра Галактики с периодом около 240 миллионов лет.

Солнце — газовый, точнее плазменный, шар. Радиус Солнца R=6,96 1010 см, т.е. в 109 раз больше экваториального радиуса Земли; масса Солнца составляет  1,991033 г, т. е. в 333 000 раз больше массы Земли. В Солнце сосредоточено 99,800% массы Солнечной системы. Средняя плотность солнечного вещества 1,41 г/см3, что составляет 0,256 средней плотности Земли (солнечное вещество содержит по массе свыше 70% водорода, свыше 20% гелия и около 2% других элементов). Ускорение свободного падения на уровне видимой поверхности Солнца g= 2,74  l04 см/с2. Вращение Солнца имеет дифференциальный характер: экваториальная зона вращается быстрее (14,4° за сутки), чем высокоширотные зоны (~10° за сутки у полюсов). Средний период вращения Солнца 25,38 суток, скорость на экваторе около 2 км/с, энергия вращения (определённая по вращению поверхности) составляет 2,442 эрг. Мощность излучения Солнца— его светимость 3,86-1033 эрг/с (3,86 1026 Вт), эффективная температура поверхности  Тэ= 5780 К. Солнце относится к звёздам-карликам спектрального класса G 2, типичный желтый карлик На диаграмме  Герцшпрунга–Ресселла (спектр — светимость) Солнце находится в средней части главной последовательности, на которой лежат стационарные звезды, практически не изменяющие своей светимости в течение многих миллиардов лет. Солнце имеет 9 спутников-планет, суммарная масса которых составляет всего лишь 0,13% массы Солнца.

 Под действием гравитации Солнце, как и любая звезда, стремится сжаться. Этому    сжатию    противодействует    перепад давления, возникающий из-за высокой температуры и плотности внутренних слоев  Солнца. В центре Солнца температуpa Т 1,6 107 К, плотность 160 г  см-3. Столь высокая температура в центральных областях Солнца, может поддерживаться длительно только ядерными реакциями синтеза гелия из водорода. Эти реакции и являются основным источником энергии Солнца. В процессе превращения водорода в гелий ежесекундно аннигилируется 4 миллиона тонн солнечного вещества. Поверх ядра расположена зона излучения, где образовавшиеся в процессе ядерного синтеза фотоны с высокой энергией сталкиваются с электронами и ионами, порождая повторное световое и тепловое излучение.

Из Планка закона излучения следует, что при температурах, характерных для центра Солнца, основная энергия излучения приходится на рентгеновский диапазон. Из центральной области Солнца до его поверхности электромагнитное  излучение из-за многократного поглощения и переизлучения доходит за время ~ 1 млн. лет, при этом его спектр существенно изменяется (напомним, что путь, в 200 раз больший,— от Солнца до Земли — свет проходит за время « 8 мин). В недрах Солнца атомы (в основном это атомы водорода) находятся в ионизованном состоянии. Если водород полностью ионизован, то поглощение излучения связано главным  образом с отрывом электронов от ионов более тяжёлых элементов . Однако таких элементов в недрах Солнца мало, движущиеся из солнечных недр фотоны частично рассеиваются и поглощаются свободными электронами. Перенос энергии излучением сильно затрудняется.

Выше, в самых поверхностных слоях Солнца, энергия вновь переносится излучением. Излучение, приходящее от Солнца к внешнему наблюдателю, возникает в чрезвычайно         тонком         поверхностном слое — фотосфере (слое, излучающий свет), имеющем толщину 320 - 350 км. от области, где атмосфера Солнца становится непрозрачной; эта область образует основание хромосферы или поверхность Солнца, от которой определяются размеры Солнца, расстояние от поверхности Солнца и т.д. В этих слоях имеют место такие проявления солнечной активности, как солнечные пятна и вспышки. Слой, покрывающий фотосферу, называется хромосферой. Хромосфера достигает высоты 7 000 километров. Через хромосферу прорываются спикулы и протуберанцы. Самые разреженные внешние слои образуют солнечную корону, сливаясь с межпланетной средой.

3. Фотосферные явления.

