Чем объясняется наблюдаемая на солнце грануляция
Солнечные гранулы
На фото — не куча золотых слитков неправильной формы и не карамельный попкорн, а самое детальное на данный момент изображение фотосферы Солнца.
Снимок был сделан 10 декабря 2019 года при помощи солнечного телескопа Daniel K. Inouye Solar Telescope (DKIST) в обсерватории Халеакала (Haleakala Observatory) на острове Мауи (Гавайи, США). Телескоп ещё окончательно не введен в эксплуатацию, а уже не просто фотографирует Солнце, но делает это так, как раньше не удавалось ни одному инструменту. Главная «фишка» фотографии — разрешение: изображение покрывает область 36 500 на 36 500 километров (для сравнения: радиус Земли в среднем равен 6370 км), и мы впервые можем разглядеть детали размером около 30 километров на поверхности Солнца (по размеру это примерно как остров Манхэттен). Яркие образования на изображении, однако, побольше: поперечник одной такой «ячейки» составляет 700–1000 км, а площадь — примерно 700 тысяч квадратных километров (как Техас).
Эти «ячейки» называют гранулами (см. грануляция). Поверхность Солнца постоянно словно «кипит». Происходит конвекция: потоки горячей плазмы (светлые участки в центральной части гранул) поднимаются из более глубоких слоев солнечной атмосферы, а затем, охлаждаясь за счет потери энергии, «растекаются» и опускаются (темные области по краям гранул). Гранулы возникают хаотично и постоянно, в среднем одна такая гранула живет около восьми минут.
«Кипящая» плазма Солнца: запись конвекции в верхних слоях солнечной атмосферы, ускоренная в 45 раз. Показана область размером 19 000×10 700 км
Раньше рассмотреть процесс грануляции с Земли было проблематично из-за относительно низкого разрешения наземных солнечных телескопов. С появлением DKIST ситуация изменилась. Беспрецедентного разрешения позволяет добиться четырехметровое зеркало — самое большое зеркало наземного солнечного телескопа в мире — вкупе с отличным астроклиматом на вершине гавайского вулкана Халеакала (высота около 3 км над уровнем моря).
Обсерватория Халеакала стоит выше облаков — ничто не мешает ей наблюдать Солнце. Фото с сайта nso.edu
Зеркало телескопа изготовлено из специальной стеклокерамики толщиной 7,6 см, она сохраняет свою форму даже при сильных перепадах температуры. Стеклокерамика покрыта тонким слоем алюминия, который обеспечивает поверхность с высокой отражающей способностью, необходимую для оптических и инфракрасных волн, на которых работает телескоп. Изображение фотосферы Солнца получено на длине волны 789 нм, это инфракрасное излучение.
Слева — схема DKIST в разрезе. 1 — система задержки тепла: металлический «пончик», охлаждаемый жидкостью, пропускает только узкий луч света, задерживая более 95% тепла. 2 — апертура, через которую свет попадает на телескоп, ее размер тщательно регулируется. 3 — главное зеркало телескопа, диаметром четыре метра. 4 — оптические и механические системы телескопа, которые передают свет от апертуры на научные приборы. 5 — здание с пунктом управления, лабораториями и прочими нужными помещениями. 6 — пункт управления телескопом. 7 — 150-тонная платформа, которая вращается, чтобы нейтрализовать вращение Солнца в небе. Справа — апертура телескопа открыта, солнечный свет освещает четырехметровое зеркало. Проводки на задней поверхности зеркала питают приводы, которые поддерживают зеркало в правильном положении. Изображения с сайта nso.edu
С одной стороны, Солнце — гигантский термоядерный реактор, расположенный на крошечном в астрономических масштабах расстоянии примерно в 150 млн км от нас, что позволяет рассмотреть его во всех деталях, а с другой — вполне заурядная звезда. Изучая ее, можно понять процессы, происходящие в звездах. Согласно распространенной среди астрономов шутке, наблюдать Солнце в телескоп можно дважды в жизни: сперва одним глазом, потом оставшимся. Нынешние технологии позволяют сделать наблюдения ближайшей к нам звезды безопасными и информативными.
