Файл: Лабораторный практикум В. Ф. Говердовский, А. В. Дикинис.pdf

П о т о к и  плазмы, п о к и д а ю щ и е  с о л н е ч н у ю  корону, уносят с со­

б о й  и  магнитное  поле  Солнца,  которое  « з а м е ш а н о »   в  них.  П о ­
скольку си ло вы е л и н и и  регулярной с о с т а в л я ю щ е й  м е ж п ла не тн ог о 
магнитного поля и м е ю т  вид спиралей Архимеда, в окрестностях 
З е м л и  сказываются л и ш ь  те с и ло вы е линии, ко торые в ы хо дя т не 
из центра солнечного диска, а от его западного края, и  потоки вы- 
сокоэнергетичных  протонов  и   электронов  п р о н и к а ю т   к  Земле 
в о с н о в н о м  от в с пы ше к, р а с п о л о ж е н н ы х  в западной части диска 
С о л н ц а  (рис. 35).

Поток

корпускул

Рис. 35. Межпланетное магнитное поле по данным измерений отечественных и 

зарубежных космических аппаратов (реконструкция на 12 ноября 1960 г.)

П р я м ы е  измерения солнечного ветра и  магнитного поля в н е м  

показали, что у магнитного поля -  секторная структура: в од ни х 
секторах он о направлено от Солнца, в других -  к нему. Н а  п о д о б ­
н у ю  р е г у л я р н у ю  картину о б ы ч н о  н а к л ад ыв аю тс я ра зл ич ны е н е од­
нородности, ко то ры е пр оя вл яю тс я в о с н о в н о м  по м е ре удаления 
солнечной п л а з м ы   от С о л н ц а  как результат развития р а з л и ч н ы х  
видов п л аз ме нн ой неустойчивости. Здесь сказывается также п р о ­
х о ж д е н и е  у д а р н ы х  волн  и   набегание  более  быстрого  потока на 
ме дл е н н о  п р о т е к а ю щ и е  потоки.

106

Х а р а к т е р   излучения.  Солнечная атмосфера весьма неспокой­

на.  Б ы с т р о   м е н я ю щ и е с я ,   ак ти вн ые  образования,  в о з н и к а ю щ и е  
в р е м е н а м и   в  солнечной  атмосфере,  резко  отличаются  от  окру­
ж а ю щ и х  н е в о з м у щ е н н ы х  областей, свойства и  структура к о т о р ы х  
совсем и л и  по чт и совсем не м е н я ю т с я  со временем.

Со вокупность явлений, н а б л ю д а ю щ и х с я  в р а з л и ч н ы х  облас­

тях  С о л н ц а   (пятна,  факелы,  волокна,  в с п ы ш к и ,   протуберанцы, 
в о з м у щ е н н ы е  места к о р о н ы  и  др.)  принято  называть  солнечной 
ак ти вн ос ть ю.

В  фотосфере, х р о м о с ф е р е  и  короне проявления солнечной ак­

тивности весьма различны, но  все о н и  связаны о д н о й  п р и ч и н о й  -  
м а г н и т н ы м  полем, всегда п р и с у т с т в у ю щ и м  в а к т и в н ы х  областях. 

Со вокупность всех пр оя вл ен ий солнечной активности пе ри од ич е­
ски меняется: о с н о в н ы е  ц и к л ы  определяются как одиннадцатилет­

ний, двадцатидвухлетний и  вековой. Ис следования з е м н ы х  прояв­

ле н и й  солнечной активности о б н а р у ж и в а ю т  дв ад ца т и с е м и д н е в н ы й  
период, в о з н и к а ю щ и й  вследствие в р а щ е н и я  С о л н ц а  вокруг своей 
оси и  д в и ж е н и я  З е м л и  вокруг Солнца.

В  качестве м е р ы  солнечной активности ч а щ е  всего использу­

ю т  условное число Вольфа, пропор ци он ал ьн ое с у м м е  о б щ е г о  чис­
ла пятен/ и  удесятиренного числа и х  групп g, то есть

W = k ( f + I0 g ) , 

(5.1)