Фотосфера - атмосфера Солнца начинается на 200-300 км глубже видимого края солнечного края. Эти самые глубокие слои атмосферы называют фотосферой. Поскольку их толщина составляет не более одной трехтысячной доли солнечного радиуса, фотосферу иногда условно называют поверхностью Солнца.
            Плотность газов в фотосфере примерно такая же, как в земной стратосфере, и в сотни раз меньше, чем у поверхности Земли. Температура фотосферы уменьшается от 8000 К на глубине 300 км до 4000 К в самых верхних слоях. Температура же того среднего слоя, излучение которого мы воспринимаем, около 6000 К. При таких условиях почти все молекулы газа распадаются на отдельные атомы. Лишь в самых верхних слоях фотосферы сохранятся относительно немного простейших молекул и радикалов типа H2, OH, CH. СН. С Земли Солнце представляется кругом со средним угловым диаметром 1920". При хороших погодных условиях в солнечный телескоп различимы детали размером порядка 1" (около 700 км).
В видимом диапазоне солнечная поверхность представляется совокупностью ярких площадок, окружённых относительно тёмными тонкими промежутками. Это - солнечные гранулы. Средний размер их около 700 км, время существования составляет около 8 мин. Гранулы разделяются тёмными промежутками шириной около 300 км.
В областях,  отстоящих от солнечного экватора на ±30° кроме спокойной грануляционной картины наблюдаются солнечные пятна и факелы. В телескоп различимы тёмный овал (тень пятна), окружённый более светлой полутенью. Характерный размер развитого пятна составляет около 35 000 км. Диаметр тени примерно вдвое меньше. Близ тени имеются отдельные яркие участки, которые в виде узких струй растекаются к периферии пятна. Они образуют характерную волокнистую структуру полутени. Время жизни отдельных волокон - 30 - 60 мин. Поток лучистой энергии в тени пятна ослаблен примерно в 3 раза, что объясняется понижением температуры от 6000 до 4500 К. это понижение температуры отражается и на спектре пятен: усилены спектральные линии более низкого возбуждения, молекулярные полосы. Линии несколько сдвинуты в коротковолновую область, что, в соответствии с эффектом Доплера, свидетельствует о вытекании газа из пятна на уровне фотосферы. Движение наружу - от тени к периферии - характерно для тёмных, холодных волокон. Более горячий газ медленно движется в противоположном направлении. В полутени направление движения близко к горизонтальному. На больших высотах - в хромосфере и короне - газ, наоборот, втекает в область пятна.
Пятна обычно окружены сетью ярких цепочек - фотосферным факелом - шириной около 5000 км и длиной до 50000 км. Факел - долгоживущее образование, время его существования достигает года, тогда как группа пятен на его фоне существует, в среднем, около месяца. Суммарная площадь цепочек - волокон факела - примерно в 4 раза больше площади пятна. Факелы встречаются и независимо от пятен. Температура верхних слоёв факела примерно на 300 К выше температуры невозмущённой фотосферы.

4. Хромосфера Солнца.

Хромосфера (греч. "сфера цвета") названа так за свою красновато-фиолетовую окраску. Она видна во время полных солнечных затмений как клочковатое яркое кольцо вокруг черного диска Луны, только что затмившего Солнце. Хромосфера весьма неоднородна и состоит в основном из продолговатых вытянутых язычков (спикул), придающих ей вид горящей травы. Температура этих хромосферных струй в два-три раза выше, чем в фотосфере, а плотность в сотни тысяч раз меньше. Общая протяженность хромосферы 10-15 тыс. километров.
            Рост температуры в хромосфере объясняется распространением волн и магнитных полей, проникающих в нее из конвективной зоны. Вещество нагревается примерно так же, как если бы это происходило в гигантской микроволновой печи. Скорости тепловых движений частиц возрастают, учащаются столкновения между ними, и атомы теряют свои внешние электроны: вещество становится горячей ионизованной плазмой. Эти же физические процессы поддерживают и необычайно высокую температуру самых внешних слоев солнечной атмосферы, которые расположены выше хромосферы.
            Часто во время затмений (а при помощи специальных спектральных приборов - и не дожидаясь затмений) над поверхностью Солнца можно наблюдать причудливой формы "фонтаны", "облака", "воронки", "кусты", "арки" и прочие ярко светящиеся образования из хромосферного вещества. Они бывают неподвижными или медленно изменяющимися, окруженными плавными изогнутыми струями, которые втекают в хромосферу или вытекают из нее, поднимаясь на десятки и сотни тысяч километров. Это самые грандиозные образования солнечной атмосферы - протуберанцы. При наблюдении в красной спектральной линии, излучаемой атомами водорода, они кажутся на фоне солнечного диска темными, длинными и изогнутыми волокнами.

