Жизнь солнца во многом непонятна:
Мы видим гранулы, протуберанцы, пятна,
Но как во что-то их единое связать,
Не можем не расчислить, не познать,
Но ум пытливый, ясный, трезвый
Отсюда видит бег частички резвой.
И в море огненном, неистовом, бездонном
Выискивает мудрые законы.
Л. Чернышев

Урок 2/19

 презентация

Тема: Строение атмосферы Солнца

Цель: Рассмотреть строение атмосферы - три основных слоя: фотосфера, хромосфера, солнечная корона. Рассмотреть явления, происходящие на Солнце: пятна, вспышки, гранулы, факелы, протуберанцы. Солнечная активность и ее воздействие на Землю. Число Вольфа.

Задачи:
1. Обучающая: Ввести понятия: фотосфера Солнца (как нижний слой солнечной атмосферы, видимая «поверхность» Солнца), пятна, факелы, гранулы, хромосфера, корона, протуберанцы, вспышки. Ввести понятия: солнечная активность (комплекс нестационарных взаимосвязанных явлений, наблюдаемых на Солнце); центры солнечной активности (активные области); магнитные поля, спокойная и возмущенная фотосфера; 11-летний (22 летний) цикл солнечной активности. Заинтересовать учащихся наблюдениями Солнца с предупреждением о недопустимости непосредственного наблюдения Солнца в телескоп или бинокль. Солнечная активность и ее воздействие на Землю.
2. Воспитывающая: Отметить несостоятельность предрассудков и суеверий, связанных с появлением солнечных пятен (в прошлом, обнаруживая на Солнце пятна, люди совершенно не представляли себе их природу или вообще не допускали мысль о том, что это действительно пятна на Солнце, а в наше время некоторые ошибочно истолковывают появление пятен как признак охлаждения Солнца). На примере раскрытия  природы явлений, наблюдаемых в фотосфере, хромосфере и короне продемонстрировать познаваемость мира и его закономерностей. Обратить внимание учащихся на непрерывное движение и изменения, наблюдаемые в разных слоях атмосферы Солнца. Содействовать эстетическому воспитанию учащихся, знакомя их с видом солнечной короны, впечатляющих групп пятен, протуберанцев и т.д.
3. Развивающая: Использовать иллюстрации для формирования представления о скорости течения различных процессов в атмосфере Солнца, заинтересовать учащихся соответствующими проблемными ситуациями.
 

Знать:
I-й уровень (стандарт) -иметь представление о строении солнечной атмосферы и происходящих в ней процессах. Понятие солнечной активности.
II-й уровень - иметь представление о строении солнечной атмосферы и происходящих в ней процессах. Понятие солнечной активности и ее воздействия на Землю. Понятие числа Вольфа.
Уметь:
I-й уровень (стандарт) - производить расчеты по формулам  закона Стефана-Больцмана и Вина, светимости, определения размеров. Выводить при решении формулы в общем виде.
II-й уровень - производить расчеты по формулам  закона Стефана-Больцмана и Вина, светимости, определения размеров.

Оборудование: Таблицы: Солнце, строение Солнца, фотографии Солнца, видеофильм «Астрономия», часть 2 фр.4 «Свет Солнца». CD- "Red Shift 5.1" - Видеогалерея - Сонечная система: "Солнце в рентгеновских лучах", "Выброс солнечного протуберанца", Космические корабли: "SOHO наблюдает корональные выбросы массы".  Фотографии и иллюстрации астрономических объектов из мультимедийного диска «Мультимедиа библиотека по астрономии», графика из ЦОР (ниже).

Межпредметные связи: природоведение и физическая география (элементарные представления о Солнце),  математика (вычисления, необходимые для решения задач), обществоведение (взаимосвязь явлений природы.

Ход урока:

I Опрос учащихся.

II Новый материал.

Солнечная атмосфера состоит из 3х слоев: фотосфера, хромосфера, солнечная корона. 1.Фотосфера -светящаяся “поверхность” Солнца, = нижний слой атмосферы 300-400км., Т≈5800К (Средняя температура поверхности Солнца около 6000 С: эффективная температура – 5770 К, температура излучения – 6050 К), ρср. ≈10-4кг/м3≈1017атом/см3. Н-водород. Излучает прочти всю энергию. В фотосферах формируются непрерывный спектр излучения звезды. Над фотосферой температура и прозрачность звёздной атмосферы (хромосферы, в которой формируются линии поглощения звёздных спектров, и короны) начинает повышаться, доходя в областях короны до миллионов градусов.   а). “зернистая структура”- Гранулы  размером до 1000км., время существования до 8мин. Непрерывно появляются и исчезают причина - движение вещества в фотосфере (подъем и опускание в под фотосферной области за счет конвекции, начиная с глубины 0,3R, т.е подобие кипящей рисовой каши).

