Фізика і астрономія. Рівень стандарту. 11 клас. Сиротюк

§ 19. Будова сонячної атмосфери. Прояви сонячної активності та їхній вплив на Землю

Диск Сонця здається різко окресленим. Це тому, що практично все видиме випромінювання Сонця виходить з дуже тонкого шару — фотосфери. Слабке випромінювання більш високих шарів Сонця можна спостерігати під час повного сонячного затемнення, коли диск Місяця повністю закриває фотосферу й стає видно хромосферу та корону. Фотосфера, хромосфера й корона утворюють атмосферу Сонця.

Товщина фотосфери не перевищує 300 км. Найпомітніші об’єкти на Сонці — це темні плями, одну з яких у збільшеному вигляді показано на малюнку 4.4. Діаметри плям іноді сягають 200 тис. км. Зовсім маленькі плями називають порами. Уся фотосфера Сонця нагадує сукупність яскравих плям — гранул, розділених між собою вузькими й менш яскравими проміжками. Розмір кожної з гранул — близько 700 км. Малюнок, який утворюють гранули, постійно змінюється (буквально за 5-10 хв вони встигають з’явитися і зникнути). Плазма в гранулах піднімається вгору, а в міжгранульних просторах опускається вниз. Тому різниця температур гранул і темних проміжків сягає 600 К. Процес постійного виникнення і зникнення гранул у фотосфері називають грануляцією.

Мал. 4.4

Картина сонячних плям постійно змінюється, але повільніше: плями з’являються, ростуть і розпадаються (мал. 4.5). Час життя груп плям становить 2-3 оберти Сонця навколо своєї осі. Плями холодніші від фотосфери на 2-2,5 тис. градусів, тому на загальному фоні сонячного диска вони темніші.

Мал. 4.5

Сонячні плями зазвичай з’являються групами в межах невеликої області, витягнутої паралельно екватору. За розмірами у групі виділяють дві плями: головна (західна) пляма, що йде попереду за обертанням Сонця, і хвостова.

Постійні спостереження за сонячними плямами показують, що Сонце обертається в напрямку руху планет і площина сонячного екватора нахилена до площини екліптики під кутом 7°15'.

Також виявлено, що кутова швидкість обертання Сонця зменшується від екватора до полюсів. Період обертання Сонця змінюється від 25 діб на екваторі до 30 діб на полюсах. Багаторічні спостереження утворення плям на Сонці показали, що є циклічні коливання числа плям. Іноді їх не буває зовсім, а іноді одночасно виникають десятки великих плям. Середня тривалість такого циклу становить приблизно 11 років.

Крім плям, у фотосфері спостерігаються факели — яскраві утворення, видимі в білому світлі переважно поблизу краю диска Сонця. Факели мають складну волокнисту структуру, їхня температура на кілька сотень градусів перевищує температуру фотосфери.

Утворення плям і факелів пов’язане з магнітним полем Сонця. Як показують дослідження, індукція магнітного поля Сонця в середньому вдвічі вища, ніж на поверхні Землі, однак у місцях появи сонячних плям вона збільшується в тисячі разів, сягаючи 0,5 Тл. Це призводить до ослаблення конвекції й зменшення температури всередині сонячної плями.

У неперервному спектрі Сонця максимальна енергія випромінювання припадає на довжину хвилі λmax = 470 нм. Тоді за законом зміщення Віна одержуємо температуру:

Над фотосферою розміщена хромосфера Сонця. Загальна її довжина 10-15 тис. км. Температура в хромосфері з висотою підвищується від 4500 К до кількох десятків тисяч. Випромінювання хромосфери в сотні разів менше від фотосфери, тому для її спостереження застосовують спеціальні методи, що дають змогу виділяти слабке випромінювання. Хромосфера досить неоднорідна, і для спостерігача вона ніби довгасті витягнуті язички або зубчики — спікули — завдовжки близько 10 тис. км, що надають їй вигляду палаючої трави. Спікули викидаються з нижньої хромосфери зі швидкістю до 30 км/с; час їхнього життя — кілька хвилин. Одночасно на Сонці існує до 250 тис. спікул.

