Солнечная активность, атмосфера и погода

Нижегородский институт менеджмента и бизнеса

Кафедра математики и информатики

 

 

 

 

Реферат

по  дисциплине «Концепции современного естествознания»

 

 

 

 

Солнечная активность, атмосфера и погода

 

 

 

 

Выполнила: ФЭФ, 1 курс.

Проверил: канд. пед. наук, доц.

.

 

 

 

 

 

 

 

 

Нижний Новгород – 2012

Содержание

 

 

     Введение…………………………………………………….3

1. Солнечная атмосфера…………………………………...4
2. Солнечная активность…………………………………..8
3. Влияние солнечных катаклизмов на Землю…………..16

Заключение…………………………………………………19

Список литературы………………………………………....20

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

Ведение

«…  почти каждый аспект современных знаний о Солнце представляет проблему. Это единственная звезда, о которой мы знаем достаточно много, чтобы ощутить, как мало мы знаем».

Е. Паркер, американский астрофизик.

Одна из самых актуальных проблем современной геофизики – воздействие солнечной активности на состояние нижней атмосферы и погоду Земли.

Изучения солнца в  конце 60-х годов опиралось в  основном на наземные наблюдения в  видимой области спектра и  в радиодиапазоне, а космические исследования были очень ограниченными, но в нынешнее время все изменилось. Орбитальные космические станции,  специализированные искусственные спутники Земли и автоматические космические аппараты, сделали возможным регистрировать явления солнечной активности за достаточно длинные интервалы времени в областях спектра, недоступных наблюдателю с поверхности Земли. Новые сведения о солнечной активности были получены на солнечной советской стратосферной автоматической обсерватории в 1970 и 1973 годах.

Вот несколько выдающихся ученых, которые вложили большой  вклад в развитие геофизики. В  конце прошлого века русский ученый  Г. Вильд исследовал связь между  солнечной активностью и температурой воздуха в России. Затем У. Шуурманс и А. Оорт обнаружили регулярные изменения высоты уровней постоянного давления в тропосфере, связанные с интенсивными солнечными вспышками и д.р.

В связи с представлением, что мощность атмосферных процессов  на несколько порядков превышает  поток энергии, вносимой в магнитосферу Земли солнечным ветром,  солнечная активность маловероятно могла существенно воздействовать на состояние нижней атмосферы.

Поэтому перед современной  наукой стоит очень важная задача - выяснить закономерности воздействия  солнечной активности на земные процессы.

1.Солнечная атмосфера

 

Солнце -  единственная звезда Солнечной системы. Вокруг Солнца

обращаются  другие объекты этой системы: планеты и их спутники, карликовые планеты и их спутники, астероиды, метеориты, кометы и космическая пыль.  Масса Солнца составляет 99,866 % от суммарной массы всей Солнечной системы. Солнечное излучение поддерживает жизнь на Земле (свет необходим для начальных стадий фотосинтеза), определяет климат. Солнце состоит из водорода (~73 % от массы и ~92 % от объёма), гелия (~25 % от массы и ~7 % от объёма) и других элементов с меньшей концентрацией. Мощность излучения солнца около 3,8 * 410 520 0 степени МВт. На Землю попадает ничтожная часть Солнечной энергии, составляющая около половины миллиардной доли. Она поддерживает в газообразном состоянии земную атмосферу, постоянно нагревает сушу и водоёмы, даёт энергию ветрам и водопадам, обеспечивает жизнедеятельность животных и растений. Ультрафиолетовое излучение Солнца имеет антисептические свойства, позволяющие использовать его для дезинфекции воды и различных предметов. Оно также вызывает загар и имеет другие биологические эффекты — например, стимулирует производство в организме витамина D. Воздействие ультрафиолетовой части солнечного спектра сильно ослабляется озоновым слоем в земной атмосфере, поэтому интенсивность ультрафиолетового излучения на поверхности Земли сильно меняется с широтой. Угол, под которым Солнце стоит над горизонтом в полдень, влияет на многие типы биологической адаптации — например, от него зависит цвет кожи человека в различных регионах земного шара.