Наиболее распространены "спокойные" протуберанцы, появление которых обычно связано с развитием группы пятен, но существуют они значительно дольше пятен (до 1 года). Непосредственно в зоне пятен наблюдаются после вспышек, протуберанцы солнечных пятен - потоки газа, втекающего из короны в зону пятен со скоростями в несколько десятков км/с. Другой вид протуберанцев связан с выбросами вещества вверх (обычно после вспышек) со скоростями 100-1000 км/с (быстрые эруптивные протуберанцы).

            Протуберанцы имеют примерно ту же плотность и температуру, что и хромосфера. Но они находятся над ней и окружены более высокими, сильно разреженными верхними слоями солнечной атмосферы. Протуберанцы не падают в хромосферу потому, что их вещество поддерживается магнитными полями активных областей Солнца.
            Впервые спектр протуберанца вне затмения наблюдали французский астроном Пьер Нансен и его английский коллега Джозеф Локьер в 1868 г. Щель спектроскопа располагают так, чтобы она пересекала край Солнца, и если вблизи него находится протуберанец, то можно заметить спектр его излучения. Направляя щель на различные участки протуберанца или хромосферы, можно изучить их по частям. Спектр протуберанцев, как и хромосферы, состоит из ярких линий, главным образом водорода, гелия и кальция. Линии излучения других химических элементов тоже присутствуют, но они намного слабее.
            Некоторые протуберанцы, пробыв долгое время без заметных изменений, внезапно как бы взрываются, и вещество их со скоростью в сотни километров в секунду выбрасывается в межпланетное пространство. Вид хромосферы также часто меняется, что указывает на непрерывное движение составляющих ее газов.
            Иногда нечто похожее на взрывы происходит в очень небольших по размеру областях атмосферы Солнца. Это так называемые хромосферные вспышки (самые мощные взрывоподобные процессы, могут продолжаться всего несколько минут, но за это время выделяется энергия, которая иногда достигает 1025 Дж). Они длятся обычно несколько десятков минут. Во время вспышек в спектральных линиях водорода, гелия, ионизованного кальция и некоторых других элементов свечение отдельного участка хромосферы внезапно увеличивается в десятки раз. Особенно сильно возрастает ультрафиолетовое и рентгеновское излучение: порой его мощность в несколько раз превышает общую мощность излучения Солнца в этой коротковолновой области спектра до вспышки.
            Пятна, факелы, протуберанцы, хромосферные вспышки - все это проявления солнечной активности. С повышением активности число этих образований на Солнце становится больше.

Хромосфера гораздо разреженнее, чем фотосфера. На фоне яркого неба ее не видно. Непосредственно хромосферу можно видеть только в течение немногих секунд во время полного солнечного затмения. При этом из-за черного края Луны она видна как красный узкий серп, редко как полное тонкое кольцо. Ослепительная фотосфера в это время закрыта Луной, и небо вокруг Солнца темнее, чем обычно. Спектр хромосферы состоит из ярких линий, среди которых ярче всех красная водородная линия. Оттого и цвет хромосферы красный. Это дает возможность видеть хромосферу через светофильтр, пропускающий свет только красной водородной линии. По спектру хромосферы определяют ее химический состав и высоту, на которую поднимаются в ней разные химические элементы. Выше всего поднимаются водород и ионизированный кальций.