б).Солнечные пятна - диаметром от нескольких до 100 тыс. км. (крупные существуют до нескольких месяцев). Известны были еще в Китае за 800лет до НЭ (видны крупные невооруженным глазом, когда Солнце близко к горизонту и находится в дымке=последний раз наблюдались в марте 1989г, первые рисунки относятся к 1128г). Близ тени появляются отдельные яркие участки, которые в виде узких струй (диаметр D ≈ 700 км) растекаются к периферии пятна. Они образуют характерную волокнистую структуру полутени. Время жизни отдельных волокон ≈ 30-60 мин. В самой тени пятна также наблюдаются слабоконтрастные флуктуации яркости - очень маленькие светлые точки (D ≈ 350 км), живущие 15-30 мин. Их отождествляют с "остаточной" грануляцией в условиях сильного магнитного  поля тени пятна. Пятна появляются на широте ?400(редко 500) группами (редко одно), но обязательно есть и на противоположной стороне Солнца и опускаются до широты ?50 где исчезают (существуя от нескольких дней до нескольких месяцев). Пятно видно так как более холодное по сравнению с остальной частью фотосферы (центральная, самая темная, область пятен имеет температуру всего около 4000 С, наружные области пятен, граничащие с нормальной поверхностью, - от 5000 до 5500 С). Причина - торможение магнитным полем конвекции, (на поверхность поступает <энергии), глубина воронки 300-400км. Расщепление линий в спектре указывает на существование магнитного поля. Механизм образования пятна показан на рисунке справа: магнитные линии проникают сквозь поверхность Солнца. В пятнах напряженность  магнитного поля 1500-4500 Эрстед, в то время как в спокойных областях Солнца напряженность- 5 Эрстед. В солнечных пятнах температура понижается до 4500 К, - объясняется понижение образующимся в магнитном поле пятна нисходящим течением, идущим со скоростью 2 м/с на глубину до 2000км. Что пятно холодное и в них существует магнитное поле, установлено в 1908г Дж. Э. Хейл (1868-1938, США).     Рудольф Вольф (1816-1893, Швейцария) в 1852г установил зависимость (уточнил открытую в 1844г Генрихом Швабе (1789-1875, Германия) 11-летний цикл появления пятен), что 4 года происходит подъем, а 7 лет затухание - цикл 111/9 лет (11,04 года, бывают циклы длиной от 9 до 14 лет), и ввел число Вольфа W=(10g+f).k характеризирующую активность пятно образований, где g - число групп, а f - число пятен. Самая большая из когда-либо зарегистрированных групп солнечных пятен достигла своего максимума 8 апреля 1947г. Она захватила область площадью в 18130 миллионов квадратных километров.     Главное пятно имеет одну полярность, а хвостовое - противоположную. Если в данном цикле главное имело северный магнитный полюс, то в следующем цикле главное будет иметь южный полюс (т.е. в общем цикл =22года). Последний 23-й наблюдаемый цикл имел растянутый МАХ  1999-2001гг (считают 2000г), а минимум был в 2006 году, но и к 2010г никакого роста активности не наблюдается. Вообще то цикл ≈11,1 лет, но предсказать невозможно. В годы, когда пятен на солнце мало, размер Солнца уменьшается на 0,1%. Годы в промежутке между 1645 и 1715 (минимум Маундера), известны глобальным похолоданием, и называют малым ледниковым периодом.       Солнечные пятна сегодня

в) Вокруг солнечных пятен наблюдались светлые ореолы, температура которых на 10К> чем у окружающего газа и радиус в 2 раза> радиуса пятна, (18% энергии - остальная энергия при образовании пятен, по-видимому, рассасывается), ореолы открыты в 1999 году.

г) Фотосферные факелы - более светлые образования (более горячие, примерно на 300 К выше), связанные с выносом более горячего вещества за счет усиления конвекции в подфотосферных слоях. Ширина цепочек равна диаметру образующих её ярких элементов (групп гранул) и составляет ок. 5000 км, длина достигает 50 000 км. Размер факельных гранул лишь ненамного превышает размер обычных гранул. Факел - долгоживущее образование, он часто не исчезает в течение целого года, а группа пятен на его фоне "живёт" около месяца. Суммарная площадь цепочек - волокон факела - примерно в 4 раза больше площади пятна. Факелы, правда менее яркие, встречаются и независимо от пятен. Волокна факелов отчётливо видны лишь около края диска Солнца (но не на самом краю), где превышение их яркости над фоном достигает 10-20%.