Сейчас солнечная астрономия переживает всплеск. DKIST только-только достроен, а в полноценную эксплуатацию его планируется ввести в июле 2020 года. Но, учитывая его текущие успехи, уже можно надеяться на новые открытия.
Солнце изучают, конечно, не только с помощью наземных телескопов, но и благодаря аппаратам на околоземной орбите. С 1995 года изучением Солнца занимается орбитальная обсерватория SOHO; в 2010 была запущена обсерватория солнечной динамики (Solar Dynamic Observatory, SDO). Научные приборы этих миссий работают в разных диапазонах спектра: в видимом, инфракрасном и в ультрафиолетовом. Им не мешает земная атмосфера, но расстояние от них до Солнца так же велико, как и от наземных обсерваторий, а разрешение оставляет желать лучшего (к примеру, установленный на SDO инструмент AIA обладает максимальным разрешением в 1 угловую секунду, — наземный DKIST превосходит его по этому показателю примерно в 20 раз: его разрешение 0,05 угловых секунд), поэтому было решено отправить исследовательские миссии непосредственно к звезде. Прямо сейчас к Солнцу направляется солнечный зонд «Паркер» (Parker Solar Probe; см. картинку дня Солнечный зонд «Паркер»), запущенный 12 августа 2018 года, а на 10 февраля 2020 года назначен старт европейской миссии Solar Orbiter, которая будет укомплектована научными инструментами для изучения Солнца в еще более широкой области спектра — от рентгеновского излучения до радиоволн. В дальнейшем планируется комбинировать данные DKIST, «Паркера» и Solar Orbiter — таким образом ученые смогут получить более детальную и точную картину.
Эти космические аппараты позволяют не только получать фундаментальные научные знания (и красивые картинки), но и, например, предсказывать так называемую космическую погоду — солнечную активность, которая может влиять и на повседневную жизнь. Потоки заряженных частиц высоких энергий, которые рождаются во время всплесков этой активности, долетая до Земли, вызывают возмущения в магнитном поле — полярные сияния в высоких широтах, сбои в работе навигационных спутниковых систем и даже перебои в работе наземной электросети (в случае особо яростного шторма).
§ 20. Строение солнечной атмосферы
1. Из каких оболочек состоит атмосфера Солнца?
Атмосфера Солнца состоит фотосферы, хромосферы и короны.
2. Что такое фотосфера Солнца?
Фотосфера — слой, из которого исходит практически всё видимое излучение Солнца.
3. Какие объекты характерны для фотосферы Солнца?
Грануляция — Процесс постоянного возникновения и исчезновения гранул в фотосфере. Солнечные пятна — области Солнца, температура которых ниже, чем окружающих участков. Факелы — яркие области, в зоне которых часто и развиваются тёмные пятна.
4. Почему солнечные пятна темнее, чем фотосфера?
Солнечные пятна темнее, чем фотосфера, потому что температура в этих областях ниже.
5. Что понимают под грануляцией?
Процесс постоянного возникновения и исчезновения гранул (огромных пузырей плазмы) в фотосфере называется грануляцией.
6. Что понимают под хромосферой и короной Солнца?
Над фотосферой простирается хромосфера Солнца. Общая её протяжённость 10-15 тыс. км.
Солнечная корона — самая внешняя разряжённая и горячая оболочка Солнца, распространяющаяся от него на несколько солнечных радиусов и имеющая температуру плазмы до 1 млн градусов.
7. Какие явления наблюдаются в хромосфере и короне Солнца?
Хромосфера представляется наблюдателю в виде продолговатых вытянутых язычков или зубчиков — спикул — длиной порядка 10 тыс. км.
Вспышка — наиболее мощный взрывной процесс в активной области атмосферы Солнца.