Конвективная  зона Солнца - Ближе к поверхности Солнца температуры и

плотности вещества уже недостаточно для полного  переноса энергии путём

переизлучения. Возникает вихревое перемешивание  плазмы, и перенос

энергии к поверхности (фотосфере) совершается преимущественно

движениями  самого вещества. С одной стороны, вещество фотосферы,

охлаждаясь  на поверхности, погружается вглубь конвективной зоны. С

другой стороны, вещество в нижней части получает излучение из зоны

лучевого переноса и поднимается наверх, причём оба процесса идут со

значительной  скоростью. Такой способ передачи энергии

называется конвекцией, а подповерхностный слой Солнца толщиной

примерно 200 000 км, где она происходит, — конвективной зоной. По мере

приближения к  поверхности температура падает в среднем до 5800 К, а

плотность газа до менее 1/1000 плотности земного воздуха.

Земная атмосфера - это воздух, которым мы дышим, привычная  нам газовая оболочка Земли. Такие  оболочки есть и у других планет. Звезды целиком состоят из газа, но их внешние слои также именуют атмосферой. При этом внешними считаются те слои, откуда хотя бы часть излучения может беспрепятственно, не поглощаясь вышележащими слоями, уйти в окружающее пространство.

Фотосфера - атмосфера  Солнца начинается на 200-300 км глубже видимого края солнечного края. Эти самые глубокие слои атмосферы называют фотосферой. Поскольку их толщина составляет не более одной трехтысячной доли солнечного радиуса, фотосферу иногда условно называют поверхностью Солнца.

Плотность газов в фотосфере примерно такая же, как в земной стратосфере, и в сотни раз меньше, чем у поверхности Земли. Температура фотосферы уменьшается от 8000 К на глубине 300 км до 4000 К в самых верхних слоях.

Солнечная поверхность, наблюдаемая в телескоп в видимом диапазоне длин волн, представляется совокупностью ярких площадок, окружённых относительно тёмными тонкими промежутками. Это - солнечные гранулы, их размеры различны и составляют в среднем 700 км, "время жизни" (появление и угасание гранулы) примерно 8 мин. Гранулы разделяются тёмными промежутками шириной около 300 км.

Температура же того среднего слоя, излучение которого мы воспринимаем, около 6000 К. При таких  условиях почти все молекулы газа распадаются на отдельные атомы. Лишь в самых верхних слоях фотосферы сохранятся относительно немного простейших молекул и радикалов типа H2, OH, CH.

 Особую роль  в солнечной атмосфере играет  не встречающийся в земной  природе отрицательный ион водорода, который представляет собой протон  с двумя электронами. Это необычное соединение возникает в тонком внешнем, наиболее холодном слое фотосферы при "налипании" на нейтральные атомы водорода отрицательно заряженных свободных электронов, которые поставляются легко ионизуемыми атомами кальция, натрия, магния, железа и других металлов. При возникновении отрицательные ионы водорода излучают большую часть видимого света. Этот же свет ионы жадно поглощают, из-за чего непрозрачность атмосферы с глубиной быстро растет. Поэтому видимый край Солнца и кажется нам очень резким.

Почти все наши знания о Солнце основаны на изучении его спектра - узенькой разноцветной полоски, имеющей ту же природу, что  и радуга. Впервые, поставив призму на пути солнечного луча, такую полоску  получил Ньютон и воскликнул: "Спектрум!" (лат. spectrum - "видение"). Позже в спектре Солнца заметили темные линии и сочли их границами цветов.

В телескоп с  большим увеличением можно наблюдать  тонкие детали фотосферы: вся она  кажется усыпанной мелкими яркими зернышками - гранулами, разделенными сетью узких темных дорожек. Грануляция является результатом перемешивания всплывающих более теплых потоков газа и опускающихся более холодных. Разность температур между ними в наружных слоях сравнительно невелика (200-300 К), но глубже, в конвективной зоне, она больше, и перемешивание происходит значительно интенсивнее. Конвекция во внешних слоях Солнца играет огромную роль, определяя общую структуру атмосферы. В конечном счете именно конвекция в результате сложного взаимодействия с солнечными магнитными полями является причиной всех многообразных проявлений солнечной активности. Магнитные поля участвуют во всех процессах на Солнце. Временами в небольшой области солнечной атмосферы возникают концентрированные магнитные поля, в несколько тысяч раз более сильные, чем на Земле. Ионизованная плазма - хороший проводник, она не может перемещаться поперек линий магнитной индукции сильного магнитного поля. Поэтому в таких местах перемешивание и подъем горячих газов снизу тормозится, и возникает темная область - солнечное пятно. На фоне ослепительной фотосферы оно кажется совсем черным, хотя в действительности яркость его

слабее только в десять раз.