2. Хромосфера (греч. "сфера цвета") названа так за свою красновато-фиолетовую окраску (видна только при полных затмениях, или при помощи специальных приборов). Состоит из трех слоев: нижний - до 1500 км, Т≈5000К - излучает слабый непрерывный спектр, на фоне которого видны многочисленные, в основном слабые, эмиссионные линии; средний 1500-4000 км - наблюдаются лишь сильные линии водорода Нa (6563), Нр (4861) и др, гелия D3 (5876 и 10 830), линии Н и К (СаII) - набор сравнительно плотных (nH ≈ 1010-1011 см-3 при Т  ≈ 6000-15000 К) газовых волокон и струй с гораздо более разреженным (типа коронального) газом между ними и хромосферные спикулы; верхний 4000-10000км Т=20000-50000К - выше 4-5 тыс. км остаются только спикулы. При наблюдении в линиях Нa или К (CaII) хромосфера имеет вид мелких узелков, по размерам немного превосходящих гранулы. Эти узелки, в свою очередь, объединяются в крупные ячейки диаметром (2-3).104 км, они покрывают весь диск, образуя хромосферную сетку. В ячейке газ растекается от центра к периферии со скоростью 0,3-0,4 км/с. Магнитное поле на границе ячеек усилено и составляет 10-15 Э, ср. время жизни такого образования - около суток. Спикулы, видимые на диске, также концентрируются к границам ячеек сетки. Яркость хромосферы не одинакова. Между хромосферой и короной лежит узкий переходный слой, в котором температура быстро растёт от ~ 104 до ~ 106 К.

а) Солнечный факел Факелы (хромосферные)-наиболее яркие участки расположены над фотосферными нитями и факелами.

б) Солнечная вспышка - самые мощные и быстроразвивающиеся (слабые вспышки исчезают через 5-10 мин, а самые мощные до нескольких часов) происходят в результате быстрой перестройка ("перезамыкание") магнитных полей. Небольшие вспышки происходят по несколько раз в сутки, мощные (охватывают десятки млрд. км2) значительно реже. 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.  Вспышка представляет собой внезапное выделение энергии в верхней хромосфере или нижней короне, генерирующее кратковременное электромагнитное излучение в широком диапазоне длин волн - от жёсткого рентгеновского излучения (и даже g-излучения) до километровых радиоволн. Вспышка - взрывной процесс сопровождающийся выбросами электрически заряженных частиц - потока протонов и электронов.   солнечные вспышки онлайн

в) Спикулы - на краю хромосферы наблюдаются выступающие язычки пламени, представляющие вытянутые столбики из уплотненного газа, температура которых выше чем в фотосфере. Диаметры спикул ~ 1000 км, скорости подъёма или опускания  ≈ 20 км/с, время жизни - минуты. Больших высот достигает довольно малое число спикул, на высоте h  ≈ 3000 км они занимают ок. 2% площади солнечной поверхности (около миллиона одновременно). Эти столбики сначала поднимаются из нижней хромосферы на 5000-10000 км, а потом падают обратно, где они и затухают. Механизм образования спикул связан со сложной структурой магнитных полей фотосферы. Практически все из них находятся на границах супергранул, то есть именно из спикул состоит хромосферная сетка.

г) Протуберанец- гигантские яркие вспышки и арки, опирающиеся на хромосферу и врывающиеся в солнечную корону - это выброс вещества (плазмы) - сравнительно холодные для короны плотные облака (n = 1010-1011 см-3, Т ~ 104K). 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 т. н. 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 (т. н. быстрые - эруптивные протуберанцы).

 4.Солнечная активность – периодический комплекс нестационарных образований в атмосфере Солнца (петли, факелы, протуберанцы и т.д.). Связующее звено между различными ярусами центров активности – магнитное поле. Период – 11,1 лет (4 подъема – 7 затухание, в среднем он длится 11,04 года, бывают циклы длиной от 9 до 14 лет). Этот период выдерживается неточно и в XX веке был ближе к 10 годам, а за последние 300 лет варьировался примерно от 7 до 17 лет. Циклам солнечной активности принято приписывать последовательные номера, начиная от условно выбранного первого цикла, максимум которого был в 1761 году. В 2000 году наблюдался максимум 23-го цикла солнечной активности.
    Своеобразно развитие активной области во времени. С усилением магнитного поля в фотосфере возникает факел, постепенно увеличивающий свою площадь и яркость. Примерно через сутки в нём возникает несколько тёмных точек - пор, развивающихся затем в солнечные пятна. Десятые - одиннадцатые сутки жизни области характеризуются наиболее бурными процессами в хромосфере и короне. При этом размер больших групп пятен достигает 20 градусов по долготе и 10^o по широте или 2400 км X 12 000 км. Через 1-3 месяца пятна постепенно пропадают, над областью повисает гигантский протуберанец. Через полгода или год данная область исчезает.