На краю сонячного диска добре видно протуберанці — гігантські арки або виступи, що ніби спираються на хромосферу. Зміна й форма протуберанців (мал. 4.6) тісно пов’язані з магнітним полем Сонця. Протуберанці виділяються на фоні корони, тому що мають більш високу густину й температуру близько 104 К. Швидкість руху речовини активних протуберанців сягає 200 км/с, а висота підйому — 40 радіусів Землі.

Мал. 4.6

У хромосфері спостерігаються й швидко розвиваються потужні процеси — спалахи (мал. 4.7). Ці яскраві утворення існують від кількох хвилин до 3 годин. Зазвичай сонячні спалахи проходять поблизу груп сонячних плям, які швидко розвиваються та супроводжуються викидами речовини зі швидкістю до 100 тис. км/с.

Мал. 4.7

Сонячна корона — найбільш розріджена й гаряча оболонка Сонця, що поширюється від нього на кілька сонячних радіусів і має температуру плазми до 1 млн градусів (мал. 4.8). Яскравість сонячної корони в мільйон разів менша, ніж фотосфери. Тому спостерігати сонячну корону можна під час повних сонячних затемнень або за допомогою спеціальних телескопів-коронографів. Високу температуру й розрідженість корони підтверджено спектральним аналізом, а також її радіо- і рентгенівським випромінюванням.

Мал. 4.8

Маса, радіус, кількість енергії, випромінюваної Сонцем, залишаються практично сталими, але на всіх рівнях сонячної атмосфери спостерігаються структурні утворення, що змінюють свої фізичні параметри в часі. Сукупність нестаціонарних процесів, що періодично виникають у сонячній атмосфері, називають сонячною активністю. Проявом сонячної активності є плями, факели у фотосфері, протуберанці, спалахи й викиди речовини в атмосфері й короні. Місця, де вони виникають, називають активними областями (мал. 4.9).

Мал. 4.9

У середині XIX ст. швейцарський астроном Рудольф Вольф (1817-1893) запропонував характеризувати стан сонячної активності відносними числами плям (названих згодом числами Вольфа) W = 10g + f, де g — кількість груп плям; f — загальна кількість усіх плям, які є в цей момент на диску Сонця.

Сонячну активність характеризують також сумарна площа плям, потік радіовипромінювання в сантиметровому діапазоні хвиль тощо. На початку 11-річного циклу, після мінімуму W, плями з’являються досить далеко від сонячного екватора — на широтах близько 30°. Протягом циклу зона плям спускається до екватора до 15° у максимумі W і до 8° у наступному мінімумі. Далі на високих широтах 30° утворюються плями нового циклу. Ці закономірності стосуються й активних областей у цілому.

Не тільки поява плям, але й сонячна активність у цілому мають 11-річну циклічність (коливання циклів фактично проходить у межах від 7,5 до 16 років).

Електромагнітне випромінювання Сонця, максимум якого припадає на видиму частину спектра, не все проходить через земну атмосферу. Вона «прозора» тільки для видимого світла й частково ультрафіолетового та інфрачервоного випромінювань, а також для радіохвиль у порівняно вузькому діапазоні.

В ультрафіолетовому й рентгенівському діапазонах потужність сонячного випромінювання різко зменшується — у сотні тисяч разів порівняно з потужністю випромінювання в оптичному діапазоні. Але якщо в оптичному діапазоні Сонце є постійною зорею, то випромінювання в короткохвильовій області спектра залежить від сонячної активності, збільшуючись або зменшуючись у кілька разів протягом 11-річного сонячного циклу. Сильно зростає потік короткохвильового випромінювання під час хромосферних спалахів. З нижніх шарів хромосфери виходить ультрафіолетове випромінювання, максимальна інтенсивність якого може вдвічі перевищувати мінімальне значення в 11-річному циклі. Основне рентгенівське випромінювання виходить з корони Сонця.

Рентгенівське та ультрафіолетове випромінювання Сонця поглинається у верхніх шарах атмосфери Землі. Воно йонізує гази земної атмосфери. Йонізований шар верхньої атмосфери Землі називають йоносферою, яка повністю визначає поширення коротких радіохвиль між віддаленими пунктами земної поверхні. Під час сильних сплесків сонячного рентгенівського випромінювання через хромосферні спалахи порушується зв’язок на коротких радіохвилях.

Довгохвильове ультрафіолетове випромінювання Сонця здатне проникати на 30-35 км в атмосферу Землі. Там воно розділяє молекули Оксигену О2 на дві складові — атоми. Вільні атоми, з’єднуючись з молекулами Оксигену, утворюють нову речовину — озон, кожна молекула якого складається з трьох атомів Оксигену.

Озоновий шар поглинає практично все ультрафіолетове випромінювання Сонця, залишаючи лише малу частину, що досягає поверхні Землі, і людина має можливість засмагати. Коли товщина озонового шару зменшується, сонячне ультрафіолетове випромінювання може зрости в 1,5-2 рази. Тоді це випромінювання стає дуже активним і може спричинити рак шкіри.

Потік розрідженої плазми, що радіально поширюється від Сонця вздовж ліній напруженості магнітного поля й заповнює собою міжпланетний простір, називають сонячним вітром. У його складові входять протони, електрони, а також α-частинки та в незначних кількостях ряд високойонізованих атомів Оксигену, Сіліціуму, Сульфуру, Феруму. Швидкість частинок сонячного вітру збільшується з віддаленням від Сонця. Поблизу Землі швидкість сонячного вітру сягає 450 км/с, а густина становить кілька частинок у кубічному сантиметрі.

Потік сонячної плазми не може перебороти протидію магнітного поля Землі й обтікає його. При цьому утворюється простір — магнітосфера (мал. 4.10). Магнітосфера має краплеподібну форму: 1) ударна хвиля; 2) перехідна зона; 3) магнітопауза; 4) магнітосфера; 5) північна пелюстка магнітного хвоста; 6) південна пелюстка магнітного хвоста; 7) плазмосфера. З боку Сонця магнітосфера стиснута тиском сонячного вітру. Межа магнітосфери повернена до Сонця й перебуває на відстані в середньому 10-12 радіусів Землі. З протилежного (нічного) боку магнітосфера витягнута подібно до хвоста комети й має довжину близько 6000 радіусів Землі. Зі зміною швидкості та густини частинок сонячного вітру змінюється і форма магнітосфери.

Мал. 4.10

Сонячна активність впливає, у першу чергу, на зовнішні оболонки Землі — магнітосферу та йоносферу. Під час потужних сонячних спалахів частинки можуть розганятися до 100 000 км/с, тобто виникають космічні промені сонячного походження. Під їхнім впливом утворюється окис азоту NО, взаємодіючи з озоном, активно його руйнує за рахунок реакції NO + О3 → NО2 + O2. Після потужних спалахів на Сонці спостерігається зниження вмісту озону в стратосфері над полярними шапками Землі.

За допомогою коронографів, установлених на космічних апаратах, реєструють грандіозні викиди речовини зі збудженої корони Сонця (мал. 4.11). Згусток відірваної корональної плазми несе всередині себе замкнуту петлю магнітного поля, що називають корональним викидом маси.

Мал. 4.11

Зіткнення плазмової хмари з магнітосферою Землі спричиняє її сильне збудження. Вплив коронального викиду призводить до виникнення сильних магнітних бур та розігріву й прискорення плазми всередині магнітосфери. При цьому швидкі протони та електрони, зіштовхуючись із молекулами повітря на висоті 100-200 км, йонізують їх і змушують світитися. При подібній йонізації повітря на певній частоті починає світитися. У результаті йонізації на Землі, переважно в навколополярних широтах, спостерігаються полярні сяйва (мал. 4.12). За високої геомагнітної активності полярні сяйва з’являються на висоті 300-400 км.