С течением времени  величина и форма пятен сильно меняются. Возникнув в виде едва заметной точки - поры, пятно постепенно увеличивает свои размеры до нескольких десятков тысяч километров. Крупные пятна, как правило, состоят из темной части (ядра) и менее темной - полутени, структура которой придает пятну вид вихря. Пятна бывают окружены более яркими участками фотосферы, называемыми факелами или факельными полями.

Фотосфера постепенно переходит в более разреженные  внешние слои солнечной атмосферы - хромосферу и корону.

 

 

 

 

 

2. Солнечная  активность

 

Солнечная активность — комплекс явлений и процессов, связанных с образованием и распадом в солнечной атмосфере сильных магнитных полей.

Последние 30 лет  солнечной активности.

Наиболее изученный  вид солнечной активности (СА) –  изменение числа солнечных пятен. Несмотря на то, что физическая природа  пятен оставалась неясной вплоть до XX века, наблюдения продолжались. В XV и XVI вв. исследования были затруднены по причине их малого количества, что сейчас рассматривается как продолжительный период низкой СА, называемый минимумом Маундера. К XIX веку уже имелся достаточно продолжительный ряд наблюдений числа пятен, чтобы определить периодические циклы в активности Солнца. В 1845 г. Профессора Д. Генри и С. Александер из Принстонского университета наблюдали Солнце с помощью термометра и определили, что пятна излучают меньше радиации по сравнению с окружающими областями Солнца. Позже было определенно излучение выше среднего в областях факул.

  Длительное сопоставление  специальных карт солнечной активности, которые регулярно составляются  горной астрономической станцией  под Кисловодском, с метеорологическими данными показало, что вскоре после прохождения активных областей через центр солнечного диска в земной

атмосфере нередко  возникают сильные возмущения, ведущие  к образованию циклонов и антициклонов и резким изменением погоды. Есть также  основания предполагать, что активные явления на Солнце в какой-то мере влияют и на такие геофизические процессы, как извержения вулканов, землетрясения, колебания уровней морей и океанов, и даже на скорость суточного вращения нашей планеты. 

Совсем недавно, какую-нибудь сотню с небольшим лет назад, когда говорили о солнечной активности, то подразумевали солнечные пятна. Если даже не уходить в глубь веков, можно вспомните, что еще в Древней Руси сквозь дым лесных пожаров люди видели «темные пятна, аки гвозди». Они боялись этих пятен, считали их дурным предзнаменованием. Затем в начале XVII века Галилей впервые направил телескоп на Солнце и с тех пор начались более или менее регулярные наблюдения солнечных пятен. А с середины XIX столетия эти наблюдения ведутся ежедневно, если позволяет погода.

Солнечные пятна — это области на поверхности Солнца, которые темнее окружающей их фотосферы, так как в них сильное магнитное поле подавляет конвекцию плазмы и снижает её температуру примерно на 2000 градусов. Связь общей светимости Солнца с количеством пятен является предметом споров, начиная с первых наблюдений за числом и площадью солнечных пятен в XVII веке. Сейчас известно, что взаимосвязь существует — пятна, как правило, менее чем на 0,3 % уменьшают светимость Солнца и вместе с тем увеличивают светимость менее чем на 0,05 % путем образования факул и яркой сетки, связанной с магнитным полем. Влияние на солнечную светимость магнитно-активных областей не было подтверждено вплоть до первых наблюдений с ИСЗ в 1980-х годах. Орбитальные обсерватории «Нимбус 7», запущенная 25 октября 1978 года, и «Солнечный максимум», запущенная 14 февраля 1980 года, определили, что благодаря ярким областям вокруг пятен, общий эффект заключается в увеличении яркости Солнца вместе с увеличением числа пятен. Согласно данным, полученным с солнечной обсерватории «SOHO» изменение СА соответствует также незначительному,  ~0.001 %, изменению диаметра Солнца.

  Количество солнечных  пятен характеризуется с помощью числа Вольфа, которое известно также как цюрихское число. Этот индекс использует комбинированное число пятен и число групп пятен, а также учитывает различия в наблюдательных приборах. Используя статистику числа солнечных пятен, наблюдения за которыми осуществлялось в течение сотен лет, и наблюдаемые взаимосвязи в последние десятилетия, производятся оценки светимости Солнца за весь исторический период. Также, наземные инструменты калибруются на основании сравнения с наблюдениями на высотных и космических обсерваториях, что позволяет уточнить старые данные. Другие достоверные данные, такие как наличие и количество радиоизотопов, происхождение которых обусловлено космическим излучением (космогенных), используются для определения магнитной активности и — с большой вероятностью — для определения солнечной активности.