Протуберанец — гигантское плазменное образование в солнечной короне в виде выступов и арок, опирающихся на хромосферу.
8. Что такое солнечная активность и какова её цикличность?
Совокупность нестационарных процессов, периодически возникающих в солнечной атмосфере, называется солнечной активностью. Проявлением солнечной активности являются пятна, факелы в фотосфере, протуберанцы, вспышки и выбросы вещества в атмосфере и короне.
Гранулы (физика солнца)
Гранулы (физика солнца)
Гранулы – образования в фотосфере Солнца, вызванные конвекцией плазмы.
Конвективные потоки формируют колонны конвекции, перемешивающие вещество в зоне конвекции. Гранулы являются видимыми вершинами таких отдельных колонн и образуют зернистую структуру, называемую грануляцией.
Механизм возникновения
Горячая плазма поднимается вверх по центру колонны, остывает в фотосфере и по внешней окружности колонны опускается в глубину, после чего цикл повторяется. В результате центр гранулы оказывается горячее и ярче ее краев, куда стекает остывшая плазма.
Характеристики
Типичный диаметр гранул составляет порядка 1000 км.
Измерения скорости движения вещества в гранулах, опирающиеся на эффект Допплера, показывают, что скорость плазмы в центре гранулы составляет около 400 м/с и по мере движения к краям уменьшается до 200 м/с.
Гранулы являются динамическими образованиями, постоянно возникающими, меняющимися и исчезающими. Время их существования – от 8 до 20 минут.
| Солнце | ||
|---|---|---|
| Структура | Ядро · Зона лучистого переноса · Конвективная зона |  |
| Атмосфера | Фотосфера · Хромосфера · Солнечная корона | |
| Расширенная структура | Гелиосфера (Гелиосферный токовый слой · Граница ударной волны) · Гелиосферная мантия · Гелиопауза · Головная ударная волна | |
| Относящиеся к Солнцу феномены | Солнечное затмение · Солнечная активность (Солнечные пятна · Солнечные вспышки · Корональные выбросы массы) · Солнечная радиация (Вариации солнечного излучения) · Корональные дыры · Корональные петли · Факелы · Гранулы · Протуберанцы · Спикулы · Супергрануляция · Солнечный ветер · Волны Моуртона | |
| Связанные темы | Солнечная система · Солнечное динамо | |
| Спектральный класс: G2 | ||
Полезное
Смотреть что такое «Гранулы (физика солнца)» в других словарях:
Гранулы (физика Солнца) — Солнечное пятно, окруженное грануляцией Гранулы образования в фотосфере Солнца, вызванные конвекцией плазмы. Конвективные потоки формируют … Википедия
Гранулы — Некоторые примеры гранулированного материала Гранулы комбинированные сухие сыпучие вещества и смеси или отдельные твёрдые дозированные и недозированные … Википедия
Солнце — центральное тело Солнечной системы (См. Солнечная система), представляет собой раскалённый плазменный шар; С. ближайшая к Земле Звезда. Масса С. 1,990 1030 кг (в 332 958 раз больше массы Земли). В С. сосредоточено 99,866% массы Солнечной… … Большая советская энциклопедия
Солнце — У этого термина существуют и другие значения, см. Солнце (значения). Солнце … Википедия
СОЛНЦЕ. — СОЛНЦЕ. Содержание: 1. Введение 2. Внутреннее строение 3. Атмосфера 4. Магнитные поля 5. Излучение 1. Введение С. газовый, точнее плазменный, шар. Радиус С. см, т. е. в 109 раз больше экваториального радиуса Земли; масса С. г, т. е. в 333000 раз… … Физическая энциклопедия
Светило — Солнце Основные характеристики Среднее расстояние от Земли 1,496×1011 м (8,31 световых минут) Видимая звёздная величина (V) −26,74m … Википедия
Солнечный ветер — У этого термина существуют и другие значения, см. Солнечный ветер (фильм) … Википедия
Солнечные пятна — Группа пятен на Солнце, сфотографированная в видимом свете. Снимок сделан космич … Википедия
Хромосфера — Солнечное затмение 1999 года. Хромосфера видна в виде тонкой розовой полоски вокруг диска Луны. Хромосфера (от др. греч … Википедия
Проверочная работа по астрономии на тему «Строение атмосферы Солнца»
Онлайн-конференция
«Современная профориентация педагогов
и родителей, перспективы рынка труда
и особенности личности подростка»
Свидетельство и скидка на обучение каждому участнику
Учитель: Елакова Галина Владимировна.