Мал. 4.12

Під час магнітної бурі змінюються електричні поля над поверхнею Землі. Це призводить до виникнення перевантажень у лініях електропередач (до кількох сотень ампер) та їхнього відключення й до наведення сильних струмів у трубах газо- і нафтопроводів та до виходу з ладу їхніх систем керування. Також наслідки магнітної бурі позначаються на бортових електронних системах космічних апаратів. Магнітні бурі спричиняють зміни тиску в тропосфері (нижньому шарі атмосфери Землі), у результаті чого розвиваються циклони.

Уперше ще в 1915 р. Олександр Чижевський (1987-1964) звернув увагу на те, що Сонце впливає на біологічні об’єкти та на здоров’я людини. Проаналізувавши історичні документи, учений дійшов висновку, що в минулому масові стихійні лиха, соціальні «вибухи» і спалахи епідемій припадали переважно на роки максимумів сонячної активності. На підставі цього вчений спробував передбачати деякі епідемії на 35 років уперед. Його прогнози збулися в сімох випадках з восьми.

Щоб усебічно досліджувати явища, що відбуваються на Сонці, учені проводять безперервні спостереження за Сонцем, які називають Службою Сонця. Служба Сонця — сукупність заходів у різних астрономічних обсерваторіях світу для систематичного вивчення всіх проявів сонячної активності.

ЗАПИТАННЯ ДО ВИВЧЕНОГО

  • 1. З яких оболонок складається атмосфера Сонця?
  • 2. Що таке фотосфера Сонця?
  • 3. Які об’єкти характерні для фотосфери Сонця?
  • 4. Чому сонячні плями темніші, ніж фотосфера?
  • 5. Що розуміють під грануляцією?
  • 6. Що розуміють під хромосферою та короною Сонця?
  • 7. Які явища спостерігаються в хромосфері й короні Сонця?
  • 8. Що таке сонячна активність і яка її циклічність? Які прояви сонячної активності спостерігаються в різних шарах атмосфери Сонця?
  • 9. Що таке сонячний вітер? Як він виникає?
  • 10. Які причини походження полярних сяйв?
  • 11. Які причини й наслідки магнітних бур на Землі і який їхній вплив на живі організми?

Дослідіть з точки зору фізики причину виникнення полярних сяйв.

ЧИ ЗНАЄТЕ ВИ, ЩО...

• Чижевський є одним із засновників геліобіології. Ця наука, що виникла на стику фізики Сонця та біології, вивчає вплив циклічної активності Сонця на біологічні об'єкти, здоров'я людини й соціальні катаклізми.

• До коливань сонячної активності особливо чутлива нервова система людини. Встановлено, що число хворих різко збільшується в дні підвищеної сонячної активності. Сонячна активність впливає на людину через збурення магнітного поля Землі. Поява магнітної бурі погіршує вироблення мелатоніну в організмі, у корі надниркових залоз стимулюється вироблення величезної кількості кортизолу, який спричиняє стрес. Це явище провокує загальну слабкість організму, а також занепокоєння, тахікардію, звуження артеріальних судин і підвищення артеріального тиску.

• Якщо магнітна буря триває довгий період, це може призвести до збою біоритмів і спровокувати неврози та порушення гормонального фону.

• Навіть невеликі бурі можуть бути приводом для серйозного нездужання. Лікарі відзначають, що саме в період магнітних бур спостерігається підвищена кількість інсультів та інфарктів, частішають гіпертонічні кризи. Найпоширенішою реакцією на магнітні бурі є посилені головні болі, а також пришвидшення серцевого ритму. Найчастіше виникають і різні запаморочення, зниження активності та безсоння.