Солнце

Солнце
Общие сведения о Солнце
Масса
2∙1030 кг
Радиус
696 000 км
Средняя плотность
1 400 кг/м3
Среднее расстояние от Земли
149,6 млн. км
Период вращения (сидерический)
25,380 суток
Светимость
3,86∙1026 Вт
Видимая звездная величина
Спектральный класс
Эффективная температура
поверхности
Возраст
–26,75m
G2 V
5 780 К
около 5 млрд. лет
Солнечная постоянная
Спектр Солнца
• В видимой и инфракрасной областях спектр
электромагнитного излучения Солнца близок к
спектру излучения абсолютно черного тела с
T=6000 К.
• В видимой области спектра Солнца
интенсивны линии ионизованного кальция и
линии бальмеровской серии водорода:
Нα (6563 А), Нβ и Нγ. Фраунгоферовы линии.
 1 1 
1
 R  2  2  ; R  109677.59 см .
n
 n0 n 
1
• Около 9 % энергии в солнечном спектре приходится на
ультрафиолетовое излучение с длинами волн от 100 до 400 нм.
Остальная энергия разделена приблизительно поровну между
видимой (400–760 нм) и инфракрасной (760–5000 нм) областями
спектра.
• Солнечная корона излучает радиоволны как абсолютно черное
тело с температурой Т = 106 К.
• Через 10 минут после сильной солнечной вспышки
радиоизлучение Солнца возрастает в тысячи и даже миллионы
раз по сравнению с радиоизлучением спокойного Солнца; это
состояние длится от нескольких минут до нескольких часов.
• Плотность потока излучения Солнца в рентгеновской
• области (0,1–10 нм) весьма мала (~∙10–810–9 Вт/м2 при 1 а.е.) и
сильно меняется с изменением уровня солнечной активности.
Структура Солнца Наружная граница Т К
Ядро
0.25 R.
2∙107
Зона лучистого
переноса
0.8 R
107106
Конвективная зона
R
106104
Толщина слоя, км.
Фотосфера
300500
1044300
Хромосфера
2500
43001045∙104
Переходной слой
5∙104106
Корона
Строго определить размеры короны невозможно,
Она простирается далее орбиты Земли.
Не существует такой физической величины,
по значению которой можно
определить верхнюю границу короны.
Можно определить лишь границу гелиосферы
Корона
• Regular observations of solar eclipses and
prominences started with the eclipse of 1842.
• The first crude X-ray photograph of the Sun was
obtained by Friedman in 1963 from an Areobee
rocket on 1960 April 19.
• Longterm observations were faciliated with the
satellite series Orbiting Solar Observatory.
OSO1-OSO8, 1962-1975.
11 августа 1999 г.
Фотосфера
Видимая поверхность Солнца называется
фотосферой. Она обладает грануляцией и из нее
исходит имеющее непрерывный спектр электромагнитное излучение видимого спектрального диапазона, которое мы и называем солнечным излучением.
В слое толщиной 450 км Т меняется в диапазоне от
4500° К до 6400° К, увеличиваясь с глубиной.
Средняя температура фотосферы принимается
равной 6000° К. Среднее давление в этом слое
составляет около 0,1 атмосферы. В фотосфере
водород ионизирован очень слабо. Выше
фотосферы расположена хромосфера.
На границе фотосферы и хромосферы
находится слой толщиной около 500
километров, имеющий минимальную из всех
солнечных оболочек температуру: 4400° К. Он
называется обращающим слоем. Именно здесь
на фоне непрерывного спектра, излучаемого
фотосферой, образуются спектральные линии
поглощения, называемые фраунгоферовыми. Их
количество превышает тридцать тысяч и они
принадлежат более чем семидесяти химическим
элементам, присутствующим в солнечном
веществе.
Грануляция
Типичный диаметр
гранулы: 700-1500 км.
Расстояние между
центрами гранул ~1800км.
Горячая плазма поднимается из центра гранулы со
скоростью ~0,4 км/с, затем
растекается в стороны с
горизонтальной скоростью
Среднее
время
жизни
~0,25 км/с, после чего
гранулы ~8 мин.
опускается в промежутки
granule.mov
между гранулами со
скоростью ~0,1 км/с..
Supergranules
Границы супергранул проявляются в виде
яркой фотосферной сетки и заметно
выделяются в хромосфере местами
концентрации магнитных потоков.
Размеры ячеек супергранул ~30 000 км,
формы ячеек неправильные. Время
существования - 1-2 суток. На границах
супергранул наблюдаются нисходящие
потоки со скоростями 1-2 км/с. Радиальная
скорость в супергранулах 30 м/с, а
горизонтальная 260 м/с. Супергранулы были
открыты в 1954 Хартом на основе
доплеровского метода.
Фотосферное магнитное поле
состоит из маленьких элементов, находящихся
в постоянном движении.
Мелкомасштабные структуры образуют
крупномасштабные: 1) солнечные пятна,
2) активные области, 3) крупномасштабные
униполярные области, 4) супергнауляционные
поля, 5) эфемерные области.
Диаметр среднего пятна составляет
~0,1 радиуса Солнца.
Cпикулы
• Спикулы выбрасываются вдоль силовых
линий магнитного поля в окрестности границ
супергранул. Диаметр спикулы 500-1200 км.,
а высота достигает 11000 км. Время жизни 510 минут. После начального ускорения
скорость подъёма спикулы достигает 20-30
км/с и остаётся постоянной до её
исчезновения. Температура внутри спикулы
10000-20000 К, электронная плотность
• 3∙1010-3∙1011см-3.