Место работы: Муниципальное бюджетное общеобразовательное учреждение «Средняя общеобразовательная школа №7» г Канаш Чувашской Республики
Проверочная работа по теме «Строение атмосферы Солнца».
Проверка и оценка знаний – обязательное условие результативности учебного процесса. Тестовый тематический контроль может проводиться письменно или по группам с разным уровнем подготовки. Подобная проверка достаточно объективна, экономна по времени, обеспечивает индивидуальный подход. Кроме того, учащиеся могут использовать тесты для подготовки к зачетам и ВПР. Использование предлагаемой работы не исключает применения и других форм и методов проверки знаний и умений учащихся, таких как устный опрос, подготовка рефератов, эссе, проектных работ, презентаций и т.д.
1. Что является причиной грануляции?
А. Газы, поднимающиеся из горячих внутренних областей Солнца.
Б. Очень сильные магнитные поля в районах солнечных пятен.
В. Потоки электрически заряженных частиц высокой энергии.
2. При каких процессах на Солнце возникают корпускулярные потоки и космические лучи?
А. При солнечном ветре.
Б. При конвекционном движении.
В. При хромосферных вспышках.
3. Какой слой Солнца является основным источником видимого излучения?
А. … это внешняя область Солнца, которую мы видим; это горячий, разреженный газовый слой, разогретый примерно 6000 К, из которого в космос излучается энергия.
Б. … это самая внутренняя часть солнечной атмосферы, простирается на несколько тысяч километров и становится видимым с Земли только во время полного солнечного затмения, когда светит красным светом благодаря наличию там водорода.
В. … это внешняя атмосфера Солнца, расположенная над хромосферой, она содержит разреженный горячий газ, который простирается на миллионы километров от Солнца и становится прекрасно видимой во время полного солнечного затмения.
5. Какими способами осуществляется перенос энергии из недр Солнца наружу?
В. Лучеиспусканием и конвекцией.
6. Что является наиболее вероятной причиной сильных выбросов материи, происходящих на Солнце?
А. Очень сильные магнитные поля в районах солнечных пятен.
Б. Массы яркого газа, как пламя, поднимающиеся над сотни тысяч километров над лимбом.
7. При каких процессах на Солнце возникают корпускулярные потоки и космические лучи? Чем они отличаются друг от друга?
А. При конвекционном движении. Различаются энергией, температурой и давлением.
Б. При вспышках (взрывных, нестационарных процессах). Различаются температурами и давлением, которые приобрели частицы.
В. При вспышках (взрывных, нестационарных процессах). Различаются скоростями, которые приобрели частицы.
8. Какова температура звезды по сравнению с температурой Солнца (6000 К), если ее размеры такие же как у Солнца, а светимость больше солнечной в 16 раз?
9. Во сколько раз отличаются светимости двух звезд одинакового цвета, если радиус одной из них больше, чем другой, в 25 раз?
10. Каковы по сравнению с Землей размеры солнечного пятна, которые можно увидеть на поверхности Солнца невооруженным глазом, если разрешающая способность глаза 2′? (Радиус Солнца 7·10 5 км, радиус Земли 6400 км, угловой радиус Солнца 15′.)
А. Примерно в 5 раз больше Земли.
Б. Примерно в 10 раз больше Земли.
В. Примерно в 8 раз больше Земли.
