Нариманов Г.С. Основы теории полета космических аппаратов (1972) (1246632), страница 4
Текст из файла (страница 4)
Прн наблюдении с Земли в первой половине года виден южный полюс Солнца, а во второй половине — северный. Вращение Солнца щрямое, т. е. совпадает по направлению с обращенном планет вокруг Солнца (протнв часовой стрелки, если смотреть со стороны северного полюса мира). Угловая скорость вращения Солнца ы зависит от гелиографической широты ср и измеряется величиной угла поворота за сутки. Угловая скорость Солнца для сидерического вращения (относительно неподвижных звезд) и синодического вращения (относительно Земли) соответственно будет югах=14,38' — 2,7'з!п~ф; ы„„=13,39' — 2,7'з!п'ср Разность этих величин равна угловой скорости движения Земли по орбите: ы с „,— ы „= 0,9856'/сут. Период синодичегкого вращения Р„в=2690+5,2 з!псар сут. Сндернческий и синолический периоды вращения для широты ф=!6' будут Рс с=25,38 сут; Рс =27,28 сут.
Видимое строение Слой газа, в котором возникает видимое излучение, называется фогосферой. Яркость фотосферы к краю солнечного диска падает, что связано с уменьшением температуры в верхних ее слоях. Незначительной толщиной фотосферы (около !ОО км) обьясняется исключительная резкость краев солнечного диска. Фотосфера покрыта сплошной сетью ярких пятнышек неправильной формы, так называемыми гранулами, кото. рые непрерывно появляются и через 3 — 1О мин. исчезают, Их размер не превышает 6000 км. Отдельные яркие образования на фотосфере, имеющие тонкую структуру н устой|иные на протяжении недель н месяцев, называются факелами.
18 где Е, — солнечная постоянная, т. е. полное количество солнечной энергии, проходящей в единицу времени через плошадку в 1 смг, расположенную под прямым углом к солнечным лучам вне земной атмосферы на расстоянии от Солнца в 1 а.е.! ! — угол падения солнечных лучей на облучаемую поверхность. По непосредственным измерениям с борта американских высотных самолетов и ракетопланэ Х-15 [19) Е,=!36 1 мВт/см'=1 952 кал/(см' мин). Точность измерений +О 5%. Распределение энергии а солнечыом спектре в зависимости от длины волны показано на рис. 1.3 — 1.5.
В видимой области спектра солнечная фотосфера излучает энергию практически как абсолютно черное тело. С уменьшением длины волны начинают проявляться вариация интенсивности излучения, вызываемые изменением солнечной активности (см. рис. 1,5!. Сила давления солнечного света на площадку, расположенную под прямым углом к солнечным лучам, при условии полного поглощения рассчитывается по формуле г 10-1 и Х й=-10' 1 г и Е-10 т ф 2000 0000 0000 0000 10000 ,длина Вллнай А Рис.
!.3, Интенсивность (Вт)(см',А)) излучения Солнца в видимой области спектра ('1) о излучение абсолютна черного тела при 6000 К, помешенного на расстояние ! а, е. (2) 10-б % ш',и 10-2 м 10' 4ш10 б т мш ;й йу-" й)-а а00 В 0 1100 1600 1000 Длина Валял!, А а Рис. !.4. Интенсивность (Вт)(смт А)) излучения Солнца в ультрафиолетовой области спектра а 10 ка 10~ " 10' мн й'и яу 10 10 0 10 20 00 40 00 00 10 00 сба Длина Вблнвт, Я Рнс.
!.5. Интенсивность (Вт/(смв А)) излучения Солнца в рентгеновской области спектра; à — спокойноа Сплина в минимума активности; 2— спокоипос Солнце в максимуме активности; б-вспышка балла 2 ' !0 Темные области в фотосфере, имеющие вихревую структуру и размеры порядка поперечника Земли, называются солнечными пятнами. Темное ядро солнечного пятна называется тенью, а обрамляющая его кайма — полутенью. Пятна обычно воз. никают группами и существуют от нескольких дней до месяца. В начальной стадии своего развития солнечные пятна имеют вид крошечных нор.
Над фотосферой расположен обращающий слой, вызывающий большую часть линий поглощения, а над ним — хромосфгра — слой газа толщиной 10000 — 14000 км, имеющий внд «травы, охваченной пламенем», с высотой отдельных языков до 10 000 км и более. Отдельные элементы травянистой структуры хромосферы называются спикулами. Яркие пятна в хромосфере, расположенные над фотосфернымн факелами, называются флоккулами. Над хромосферой до расстояний в несколько солнечных радиусов простирается корона, представляющая собой сильно разреженный н слабо светящийся газ. Наиболее яркую часть короны принято называть внутренней короной. Она удалена от солнечного диска не более чем на 0,5 — 1,0 его радиуса, Остальну<о часть короны, лежащую выше, называют внешней короной.
В короне наблюдаются системы лучей и корональныг конденсации — области уплотнения коронального вещества. Фотосфера, хромосфера и корона составляют солнечную атмосферу. Облака газа в солнечной короне, достигающие высот в сотни тысяч километров н принимающие обычно причудливые формы, называются протуберанцами и подразделяются на несколько «лас<ов. Наиболее распространены акгианыг протуберанцы, в которых отдельные узлы и струи движутся вдоль определенных траекторий к так называемым центрам притяжения, расположенным у основания хромосферы. Энергичный выброс газа в корону со скоростью до нескольких сот километров в секунду характерен для эрупгиаиых протуберанцев.
Солнечная атмосфера состоит в основном из водорода (81,76о/о) н гелия (18,17'/о). Объемное содержание других элементов ничтожно: 0,03»/о кислорода, 0,02'/о магния, 001% азота и т. д. Самые интенсивные линии в видимом спектре Солнца принадлежат атомам нонизированного кальция, хотя его содержание в солнечной атмосфере составляет 0,0003о<о. Температура слоя, расположенного вблизи видимой поверхности Солнца, минимальна н равна 4500 К. Выше и ниже этого слоя температура быстро возрастает. В центре Солнца она должна достигать примерно 13.10о К, в верхней хромосфере ко.
леблется от 104 до 3.10' К, а в короне достигает 1(г К. Температура солнечных пятен примерно на 1000 К ннже температуры окружающей фотосферы, а появляющиеся гранулы на 500 К горячее разделяющих нх проаежутков. Магнитное полг является причиной образования активных областей (пятен, факелов, протуберанцев и т. и.). Напряженность магнитного поля Солнца на высоких широтах (начиная с 65 — 68') составляет около 10ОА/м ( 1 э), а в активных областях увеличивается в согни н тысячи раз. Магнитные поля охватывают Солнце под его поверхностью в виде системы трубок силовых линий. В каждом полушарии Солнца имеются две системы трубок с противоположным направлением поля.
Солнечные пятна представляют собой места выхода и входа на поверхности этих трубок силовых линий, Распространением магнитных полей из активных областей в корону объясняется образование лучей, арок, участие этих деталей во вращении Солнца, наличие сгущений н различие в температуре соседних участков короны.
Солнечная активность Солнечная активность условно характеризуется числами Вольфа /7/ й(108+э), где у — число групп пятен; э — общее число г<ятен; й — коэффициент, зависящий от мощности применяемого инструмента. Средняя продолжительность цикла пятнообразования 11,07 лет. После минимума солнечной активности гятна появляются на широтах около ш30', затем все ближе к эк. ватару н в конце цикла возникновение пятен наблюдается на широтах шб ьй'. В эпохч максимума солнечной активности диаметр Солнца увеличивается на 0,00005 своего среднего значения (ня 0,09" для расстояния в 1 а.е.).
а в эпоху минимума уменьшается на ту же величину. Магнитная полярность пятен меняется с циклом. Процессы на Солнце поддерживаются ядерными реакциями в его центральной об. ласти, превращающими водород в гелий. Выделяющаяся энергия в результате нагло. щения и перензлучення квантов передается к наружным слоям Солнца. Этот пронес< осуществляется в зоне лучистого равновесия, лежащей на расстоянии примерно (0,3— 0,8) /7 Оот центра Солнца. Вблизи поверхности энергия переносится благодаря конвенции, т. е. восходян<нми потоками горячего и сильно нонизированноэо газа. Наблюдае мыс гранулы являютгя конвективными ячейками.
В верхней части конвективной зоны скорость потока достигает 1 — 2 км/с. Порождаемые конвективными потоками «звуковые волны» распространяются через хромосферу до основания короны и, затухая, нагревают их. Сильное ма<нитное поле подавляет конвективные движения, фотосфера частично охлаждается и возникают пятна. Слабое поле увеличивает скорость конвек- 20 пни, образуются факелы, повышается температура верхней хромосферы. При столкновении ударных волн, вызванных очень сильными магнитными полями, резко повышается температура и образуются хромосферные вспышки, Солнечные (хромосферные) вспышки Солнечные (хромосферные) вспышки представляют собой внезапное и кратковременное увеличение яркости участка хромосферы, видимое в монохроматическом излучении (в линиях Н, или КСа П).
Подъем к максимуму яркости длится в среднем около 5 мин, а средняя продолжительность вспышки 1000 с. Вспышки обычно сопровождаются радиовсплесками. Спустя 2 — 3 мин с начала вспышки в окрестности Земли регистрируется повышение рентгеновского излучения, а через 10 — 100 мин — увеличение интенсивности космических лучей. В окрестностях сложных групп пятен различной полярности вспышки возникают примерно в 2 раза чаще, чем в окрестностях групп пятен с одинаковой полярностью.
![](https://s.studizba.com/z.php?f=/templates/si/i/noavatar.png&w=100&h=100&t=1"){kind=avatar}