Тогда как спектр солнечной атмосферы состоит из ярких линий, спектр солнечного диска непрерывный, перерезанный множеством темных линий поглощения. Они называются фраунгоферовыми, по фамилии выдающегося немецкого оптика Фраунгофера, впервые зарисовавшего в 1814 г. расположение нескольких сот линий. Происхождение этих линий и польза от их изучения стали понятны лишь много позднее.

Излучение нижних, более плотных и горячих слоев фотосферы поглощается более холодными разреженными верхними слоями газа в определенных длинах волн (или в определенных линиях спектра), характерных для атомов данного элемента. Следовательно, в спектре Солнца возникает темная линия. По фраунгоферовым линиям делают и качественный и количественный анализ солнечной атмосферы. В ней найдено 68 из общего числа химических элементов периодической таблицы Д. И. Менделеева. Атомов водорода на Солнце в 10 раз больше, чем всех остальных, а по массе водород составляет 70% массы Солнца, гелий — 29% массы, и 1% ее приходится на все остальные элементы. В составе Солнца мы находим те же элементы, которые имеются на Земле.

Здесь мы опять видим материальное единство Вселенной и возможность применять ко Вселенной законы физики и химии, обнаруженные в земных условиях.

При помощи прибора спектрогелиографа можно изучать распределение и движение в солнечной атмосфере различных газов на разной высоте над фотосферой. На фотографиях, полученных при помощи этого прибора, кроме протуберанцев, видны более светлые горячие облака (флоккулы) в области хромосферы над факелами. Обычно они окружают пятна. Иногда видны яркие хромосферные вспышки. Это наиболее мощные и быстрые проявления солнечной активности, к которой также относится образование пятен, флоккул и протуберанцев. При хромосферной вспышке за несколько минут часть флоккулы усиливается в яркости. Это вызвано катастрофическим сжатием газа под действием магнитных полей, которые развиваются в пятнах. Сжатие очень повышает температуру газа, а магнитные поля разгоняют некоторые частицы до огромных скоростей. В результате происходят следующие явления: усиливаются рентгеновское и радиоизлучение Солнца, увеличивается поток космических лучей; из Солнца со скоростью в среднем около 1000 км/сек выбрасываются корпускулярные потоки. Корпускулярные потоки, налетая на Землю, возмущают ее магнитное поле, проникают в области полюсов в атмосферу и создают в ней магнитные бури, полярные сияния и т. п.

Косвенным путем эти электромагнитные и сопутствующие им изменения, по-видимому, влияют и на живые организмы. Корпускулярные потоки создают в солнечной системе солнечный ветер, влияющий также на хвосты комет, на поверхность планет, не имеющих атмосферы и т. д. Ветром эти потоки назвали потому, что они испускаются Солнцем непрерывно: «дуют от Солнца, как ветер». Быстрые усиления радиоизлучения в миллионы раз называются радиовсплесками возмущенного Солнца.

5. Солнечная корона.

Выше хромосферы над Солнцем простирается самая верхняя часть его атмосферы — солнечная корона. Она состоит из разреженного газа, имеющего температуру около миллиона градусов, находящегося в особом состоянии и дающего спектр из ярких линий преимущественно сильно ионизированного железа, которых на Земле никогда не удавалось получить в лаборатории. Их расшифровали теоретически. Надо напомнить, что и газ гелий (что значит «солнечный») был открыт на Солнце на несколько десятилетий раньше, чем его нашли на Земле. Это еще примеры того, как физика космоса — астрофизика дополняет и расширяет физические знания.

Корона образует красивые длинные лучи, превышающие по длине радиус Солнца. Во время полных солнечных затмений корона представляет собой поразительно красивое зрелище. Солнечная корона гораздо более разрежена, чем хромосфера, и является основным источником радиоизлучения Солнца. Радиометоды позволяют проследить за короной на расстоянии в несколько десятков солнечных радиусов. Это сверхкорона Солнца, переходящая в межпланетную среду. Структура короны связана со строением активных областей Солнца — с пятнами и протуберанцами, а ее лучи тянутся вдоль магнитных силовых линий, выходящих из активных областей. Корональные лучи связаны с движением через корону корпускулярных потоков. Форма короны в целом меняется, и в максимуме солнечной активности она одна, а в минимуме другая.
            Корона - в отличие от фотосферы и хромосферы самая внешняя часть атмосферы Солнца обладает огромной протяженностью: она простирается на миллионы километров, что соответствует нескольким солнечным радиусам, а ее слабое продолжение уходит еще дальше.
            Плотность вещества в солнечной короне убывает с высотой значительно медленнее, чем плотность воздуха в земной атмосфере. Уменьшение плотности воздуха при подъеме вверх определяется притяжением Земли. На поверхности Солнца сила тяжести значительно больше, и, казалось бы, его атмосфера не должна быть высокой. В действительности она необычайно обширна. Следовательно, имеются какие-то силы, действующие против притяжения Солнца. Эти силы связаны с огромными скоростями движения атомов и электронов в короне, разогретой до температуры 1-2 млн. градусов!
            Корону лучше всего наблюдать во время полной фазы солнечного затмения. Правда, за те несколько минут, что она длится, очень трудно зарисовать не только отдельные детали, но даже общий вид короны. Глаз наблюдателя едва лишь начинает привыкать к внезапно наступившим сумеркам, а появившийся из-за края Луны яркий луч Солнца уже возвещает о конце затмения. Поэтому часто зарисовки короны, выполненные опытными наблюдателями во время одного и того же затмения, сильно различались. Не удавалось даже точно определить ее цвет.
            Изобретение фотографии дало астрономам объективный и документальный метод исследования. Однако получить хороший снимок короны тоже нелегко. Дело в том, что ближайшая к Солнцу ее часть, так называемая внутренняя корона, сравнительно яркая, в то время как далеко простирающаяся внешняя корона представляется очень бледным сиянием. Поэтому если на фотографиях хорошо видна внешняя корона, то внутренняя оказывается передержанной, а на снимках, где просматриваются детали внутренней короны, внешняя совершенно незаметна. Чтобы преодолеть эту трудность, во время затмения обычно стараются получить сразу несколько снимков короны - с большими и маленькими выдержками. Или же корону фотографируют, помещая перед фотопластинкой специальный "радиальный" фильтр, ослабляющий кольцевые зоны ярких внутренних частей короны. На таких снимках ее структуру можно проследить до расстояний во много солнечных радиусов.
            Уже первые удачные фотографии позволили обнаружить в короне большое количество деталей: корональные лучи, всевозможные "дуги", "шлемы" и другие сложные образования, четко связанные с активными областями.
            Главной особенностью короны является лучистая структура. Корональные лучи имеют самую разнообразную форму: иногда они короткие, иногда длинные, бывают лучи прямые, а иногда они сильно изогнуты. Еще в 1897 г. пулковский астроном Алексей Павлович Ганский обнаружил, что общий вид солнечной короны периодически меняется. Оказалось, что это связано с 11-летним циклом солнечной активности.
            С 11-летним периодом меняется как общая яркость, так и форма солнечной короны. В эпоху максимума солнечных пятен она имеет сравнительно округлую форму. Прямые и направленные вдоль радиуса Солнца лучи короны наблюдаются как у солнечного экватора, так и в полярных областях. Когда же пятен мало, корональные лучи образуются лишь в экваториальных и средних широтах. Форма короны становится вытянутой. У полюсов появляются характерные короткие лучи, так называемые полярные щеточки. При этом общая яркость короны уменьшается. Эта интересная особенность короны, по-видимому, связана с постепенным перемещением в течении 11-летнего цикла зоны преимущественного образования пятен. После минимума пятна начинают возникать по обе стороны от экватора на широтах 30-40°. Затем зона пятнообразования постепенно опускается к экватору.
            Тщательные исследования позволили установить, что между структурой короны и отдельными образованиями в атмосфере Солнца существуют определенная связь. Например, над пятнами и факелами обычно наблюдаются яркие и прямые корональные лучи. В их сторону изгибаются соседние лучи. В основании корональных лучей яркость хромосферы увеличивается. Такую ее область называют обычно возбужденной. Она горячее и плотнее соседних, невозбужденных областей. Над пятнами в короне наблюдаются яркие сложные образования. Протуберанцы также часто бывают окружены оболочками из корональной материи.
            Корона оказалась уникальной естественной лабораторией, в которой можно наблюдать вещество в самых необычных и недостижимых на Земле условиях.
            На рубеже XIX-XX столетий, когда физика плазмы фактически еще не существовала, наблюдаемые особенности короны представлялись необъяснимой загадкой. Так, по цвету корона удивительно похожа на Солнце, как будто его свет отражается зеркалом. При этом, однако, во внутренней короне совсем исчезают характерные для солнечного спектра фраунгоферовы линии. Они вновь появляются далеко от края Солнца, во внешней короне, но уже очень слабые. Кроме того, свет короны поляризован: плоскости, в которых колеблются световые волны, располагаются в основном касательно к солнечному диску. С удалением от Солнца доля поляризованных лучей сначала увеличивается (почти до 50%), а затем уменьшается. Наконец, в спектре короны появляются яркие эмиссионные линии, которые почти до середины XX в. не удалось отождествить ни с одним из известных химических элементов.
            Оказалось, что главная причина всех этих особенностей короны - высокая температура сильно разреженного газа. При температуре свыше 1 млн. градусов средние скорости атомов водорода превышают 100 км/с, а у свободных электронов они еще раз в 40 больше. При таких скоростях, несмотря на сильную разреженность вещества (всего 100 млн. частиц в куб см, что в 100 млрд. раз разреженнее воздуха на Земле!), сравнительно часты столкновения атомов, особенно с электронами. Силы электронных ударов так велики, что атомы легких элементов практически полностью лишаются всех своих электронов и от них остаются лишь "голые" атомные ядра. Более тяжелые элементы сохраняют самые глубокие электронные оболочки, переходя в состояние высокой степени ионизации.
            Итак, корональный газ - это высокоионизованная плазма; она состоит из множества положительно заряженных ионов всевозможных химических элементов и чуть большего количества свободных электронов, возникающих при ионизации атомов водорода (по одному электрону), гелия (по два электрона) и более тяжелых атомов. Поскольку в таком газе основную роль играют подвижные электроны, его часто называют электронным газом, хотя при этом подразумевается наличие такого количества положительных ионов, которое полностью обеспечивало бы нейтральность плазмы в целом.
            Белый цвет короны объясняется рассеиванием обычного солнечного света на свободных электронах. Они не вкладывают своей энергии при рассеивании: колеблясь в такт световой волны, они лишь изменяют направление рассеиваемого света, при этом поляризуя его. Таинственные яркие линии в спектре порождены необычным излучением высокоионизированных атомов железа, аргона, никеля, кальция и других элементов, возникающим только в условиях сильного разрежения. Наконец, линии поглощения во внешней короне вызваны рассеиванием на пылевых частицах, которые постоянно присутствуют в межзвездной среде. А отсутствие линии во внутренней короне связано с тем, что при рассеянии на очень быстро движущихся электронах все световые кванты испытывают столь значительные изменения частот, что даже сильные фраунгоферовы линии солнечного спектра полностью "замываются".
            Итак, корона Солнца - самая внешняя часть его атмосферы, самая разреженная и самая горячая. Добавим, что она и самая близкая к нам: оказывается, она простирается далеко от Солнца в виде постоянно движущегося от него потока плазмы - солнечного ветра. Вблизи Земли его скорость составляет в среднем 400-500 км/с, а порой достигает почти 1000 км/с. Распространяясь далеко за пределы орбит Юпитера и Сатурна, солнечный ветер образует гигантскую гелиосферу, граничащую с еще более разреженной межзвездной средой.
    Фактически мы живем окруженные солнечной короной, хотя и защищенные от ее проникающей радиации надежным барьером в виде земного магнитного поля. Через корону солнечная активность влияет на многие процессы, происходящие на Земле (геофизические явления).