1. Чем объясняется наблюдаемое на Солнце грануляция?
А. Сильным магнитным полем в окрестностях солнечных пятен.
В. Конвекционными движениями.
2. Чем объясняется понижение температуры в области солнечных пятен?
А. Сильным магнитным полем в районах солнечных пятен.
Б. Конвекционными движениями.
В. Подавлением конвекции магнитным полем.
3. Какие проявления солнечной активности наблюдаются в различных слоях атмосферы Солнца?
А. В фотосфере пятна, в короне факелы и протуберанцы, вспышки захватывают и хромосферу, и корону.
Б. В фотосфере факелы, в короне пятна и протуберанцы, вспышки захватывают и хромосферу, и корону.
В. В фотосфере пятна и факелы, в короне протуберанцы, вспышки захватывают и хромосферу, и корону.
А. … это внешняя область Солнца, которую мы видим; это горячий, разреженный газовый слой, разогретый примерно 6000 К, из которого в космос излучается энергия.
Б. … это самая внутренняя часть солнечной атмосферы, простирается на несколько тысяч километров и становится видимым с Земли только во время полного солнечного затмения, когда светит красным светом благодаря наличию там водорода.
В. … это внешняя атмосфера Солнца, расположенная над хромосферой, она содержит разреженный горячий газ, который простирается на миллионы километров от Солнца и становится прекрасно видимой во время полного солнечного затмения.
5. В каких точках горизонта восходит Солнце в дни весеннего равноденствия, летнего солнцестояния, осеннего равноденствия, зимнего солнцестояния?
А. а) в дни весеннего и осеннего равноденствий Солнце восходит в точке востока.
б) на широте Москвы (56 o ) в день летнего солнцестояния Солнце восходит на северо-востоке, а в день зимнего солнцестояния – на юго-востоке.
Б. а) в дни весеннего и осеннего равноденствий Солнце восходит в точке запада.
б) на широте Москвы (56 o ) в день летнего солнцестояния Солнце восходит на северо-востоке, а в день зимнего солнцестояния – на юго-востоке.
В. а) в дни весеннего и осеннего равноденствий Солнце восходит в точке востока.
б) на широте Москвы (56 o ) в день летнего солнцестояния Солнце восходит на северо- западе, а в день зимнего солнцестояния – на юго-западе.
6. Какие явления характерны для Земли и Солнца в период высокой солнечной активности?
А. а) для Солнца: большое количество солнечных пятен (в хромосфере), вспышек
(в фотосфере) и протуберанцев (в короне). Усиленный солнечный ветер.
б) для Земли: повышенное количество и интенсивность полярных сияний и возмущений геомагнитного поля («магнитных бурь»).
Б. а) для Солнца: большое количество солнечных пятен (в фотосфере), вспышек
(в хромосфере) и протуберанцев (в короне). Усиленный солнечный ветер.
б) для Земли: повышенное количество и интенсивность полярных сияний и возмущений геомагнитного поля («магнитных бурь»).
В. а) для Солнца: большое количество солнечных пятен (в фотосфере), вспышек
(в фотосфере) и протуберанцев (в хромосфере).
б) для Земли: повышенное количество и интенсивность полярных сияний и возмущений геомагнитного поля («магнитных бурь»).
А. Да, так к как по своим физическим характеристикам очень похожая на Солнце и ближайшая к Солнцу звезда, а все остальные яркие звезды находятся в несколько раз дальше и от Солнца, и от 
Cen.
Б. Нет, так как у звезд физические характеристики одинаковы.
8. Какова средняя плотность красного сверхгиганта, если его диаметр в 300 раз больше солнечного, а масса в 30 раз больше, чем масса Солнца?
А. Примерно 1,5 ·10 3 кг/м 3
9. Во сколько раз красный гигант больше красного карлика, если их светимость отличается в 10 8 раз?
А. Красный гигант больше красного карлика в 10 6 раз.
Б. Красный гигант больше красного карлика в 10 5 раз.
В. Красный гигант больше красного карлика в 10 4 раз.
10. Звезда имеет одинаковую с Солнцем температуру, но ее диаметр в 2 раза меньше солнечного. На каком расстоянии от этой звезды должна находиться планета, чтобы получать от нее столько же энергии, сколько Земля получает от Солнца?
Задание №8: Так как размеры звезды и Солнца одинаковы, различие светимостей вызвано только различием температур: L / L солнца = T 4 / T 4 солнца ; Т = 12000 К
Задание №9: Так как цвет звезд одинаков, то одинаковы их температуры. Поэтому
Задание №10: Линейные размеры пятна, имеющий угловой диаметр 2′, можно определить зная линейные размеры Солнца и его угловой радиус: d / R = ρ1/ ρ2 ;
Где d =7·10 5 км · 2’/ 15′ = 10 5 км, т.е. пятно примерно в 8 раз больше Земли.
Задание №10: Светимость звезды в 4 раза меньше светимости Солнца. Следовательно, и расстояние от планеты до звезды должно быть в 4 раза меньше.
Если Вы считаете, что материал нарушает авторские права либо по каким-то другим причинам должен быть удален с сайта, Вы можете оставить жалобу на материал.
Презентация на тему: «АТМОСФЕРА СОЛНЦА. СОЛНЕЧНАЯ АКТИВНОСТЬ».
Онлайн-конференция
«Современная профориентация педагогов
и родителей, перспективы рынка труда
и особенности личности подростка»
Свидетельство и скидка на обучение каждому участнику
Описание презентации по отдельным слайдам:
Презентация на тему: «АТМОСФЕРА СОЛНЦА. СОЛНЕЧНАЯ АКТИВНОСТЬ».
Фотосфера – самый нижний слой атмосферы Солнца, в котором температура довольно быстро убывает от 8000 до 4000 К.
Следствием конвективного движения вещества в верхних слоях Солнца является своеобразный вид фотосферы – грануляция. Фотосфера как бы состоит из отдельных зерен – гранул, размеры которых составляют в среднем несколько сотен (до 1000) километров.
Гранула – это поток горячего газа, поднимающийся вверх. В темных промежутках между гранулами находится более холодный газ, опускающийся вниз. Каждая гранула существует всего 5–10 мин, затем на ее месте появляется новая, которая отличается от прежней по форме и размерам.
Вещество фотосферы нагревается за счет энергии, поступающей из недр Солнца, а излучение, которое уходит в межпланетное пространство, уносит энергию, поэтому наружные слои фотосферы охлаждаются. В самых верхних слоях фотосферы в условиях минимальной для Солнца температуры оказывается возможным существование нейтральных атомов водорода и даже простейших молекул и радикалов Н2, ОН, СН.
Над фотосферой располагается хромосфера («сфера цвета»). Красновато-фиолетовое кольцо хромосферы можно видеть в те моменты, когда диск Солнца закрыт Луной во время полного солнечного затмения. В хромосфере вещество имеет температуру в 2–3 раза выше, чем в фотосфере. Здесь, как и внутри Солнца, оно представляет собой плазму, только меньшей плотности.
Толщина хромосферы 10–15 тыс. км, а далее на миллионы километров (несколько радиусов Солнца) простирается солнечная корона. Температура короны резко возрастает по сравнению с температурой хромосферы и достигает 2 млн К. Для короны, которую можно наблюдать во время полных солнечных затмений как жемчужно-серебристое сияние, характерна лучистая структура с множеством сложных деталей – дуг, шлемов и т. д.
Плотность вещества по мере удаления от Солнца постепенно уменьшается, но потоки плазмы из короны («солнечный ветер») растекаются по всей планетной системе. Скорость этих потоков в окрестностях Земли обычно составляет 400–500 км/с, но у некоторых может достигать 1000 км/с. Основными составляющими солнечного ветра являются протоны и электроны, значительно меньше альфа-частиц (ядер гелия) и других ионов.
Солнечный ветер порождает не только на Земле, но и на других планетах Солнечной системы, обладающих магнитным полем, такие явления, как магнитосфера, полярные сияния и радиационные пояса.
В атмосфере Солнца наблюдаются многообразные проявления солнечной активности, характер протекания которых определяется поведением солнечной плазмы в магнитном поле – пятна, вспышки, протуберанцы, корональные выбросы и т. п.
Солнечные пятна были открыты в начале XVII в. во время первых наблюдений при помощи телескопа. По изменению положения пятен на диске Солнца было обнаружено, что оно вращается. Наблюдения показали, что угловая скорость вращения Солнца убывает от экватора к полюсам, а время полного оборота вокруг оси возрастает с 25 суток (на экваторе) до 30 (вблизи полюсов).
Пятна появляются в тех сравнительно небольших областях фотосферы Солнца, где магнитное поле усиливается в несколько тысяч раз по сравнению с общим фоном. Сначала пятна наблюдаются как маленькие темные участки диаметром 2000–3000 км. Большинство из них в течение суток пропадают, однако некоторые увеличиваются в десятки раз. У крупных пятен вокруг наиболее темной центральной части (ее называют тень) наблюдается менее темная полутень.
В центре пятна температура вещества снижается примерно до 4000 К. Понижение температуры в районе пятна связано с действием магнитного поля, которое нарушает нормальную конвекцию и препятствует притоку энергии снизу. Вблизи пятен, где магнитное поле слабее, конвективные движения усиливаются, и появляются хорошо заметные яркие образования – факелы.
Наиболее крупными по своим масштабам проявлениями солнечной активности являются наблюдаемые в солнечной короне протуберанцы – огромные по объему облака газа, масса которых может достигать миллиардов тонн. Они медленно меняют свою форму и могут существовать в течение нескольких месяцев.
Порой отдельные части протуберанцев быстро устремляются вверх со скоростями порядка нескольких сотен километров в секунду и поднимаются на огромную высоту (до 1 млн км), что превышает радиус Солнца. Оказалось, что происходит это во время вспышек.
Самыми мощными проявлениями солнечной активности являются вспышки, в процессе которых за несколько минут иногда выделяется энергия до 1025 Дж (такова энергия примерно миллиарда атомных бомб). Продолжительность вспышек обычно около часа, а слабые длятся всего несколько минут.
Вещество, выбрасываемое из солнечной короны, представляет собой плазму с магнитным полем (так называемые магнитные облака). Взаимодействие такого облака с магнитосферой Земли вызывает аномальное возмущение – магнитную бурю. Магнитные бури вызывают возмущение ионосферы, что приводит к нарушениям в прохождении радиосигналов, в частности, от навигационных спутников. Изменение геомагнитного поля приводит к появлению индуцированных токов в линиях электропередачи и трубопроводах.
Число пятен и протуберанцев, частота и мощность вспышек на Солнце меняются с определенной, хотя и не очень строгой периодичностью – в среднем этот период составляет примерно 11,2 года. Солнечная активность (количество пятен на Солнце)
КА СОХО позволяет отслеживать появление пятен, вспышек и корональных выбросов массы и по их местоположению и динамике давать трехдневный прогноз, представляют ли они опасность для Земли. В настоящее время для изучения Солнца используются все средства космической техники. Метеоспутники на геостационарной орбите уже более 30 лет ведут общий мониторинг солнечной активности, измеряя потоки рентгеновского излучения и солнечных космических лучей. Для мониторинга корональных выбросов массы используется пара КА СТЕРЕО.
Вопросы (с.143) 7. Чем объясняется наблюдаемая на Солнце грануляция? 8. Какие проявления солнечной активности наблюдаются в различных слоях атмосферы Солнца? С чем связана основная причина этих явлений? 9. Чем объясняется понижение температуры в области солнечных пятен? 10. Какие явления на Земле связаны с солнечной активностью?