•     На рисунке красным цветом представлен Минимум Маундера (Maunder Minimum) — период долговременного уменьшения количества солнечных пятен примерно с 1645 по 1715 годы. Получил название по имени английского астронома Эдварда Уолтера Маундера (1851—1928), обнаружившего это явление при изучении архивов наблюдения Солнца. По подсчётам Маундера, за этот период наблюдалось всего около 50 солнечных пятен вместо обычных 40-50 тысяч. При этом подавляющее большинство пятен возникало в южном полушарии Солнца. В дальнейшем падение солнечной активности в указанный Маундером период было подтверждено анализом содержания углерода-14, а также некоторых других изотопов, например бериллия-10, в ледниках и деревьях. Такой анализ позволил выявить 18 минимумов активности Солнца за последние 8 000 лет, включая минимум Шпёрера (1450—1540) и минимум Дальтона (1790—1820). Также, по некоторым данным, во время Маундеровского минимума наблюдалось падение интенсивности полярных сияний и скорости вращения Солнца.
      Минимум Маундера совпадает по времени с наиболее холодной фазой глобального похолодания климата, отмечавшегося в течение XIV—XIX веков (так называемый малый ледниковый период). Однако непосредственная связь между двумя этими событиями оспаривается — многие учёные считают, что незначительный уровень падения солнечной активности не позволяет объяснить глобальное похолодание только этой причиной. Интерестно, что период уменьшения активности Солнца (1645-1715) совпал довольно точно с периодом правления короля-Солнце Людовика XIV (1643-1715).

Наблюдаемые циклы

11-ти летний цикл: характеризуется постепенным увеличением числа пятен и последующим быстрым их исчезновением в течение периода времени 9-12 лет. Называется также в честь немецкого астронома С.Г.Шваба циклом Шваба. Дифференциальное вращение конвекционной зоны Солнца как функции от долготы организует магнитное поле и консолидирует потоки плазмы, что в свою очередь усиливает магнитную составляющую и нагрев, что в конечном итоге приводит к всплытию их к поверхности. По мере того как они приближаются к границе фотосферы, они нарушают конвективный перенос тепла из центра звезды, тем самым приводя к появлению видимых пятен ( Модель Бабкока). Видимая поверхность Солнца или фотосфера, излучает больше энергии вместе с увеличением числа пятен, что выражается в общем увеличении светимости примерно на 0.1% во время максимумов. Вместе с тем, светимость уменьшается на 0.3% на период до 10 дней во время прохождения больших групп пятен на видимой поверхности Солнца, а увеличение светимости, связанное с факелами, составляет 0.05% и может продолжаться до шести месяцев.
22-х летний цикл: магнитное поле Солнца обращается в течение 11-ти летнего цикла, таким образом в течение 22-х лет оно возвращается в исходное состояние. Этот цикл носит название также цикла Хейла в честь американского астронома Д.Э. Хейла.
87-и летний цикл (70–100 лет): по предположениям, представляет из себя модуляцию 11-ти летнего цикла. Носит название цикла Глейшберга (W.Gleißberg).
210-и летний цикл: известный также как Швейцарский цикл и цикл Де Врайеса.
2 300-т летний цикл или цикл Холлстатта. 6 000 летний цикл..

Радиоуглеродный анализ указывает на существование циклов с периодами 105, 131, 232, 385, 504, 805 и 2 241 лет. Исследование минеральных слоев позднего Пермского периода говорят о наличии цикла с периодом 2 500 лет 240 миллионов лет назад. Чувствительность климата к циклическим вариациям солнечной активности возрастает вместе с увеличением длительности конкретного периода по причине большой тепловой инерции океанов, которая сглаживает краткосрочные изменения. Например, климат в 1.5 раза более чувствителен к циклу Хейла по сравнению с циклом Шваба, тепловая инерция также создает задержку до 2.2 лет в климатических изменениях.

III. Закрепление материала.     СР№10,  Лабораторная работа "Солнечная активность"

Итог

1. Из каких слоев состоит солнечная атмосфера?
2. Наблюдаемые явления в солнечной атмосфере?
3. Что такое солнечная активность?
4. Оценки.

Дома: . Вопросы стр. 118. § 19

Изменен 10.01.2010 года