 Темные, зловещего вида области в левой части солнечного диска - это так называемые корональные дыры. Эти области, располагающиеся над поверхностью, где силовые линии солнечного магнитного поля уходят в межпланетное пространство, характеризуются пониженным давлением. Корональные дыры начали интенсивно изучать со спутников начиная с 1960-х годов в ультрафиолетовом и рентгеновском свете. Известно, что они являются источниками интенсивного солнечного ветра, который состоит из атомов и электронов, улетающих от Солнца вдоль разомкнутых силовых линий магнитного поля.

6. Солнечная активность и магнитные бури.

    Солнечная активность - все явления солнечной активности связаны с выходом на поверхность Солнца магнитных полей.

На Солнце очень неспокойно. На данной картинке, в условных цветах, изображена активная область, расположенная на краю диска Солнца. Горячая плазма вырывается из Солнечной фотосферы и движется вдоль линий магнитного поля. Красным отмечены очень горячие области, указывая на то, чтопо некоторым петлям магнитного поля распространяется более горячее вещество, нежели по другим петлям. Петли магнитного поля очень велики, так что внутри них легко может поместиться Земля.

Магнитные бури.

Этот корональный выброс массы на Солнце сопутствовал вспышке среднего масштаба. Когда к 2013 году Солнце достигнет пика в своем 11-летнем цикле активности, подобные события будут происходить на нем три-четыре раза в день.

Потоки частиц, испускаемые Солнцем, льются на Землю уже миллиарды лет. Однако следующая мощная вспышка, которой повезет с прямым попаданием в Землю, будет способна повредить энергосети и другие объекты инфраструктуры, поразив таким образом технические системы, лежащие сейчас в основе нашей цивилизации.

8-часовая последовательность наблюдений выброса корональной массы 5-6 августа 1999 года с помощью коронографа белого света на космическом аппарате SOHO.
Белая окружность показывает размер и положение Солнца. Выброс в верхнем левом углу движется приблизительно перпендикулярно линии Солнце-Земля и поэтому не попадет в окрестность Земли

В чем состоит действие солнечной бури.

В процессе коронального выброса массы Солнце извергает высокоэнергетические частицы, которые улетают в космос на скоростях в несколько миллионов километров в час. Через день или чуть позже эти частицы оказываются в магнитном поле Земли, порождая магнитную бурю.

• Потоки высокоэнергетических протонов и электронов повреждают электронные схемы и вызывают деградацию солнечных батарей космических аппаратов (в том числе и Международной космической станции).
• Под их воздействием несколько нагревается верхний слой атмосферы, что вызывает ее «подъем». В результате повышается лобовое сопротивление движению низкоорбитальных спутников, что требует коррекции и снижает их сроки пребывания на орбитах.
• Под воздействием радиации ионосфера Земли меняет свою форму. В ней образуются пузыри плазмы. Проходя через такие зоны, сигналы от спутников GPS искажаются или поглощаются. В результате становится невозможной точная спутниковая навигация.
• Кроме того, ионизированные частицы воздействуют на распространение радиоволн. Самолеты, летающие в Заполярье (на широтах выше 85 градусов), полностью зависят в своей навигации от высокочастотной радиосвязи, так что в такой ситуации серьезно рискуют сбиться с курса.
• Колебания магнитного поля наводят сильные электрические токи в газо- и нефтепроводах, провоцируя таким образом их коррозию.
• Кроме того, эти токи наводятся и в инфраструктуре электросетей, например в трансформаторах, которые могут просто взорваться из-за резких бросков тока.

Это может показаться чрезмерно пессимистичным, однако реальные исторические хроники утверждают, что Хэллоуинская буря 2003 года выглядит сущей безделицей в сравнении с более ранними событиями.

В марте 1989 года геомагнитная буря вырубила высоковольтный трансформатор на гидроэлектростанции в канадском Квебеке. В результате морозной зимней ночью вся провинция на девять часов осталась без электричества. Магнитная буря, охватившая всю Землю в марте 1921 года, вызывала пожары на телеграфных и телефонных станциях, а также на железнодорожных станциях, подключенных к только зарождающимся электросетям. Самая сильная из наблюдавшихся до сих пор магнитных бурь — «Событие Кэррингтона» — произошла в сентябре 1859 года. Тогда наведенные геомагнитной бурей токи достигали такой силы, что в течение четырех суток телеграфисты, отключив свое оборудование от аккумуляторов, передавали сообщения, используя исключительно «ток полярного сияния», который наводился в линиях передачи.