Солнечные пятна
Основные элементы пятна: тень и полутень
Sunspots
Galileo (1600s) -- agreed with Сopernicus and was
one of the first scientists to systematically observe
and keep records of the Sun and sunspots.
He correctly identified sunspots as part of the Sun
and determined the Sun’s rotation.
Диаметр тени от 10 000 до 20000 км.
Плотность потока излучения в тени
существенно ниже, чем в фотосфере. Она
составляет ~5% и возрастает до 60% в
далёком ИК диапазоне. Яркость пятна не
является однородной. В пятне наблюдаются
яркие точки с диаметром менее 200 км.
Яркость этих точек сравнима с яркостью
фотосферы вне пятен. Эти точки движутся
вверх со скоростью 0,5 км/с. Время их жизни
~1500 c.
Тень окружена полутенью, состоящей из
светлых и темных радиальных волокон
длинной 5000-7000 км и шириной 300-400км.
Яркость светлого волокна 95% яркости
фотосферы, тогда как яркость темных полос
60 %. Яркие волокна состоят из цепочки
ярких зерен. Зерна формируются в полутени
и движутся в направлении пятна. Время их
жизни колеблется
от 40 мин до 3-х часов.Mov\spotzmS.MOV
Mov\hrmovS1.mov
Напряженность поля в тени однородно, в
центре пятна вертикально, напряженность
поля 2000-3000 Гс, может достигать 4000 Гс.
Магнитный поток большого пятна 1021Мкс.
Поток от группы пятен 2 1022Мкс.
Эффективная температура пятна 3700 К.
«Поверхность» пятна расположена на 300 км
ниже уровня фотосферы.
В 1843 г. Швабе после 20 лет
исследований обнаружил
периодичность численности
солнечных пятен
Бабочки Маундера
Числа Вольфа: W=K(10g+f)
Mov\MagMovie.avi
SOHO 11 лет службы
Дифференциальное вращение:
сидерический период составляет у
экватора 25суток, у полюсов 30 суток
Active Region
• Tricolor display
of active region
observed on
June 16, 1998.
Red represents
171 A, green
represents 195A
and blue
repesents the
284 A data
Moss on the
disk seen on
May 30, 1998
in 171
Angstroms.
Moss is the
bright porous
structure
seen in active
regions
Active region seen on May 19, 1998 in 171 A
Протуберанцы,
Вспышки,Solar Flares
X2.5 flare in NOAA10696; 1600Å.; on 10 November 2004.
X17.4 in AR10486, 04 Nov 2003, 1600Å.
Корональные выбросы масс,
Coronal Mass Ejection (CME)
This sequence of ultraviolet
images shows the the same
CME/flare event as seen in
the chromosphere.
The dark region at the center
of the activity is a sunspot.
Солнечный ветер
Быстрый ветер
Медленный
ветер
Быстрый ветер
Солнечный ветер
Корональные дыры
Ulysses observes irregular solar wind as
solar maximum approaches
Solar wind observations taken recently by Ulysses near
solar maximum differ greatly from earlier data. During solar
minimum, Ulysses sampled fast and slow solar wind and
encountered a persistent corotating interaction region (CIR)
on each solar rotation. In contrast, as Ulysses now climbs
to mid-latitudes in its second orbit, it observes highly
irregular solar wind that is much less periodic, and without
entries thus far into fast
solar wind. Recent data include more coronal mass
ejections (CMEs) than earlier data, as well as numerous
shocks associated with CMEs and CIRs. The mid-latitude
solarwind structure is increasingly complex as solar
activity increases and the Sun is dominated by coronal
streamers, small-scale coronal holes, and frequent CMEs.
Comparison of Ulysses' solar wind speed from March
1996 to February 2000 with five SOHO/LASCO C2
coronagraph images. Vertical lines at the bottom
indicate CMEs.
Structure of the boundary between the
fast and slow solar winds
Solar Energetic Particles: Multiple injections
of particles from CMEs produce elevated
minimum fluxes at 5 AU during 1998
Daily averaged fluxes of (a)
1.8-2.4 MeV and (b) 7.910.7 MeV protons observed
by WIND (thin traces) and
(a) 1.8-3.8 MeV and (b) 8.019.0 MeV protons observed
by Ulysses (thick traces)
during 1997-1998. Wind
fluxes are scaled up by two
orders of magnitude.
Asymmetric Solar Magnetic Field
Displacement of the Sun’s
magnetic equator implies that
magnetic flux from the sun's
north hemisphere occupies a
larger volume than the equal
flux from the southern
hemisphere. (Smith et al., Ap.
J., 533,1084, 2000)
As Ulysses progressed from the south to the north
solar pole in 1994-95, there was an asymmetry in
the intensities of galactic and anomalous cosmic
rays with a minimum at 10° south latitude.
Секторная структура ММП
Trend.ppt
Вояджер на расстоянии 90 а.е.
Солнце и межзвездная среда
Солнце вместе с планетами
движется относительно
межзвездного газа совсем
не так, как оно движется
относительно сотни
ближайших звезд. Разница
в направлении движения
около 45° . a225o, b15o.
NH=0.06, NHe=0.018 sm-3
Солнце движется со скоростью 20 км/с в
направлении к границе созвездий Лиры и
Геркулеса. Эта точка называется апексом движения
Солнца, ее координаты α ≈ 18h, δ ≈ +30°.
Heliosphere
ОСНОВНЫЕ ПРОБЛЕМЫ ФОРМИРОВАНИЯ
СОЛНЕЧНОