Физика Солнца.Магнитные бури

Министерство образования и  науки Российской Федерации

Федеральное государственное бюджетное  образовательное учреждение

высшего профессионального образования

«Петрозаводский государственный  университет»

 

                                                    Кольский филиал

 

 

 

 

                                                                                Физико-энергетический факультет

                                                                                                    Кафедра теплофизики

                                                                                           Специальность Теплофизика

 

 

 

                                                    

 

РЕФЕРАТ

 

                                       Дисциплина:Физика Плазмы

                                                    Тема: Физика Солнца.Магнитные бури

 

 

 

 

 

 

 

 

Выполнил студент                 ________________         Зайчиков А.П.

 

Руководитель, доц.                  _______________                  Шевцов А.Н.

 

 

 

 

 

 

Апатиты

2012

 

 

 

Оглавление. 

Введение. 
 
1.Строение Солнца                                 стр.3 
2.Фотосфера                                             стр.4 
3.Солнечные вспышки                           стр.5 
4.Солнечный ветер                                  стр.6 
5.Магнитные бури                                    стр.7

6.Источники                                                стр.9

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

Введение.

 
Солнце - источник тепла и света, без которых было бы невозможно возникновение  и существование жизни на нашей  планете. Уже наши предки понимали, насколько сильно их существование  зависит от Солнца и относились к  нему с почтительным благоговением, поклоняясь ему и обожествляя  его образ. И хотя в настоящее  время мы понимаем физическую природу  Солнца и уже не наделяем его божественной сущностью, тем не менее его влияние  на нашу жизнь от это не стало  меньше. Такая высокая значимость Солнца является существенным стимулом понять как оно работает, почему изменяется и как эти изменения  могут повлиять на нас с вами и, в целом, на жизнь на Земле. Наука  дает нам возможность заглянуть  в прошлое нашей звезды и позволяет  утверждать, что во времена своей  молодости (а это было более 4 миллиардов лет назад) Солнце светило значительно  слабее, а еще через четыре миллиарда  будет светить ярче, чем сейчас. Тем не менее жизнь на Земле  существовала уже в то время, и  это позволяет нам с оптимизмом смотреть в будущее, когда условия  на Земле снова изменятся. Кроме  постепенного увеличения светимости на протяжении миллиардов лет, Солнце может  существенно меняться и за много  более короткие промежутки времени. Самым известным периодом изменения  Солнца является 11-летний солнечный  цикл, на протяжении которого Солнце проходит через минимум и максимум своей  активности. Наблюдения максимумов излучения  на протяжении нескольких десятков лет  позволили сделать вывод, что  увеличение светимости Солнца, начавшееся миллиарды лет назад, продолжается и в наше время. За несколько последних  циклов полная светимость Солнца возросла приблизительно на 0.1 %. Подобные изменения (как быстрые, так и постепенные) несомненно оказывают большое влияние  на нашу жизнь, однако физические механизмы  этого влияния все еще остаются неизвестными.

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

Строение Солнца

 

 

С точки зрения строения Солнце можно условно разделить на четыре зоны, в которых происходят различные  физические процессы. Энергия излучения  и тепловая энергия Солнца возникают  глубоко внутри него, в солнечном  ядре, и затем передается внешним  слоям посредством излучения (преимущественно  в гамма и рентгеновском диапазоне). Ближе к поверхности в передаче тепла начинают участвовать конвективные потоки плазмы (солнечное вещество начинает "кипеть"). Слой, в котором  это происходит, называется конвективной зоной. Он начинается на глубине примерно 0.7 радиуса Солнца. Здесь между  конвективной и радиационной зонами располагается очень тонкая граница  раздела, называемая тахоклином (от английского tachocline). Предполагается, что на ней  формируются солнечные магнитные  поля.

 

Ядро

 

Центральная область внутреннего  строения Солнца - это его ядро, где  происходит ядерная реакция превращения  водорода в гелий. В ходе этих реакций  высвобождается энергия, которая в  итоге высвечивается с поверхности  Солнца в видимой области спектра. Для того, чтобы два ядра водорода столкнулись друг с другом и вступили в реакцию, их энергия должна быть достаточной для преодоления  электрических сил отталкивания, действующих между всеми одинакого  заряженными частицами. По этой причине  реакция превращения водорода в  гелий может протекать только при очень высокой температуре, когда все частицы имеют очень  большую кинетическую энергию. Температура  в самом центре Солнца составляет порядка 15 миллионов градусов, а  плотность плазмы равна 150 г/см^3. Это  примерно в 10 раз выше, чем плотность  золота или свинца. По мере удаления от центра Солнца плотность и температура  вещества уменьшаются. По этой причине  ядерные реакции почти полностью  прекращаются за внешней границей ядра (примерно 175 000 км от центра, что составляет 1/4 солнечного радиуса). Температура  солнечного вещества на внешней границе  ядра составляет только половину от значения температуры в центре, а плотность  плазмы падает до 20 г/см^3.