«За все эти годы в физических механизмах солнечного и земного магнитных полей не изменилось по сути ничего. Изменились мы сами, — говорит Джон Каппенман. — Мы понастроили множество грандиозных электросетей и, завязав на них все стороны нашей жизнедеятельности, стали зависеть от их капризов. Раньше или позже мы дождемся еще одной бури, сравнимой с «Событием Кэррингтона». Только в 1859 году единственной технической системой, оказавшейся под ударом космической стихии, была телеграфная сеть, а в 1921 году вся электроэнергетика пребывала на стадии младенчества. Теперь же куда ни посмотри — мы везде видим системы и сети, практически беззащитные перед магнитными бурями.

Итак, учитывая все выше указанное, чтобы на земле случилась магнитная буря, «выстрел» солнечной вспышки должен быть:

• направленным в сторону Земли;
• достаточно своеобразным, что бы поменять полярность солнечного ветра (и сохранить это изменение на время полета до Земли);
• достаточно мощным, что бы сделать солнечный ветер сильнее магнитного поля земли (и сохранить это изменение на время полета до Земли)

Следовательно, далеко не каждая вспышка на Солнце приводит к каким-либо возмущениям магнитосферы (а тем более, к магнитным бурям) - таких вспышек всего 30-40 процентов от общего числа (оговорюсь – это не значит, что 30-40% вспышек вызывают бури, а 30-40% вспышек приводят к возмущениям магнитосферы, которые не обязательно являются бурями).

Заключение.

Физика Солнца, вещество которого находится в состоянии плазмы (существенная часть составляющих хромосферу атомов - ионизирована), одновременно является и «физикой плазмы». Из теории физики плазмы (обстоятельно и в то же время ясно изложенной академиком Л.А. Арцимовичем в его книге «Элементарная физика плазмы» известно, что если в плазме имеется перемещающееся в пространстве или изменяющееся по величине напряжённости магнитное поле, неизбежно возникают электрические токи, обусловленные воздействием поля на составляющие плазму ионы атомов и электроны. То есть, по существу возникает нагрев и движение этой части плазмы в целом.

Уже в первых научных работах по теории солнечных вспышек, выполненных нашим соотечественником С.И. Сыроватским, возникновение солнечных вспышек объяснялось якобы возможным процессом «пересоединения» магнитных силовых линий при взаимодействии перемещающихся относительно друг друга двух или более локальных магнитных полей. Именно такая ситуация и имеет место в хромосфере Солнца, за исключением самой возможности процесса «пересоединения».

Все последующие «теории» опирались, в том или ином виде, именно на движение в пространстве и изменение во времени напряжённости локальных магнитных полей. В этом не было ничего удивительного, так как солнечные вспышки возникают только в плазме, находящейся в этих полях. Однако не было учтено одно обстоятельство – низкая скорость движения локальных магнитных полей относительно друг друга и медленное изменение величины их напряжённости.
Физиков можно понять – не видно никакой другой альтернативы, если рассматривать процессы на Солнце в отрыве от процессов в Солнечной системе, а в данном случае – и от процессов во Вселенной в целом. К сожалению, чаще всего, как и в данном конкретном случае, именно так и поступают. Иначе чем объяснить такое количество нерешённых проблем в «физике Солнца», да и в физике в целом? Эти проблемы будут решать будущие поколения физиков. Возможно, некоторые из них  уже учатся в российских школах.

Список использованной литературы.

1. Физика космоса. Маленькая энциклопедия. Под редакцией Р. А. Сюняева. Изд. второе; перераб. и доп..Москва; «Советская энциклопедия», 1986
2. http://cosmovizor.ru/
3. http://skywatching.net
4. http://www.km.ru/referats/333465-khromosfera-solntsa
5. http://м31.рф/index.html