где W  -  число Вольфа; к - к о э ф ф и ц и е н т  пропорциональности, за­
в и с я щ и й  от р а з р е ш а ю щ е й  способности телескопа. Ч и с л о  В о л ь ф а  
х о р о ш о  коррелирует с то й ч а ст ью излучения Солнца, которая ока­
зывает определенное влияние на  з е м н ы е  п р о ц е с с ы  (например, су­
ще ст ве нн ое тепловое воздействие на в е р х н ю ю   атмосферу,  на ее 
ионизацию, на ак ти ви за ци ю ф о т о х и м и ч е с к и х  процессов и  образо­
вание н е к о т о р ы х  х и м и ч е с к и х  соединений, ко торые в н и ж н и х  сло­
ях а т м о с ф е р ы  практически не н а б л ю д а ю т с я  и  пр.). В о  вр ем я м и ­
н и м у м а  солнечной активности эти числа от дн я ко д н ю  м е н я ю т с я  

от 0 до  11, а во время м а к с и м у м а  -  от 40 до 190. П р и  совпадении 

м а к с и м у м о в  р а з л и ч н ы х  ци кл ов числа В о л ь ф а  резко увеличиваются 
и  п р е в ы ш а ю т  значение 200.

С у щ е с т в у ю т  и  другие критерии оценки солнечной активности.

107

С о л н ц е  н е п р е р ы в н о  испускает во все ст о р о н ы  отдельные п о р ­

ц и и  -  кв ан ты электромагнитного излучения, к а ж д ы й  из к о т о р ы х  

несет о п р е д е л е н н у ю  энергию.

Совокупность всех видов квантов, и с п у с к а е м ы х  Солнцем, н а ­

зывается  спектром  электромагнитного  излучения,  и л и   просто 

спектром Солнца.

К в а н т ы  о б л а д а ю т  не только р а з л и ч н ы м и  значениями энергии, 

н о  и  р а з н ы м и  д л и н а м и  в о лн X электромагнитного излучения, в за­
ви си мо ст и от значений к о т о р ы х  весь спектр С о л н ц а  (рис. 36) п р и ­
нято делить на ряд областей: гамма-лучи (А, <  10“5 мкм), рентгенов­
ское излучение 

(1 С Г 5 

м к м  < Х <  

1СГ2 

мкм), ультрафиолетовая радиа­

ц и я  (0,01 м к м  <  X  < 0,39 мкм), в и д и м ы й  свет (0,39 м к м  <  X < 0,76 
мкм), инфракрасная радиация (0,76 м к м  <  Х < 0,3 см) и  радиовол- 
новое излучение (X >  0,3 см).

С в ы ш е  99 %  солнечной энергии приходится на  участок спек­

тра, з а к л ю ч е н н ы й  м е ж д у  0,10 и  4,0 мкм, поэтому с о л н е ч н у ю  радиа­
ц и ю  иногда н а з ы в а ю т  коротковолновой (в отличие от инфракрасно­
го  длинноволнового излучения З е м л и  и  атмосферы,  с в ы ш е   99 %  

которой приходится на интервал д л и н  волн от Ъ-4 до 80-120 мкм).

О с н о в н а я  часть (более 95 % )  излучения С о л н ц а  приходится на 

область  так  называемого  оптического  диапазона  0,29-2,4  мкм, 
в к л ю ч а ю щ е г о   в и д и м о е   излучение  спектра  и л и   в и д и м ы й   свет

Тшп&рзгурз АЧТ,  X

03  0J2  15 

5Л 

в 

1000

Дтиы вопи, mmi

й

ой

н 

А

з 

4

$ 

&

ытутнт

.  | 

| 

8шшый

S

V 'Штиж*г?к>--  I 

I 

|

Рис. 36. Спектр Солнца

108

(0,39-0,76  мкм),  близкие  участки  ультрафиолетового  (0,29-0,39 

м к м )  и  инфракрасного (0,76-2,4 м к м )  излучений.

В и д и м о е  излучение С о л н ц а  подразделяется на семь цветов:

Цвет

Длина волны, мкм

Фиолетовый

0,390-0,455

Синий

0,455-0,485

Г олубой

0,485-0,505

Зеленый

0,505-0,575

Желтый

0,575-0,585

Оранжевый

0,585-0,620

Красный

0,620-0,760

Н а и б о л ь ш е й  интенсивности н е п р е р ы в н ы й  с о л н е ч н ы й  спектр 

достигает в сине-зеленой части, у  д л и н  в о лн X =  0,43-0,50 мкм.

Излучательная  способность  С о л н ц а   близка  к  излучательной 

способности аб со лю тн о черного тела с температурой около 6000 К.

В и д и м о е  и  ин фр ак ра сн ое излучения, п р и х о д я щ и е  к Зе мл е че­

рез атмосферу, характеризуются постоянством во в р е м е н и  и  чрез­
в ы ч а й н о  б о л ь ш о й  интенсивностью. Так, поток излучения в в и д и ­
м о й  области составляет 47 % ,  а в и н ф р а к р а с н о й  области -  45 %  
полного потока энергии, п о с т у п а ю щ е г о  от Солнца. О с т а л ь н ы е  8 %  
приходятся на  д о л ю  ультрафиолетового излучения, г л а в н ы м  обра­
зом, близкой его части.

Ин тенсивность  излучения  С о л н ц а  в  области  коротких  волн 

(диапазоны ультрафиолетового и  рентгеновского излучения) срав­
нительно м а л а  и  п о д в е р ж е н а  з н а ч и т е л ь н ы м  и з м е н е н и я м  во време­
ни, н о  ее влияние на свойства верхней а т м о с ф е р ы  З е м л и  (напри­

мер, на  состояние ионосферы, на д и н а м и ч е с к и й  р е ж и м  стратосфе­

р ы  и  н и ж н е й  мезосферы, на к о м п о н е н т ы  зонального ветра, на  со­

д е р ж а н и е  озона и  т. п.) чрезвычайно велика, а п р о б л е м а  изучения 
связей солнечной активности с пр оц ес са ми и  я в л е н и я м и  зе мн ой 
а т м о с ф е р ы  (проблема со лнечно-земных связей) е щ е  далеко не ре­
шена. В  частности, остается н е я с н ы м  м е х а н и з м  связи с солнечной 
ак тивностью  погодо-  и   к л и м а т о о б р а з у ю щ и х   процессов,  н а б л ю ­

д а е м ы х  в тропосфере и  стратосфере.

В   радиодиапазоне  (А =   1-20  см)  интенсивность  солнечного 

спектра значительно больше, ч е м  д о л ж н а  б ы т ь  у  тела с температу­

р о й  около 6000 К. У б ы в а н и е  интенсивности радиоспектра С о л н ц а  

с ро с т о м  д л и н ы  в о л н ы  в диапазоне м е т р о в ы х  волн пр ои сх од ит так­

109

же, как у  абсолютно черного тела, и м е ю щ е г о  температуру 1 ООО ООО К. 

Д р у г о й   ос обенностью  солнечного  радиоизлучения  является  его 

изменчивость, нестабильность, у в е л и ч и в а ю щ а я с я  с ро ст ом д л и н ы  

волны. П о д о б н ы м  свойством обладает и  рентгеновское излучение 

Солнца.

М е ж д у   солнечной  активностью  и   ра ди ои зл уч ен ие м  С о л н ц а  

в сантиметровом и  д е ц и м е т р о в о м  диапазонах спектра существует 

высокая корреляция.

П о л н а я  м о щ н о с т ь  солнечного  излучения,  называемая свети­

м о с т ь ю  Солнца, равна 3,9-1023 кВт. Со л н е ч н о е  излучение со всеми 

в о з м о ж н ы м и  д л и н а м и  в о лн создает энергетическую ос вещенность, 

величина которой оценивается в 1,4-103 кВт/м2.

Энергетической  светимостью  (или энергетической  о с в е щ е н ­

ностью, если энергия поступает от других тел) называется поверх­

ностная плотность лучистого потока,  определяемая количеством 

энергии излучаемой (или получаемой) те ло м через е д и н и ч н у ю  п о ­
верхность в  е д и н и ц у  в р е м е н и  во всех направлениях (в пределах 
полусферы).

Количество лучистой энергии Солнца, п р и х о д я щ е й  на  верх­

н ю ю  гр аницу а т м о с ф е р ы  (при ср еднем расстоянии З е м л и  от С о л н ­
ца),  принято  характеризовать  солнечной  по ст оя нн ой.  М е ж д у н а ­
родная ко ми сс ия по  ра ди ац ии рекомендует в качестве стандартно­

го значения солнечной постоянной ве ли чи ну

П р и  л ю б о м  д р у г о м  расстоянии поток энергии от С о л н ц а  о п ­

ределяется с о о т н о ш е н и е м

где г и  г0  -  соответственно реальное и среднее расстояние м е ж д у

З е мл ей и  Солнцем.

В  бо ль ши нс тв е ра йонов З е м л и  солнечная радиация посту­

пает не перпендикулярно к  е д и н и ч н о й  площадке, а п о д  н е к о т о р ы м  

у г л о м  /г®, н а з ы в а е м ы м  угловой вы со то й Солнца. Значение /г® на 
географической ш и р о т е  <р в момент, когда часовой угол С о л н ц а  

равен t@, определяется с о о т н о ш е н и е м

/0 =  1,37 кВ т/ м2.

(5.2)

(5.3)

110