 

В звездах, подобных Солнцу, ядерные реакции происходят путем  трехступенчатого процесса, называемого  протон-протонным или pp циклом. На первом шаге два протона сталкиваются и  производят дейтерий, позитрон и нейтрино. На втором шаге протон сталкивается с  дейтерием чтобы произвести ядро изотопа гелия-3 и гамма квант. Наконец на шаге три два ядра гелия-3 сливаются и производят обычное  ядро гелия-4 и два свободных пронона.

 

Во время этого процесса горения водорода и производства гелия ядерные реакции производят элементарные частицы, называемые нейтрино. Эти эфемерные частицы проходят сквозь все слои Солнца и межпланетное пространство и могут быть зарегистрированы на Земле. Число нейтрино, которые  регистрируются таким способом, оказывается  меньше, чем число, которое можно  ожидать из теоретических представлений. Проблема недостатка солнечных нейтрино - одна из самых больших загадок  физики Солнца, которая возможно будет  решена теперь, после открытия массы  нейтрино.

 

Лучистая зона

 

 

Лучистая зона (или зона лучистого переноса) - это часть  строения Солнца, которая простирается от внешней границы солнечного ядра до тонкого пограничного слоя (тахоклина) на нижней границе конвективной зоны и занимает, таким образом, пространство примерно от 0.25 до 0.70 долей солнечного радиуса. Свое название эта зона получила от способа, которым осуществляется здесь перенос энергии Солнца от ядра к поверхности - через излучение. Произведенные в ядре фотоны движутся в лучистой зоне, сталкиваясь с частицами плазмы. В результате, хотя скорость фотонов равна скорости света, они сталкиваются и переизлучаются так много раз, что требуется около миллиона лет, прежде чем отдельный фотон сможет достичь верхней границы лучистой зоны и покинуть ее. Плотность плазмы при переходе от внутренней к внешней границе лучистой зоны резко уменьшается от 20 г/см3, что примерно равно плотности золота, до всего лишь 0.2 г/см3, что меньше, чем плотность воды. Температура на том же расстоянии падает от 7 миллионов градусов до примерно 2 миллионов.

 

Граница раздела (тахоклин)

 

 

Солнечное строение включает тонкий пограничный слой, находящийся  между лучистой зоной и конвективной зоной и, по-видимому играющий чрезвычайно  важную роль в формировании солнечного магнитного поля. Есть основания полагать, что именно здесь наиболее эффективно работает так называемый механизм магнитного динамо. Суть этого механизма в  том, что потоки плазмы вытягивают силовые  линии магнитного поля и тем самым  увеличивают его напряженность. Похоже также, что в этой области  происходит резкое изменение химического  состава плазмы.

 

Конвективная зона

 

Конвективная зона это  самый внешний из слоев, составляющих внутреннее строение Солнца. Он начинается на глубине около 200 000 км и простирается вплоть до солнечной поверхности. Температура  плазмы в основании конвективной зоны все еще весьма высока - она  составляет около 2 000 000° C. Но тем не менее этого уже недостаточно для полной ионизации тяжелых  атомов (таких как углерод, азот, кислород, кальций и железо). Эти  ионы с электронами на орбите эффективно поглощают поступающее из глубины  Солнца излучение и делают среду  менее прозрачной. Поглощая излучение, вещество внизу конвективной зоны нагревается, и начинается процесс его "кипения" (или конвекции). Конвекция начинается, когда градиент температуры (темп с  которым температура падает с  высотой) становится больше, чем так  называемый адиабатический градиент (скорость уменьшения температуры элемента вещества при перемещении этого элемента вверх без дополнительного нагрева). Там, где выполняется это условие, объемы плазмы, перемещенные вверх, окажутся теплее, чем чем окружающая среда  и по этой причине продолжат свой подъем далее уже без приложения внешних сил. Эти конвективные движения плазмы очень быстро переносят тепло  из глубины Солнца к его поверхности. При этом поднимающееся вещество расширяется и охлаждается. При  приближении к видимой поверхности  Солнца температура плазмы падает до 5,700° K, а ее плотность становится равна только 0.0000002 г/см³ (около одной  десятитысячной от плотности воздуха  на уровне моря). Конвективные движения плазмы видны на ее поверхности как  гранулы и супергранулы.

 

 

 

 

Фотосфера Солнца

 

Фотосфера - видимая поверхность  Солнца

 

Фотосфера - это видимая  поверхность Солнца которая знакома  нам лучше всего. Она представляет из себя чрезвычайно тонкий слой толщиной всего около 100 км, что чрезвычайно  мало по сравнению с радиусом Солнца, составляющем более 700 000 км. Фотосфера  полностью поглощает излучение, идущее из солнечного ядра и по этой причине не позволяет нам заглянуть внутрь Солнца.

 

Из-за эффектов проекции излучение  в центре фотосферного диска приходит к нам из более глубоких и горячих  слоев, чем излучение на краю фотосферы, где луч зрения проходит почти  по касательной к поверхности  Солнца и не может проникнуть на большую глубину. По этой причине  Солнце по краям всегда выглядит более  темным, чем в центре. Это хорошо известный эффект потемнения фотосферы  к краю.

 

Даже в самый обычный  телескоп на видимой поверхности  Солнца, фотосфере, можно увидеть  множество интересных деталей. Это  солнечные пятна, яркие фотосферные  факелы и гранулы. Дополнительную информацию о физических процессах в фотосфере  можно получить, измеряя скорости движения плазмы. Для этого используется эффект Доплера. Благодаря таким  исследованиям в фотосфере были обнаружены гигантские турбулентные движения плазмы, названные супергрануляцией, а также зарегистрированы осцилляции солнечной поверхности. 
 
Солнечные вспышки

 

 

Солнечные вспышки - это уникальные по своей мощности процессы выделения  энергии (световой, тепловой и кинетической), в атмосфере Солнца. Вспышки так  или иначе охватывают все слои солнечной атмосферы: фотосферу, хромосферу и корону Солнца. Продолжительность  солнечных вспышек часто не превышает  нескольких минут, а количество энергии, высвобождаемой за это время, может  достигать биллионов мегатон  в тротиловом эквиваленте. Солнечные  вспышки, как правило, происходят в  местах взаимодействия солнечных пятен  противоположной магнитной полярности или, более точно, вблизи нейтральной  линии магнитного поля, разделяющей  области северной и южной полярности. Частота и мощность солнечных  вспышек зависят от фазы солнечного цикла.

 

Энергия солнечной вспышки  проявляется во множестве форм: в  виде излучения (оптического, ультрафиолетового, рентгеновского и даже гамма), в виде энергичных частиц (протонов и электрона), а также в виде гидродинамических  течений плазмы. Мощность вспышек  часто определяют по яркости производимого  ими рентгеновского излучения. Самые  сильные солнечные вспышки относятся  к рентгеновскому классу X. К классу M относятся солнечные вспышки, которые  имеют мощность излучения в 10 раз  меньшую, чем вспышки класса X, а  к классу C - вспышки с  мощностью  в 10 раз меньше, чем вспышки класса M. В настоящее время классификация  солнечных вспышек осуществляется по данным наблюдений нескольких искусственных  спутников Земли, главным образом  по данным спутников GOES.

 

Наблюдения солнечных  вспышек в линии H-альфа

 

 

Солнечные вспышки часто  наблюдаются с помощью фильтров, позволяющих выделить из общего потока излучения линию атома водорода H-альфа, расположенную в красной  области спектра. Телескопы, работающие в линиии H-альфа, в настоящее время  установлены в большинстве наземных солнечных обсерваторий, причем на некоторых из них фотографии Солнца в этой линии получаются каждые несколько  секунд. Примером такой фотографии является изображение Солнца, показанное над этим текстом, которое получено в линии H-альфа в солнечной  обсерватории Big Bear Solar Observatory . На нем  хорошо виден выброс солнечного протуберанца во время лимбовой солнечной вспышки 10 октября 1971 года. Фильм (4.2MB mpeg), записанный во время вспышки,  показывает этот процесс в динамике.

 

В линии H-альфа часто  наблюдаются  так называемые двухленточные солнечные  вспышки, когда во время вспышки  в хромосфере образуются две протяженные  яркие излучающие структуры, имеющие  форму параллельных лент, вытянутых  вдоль нейтральной линиии магнитного поля (линия, разделяющая группы солнечных  пятен противоположной полярности). Характерным примером двухленточной  солнечной вспышки является событие 7 августа 1972 года, показанное в следующем  фильме (2.2MB mpeg). Это очень известная  вспышка, произошедшая между полетами Аполлона 16 (апрель) и Аполлона 17 (декабрь), последними путешествиями человека на Луну. Если бы была допушена ошибка в расчете времени полета, и  один из экипажей оказался бы на поверхности  Луны во время этой вспышки, то последствия  оказались бы губительны для астронавтов. Впоследствии эта возможная ситуация легла в основу фантастического  произведения "Космос" ("Space") Джеймса Миченер (James Michener), который  описал вымышленную миссию Аполлона, потерявшего свой экипаж вследствие воздействия радиации от сильной  солнечной вспышки.

 

Солнечный ветер

 

Солнечный ветер - это поток  ионизованных частиц, выбрасываемых  из Солнца во всех направлениях со скоростью  около 400 км в секунду. Источником солнечного ветра является солнечная корона. Температура короны Солнца настолько  высока, что сила гравитации не способна удержать ее вещество вблизи поверхности, и часть этого вещества непрерывно убегает в межпланетное пространство.

 

Хотя мы понимаем общие  причины, по которым возникает солнечный  ветер, многие детали этого процесса все еще не ясны. В частности, в  настоящее время до конца не известно, где именно корональный газ ускоряется до таких высоких скоростей. Не исключено, что этот вопрос тесно связан с  проблемой нагрева солнечной  короны.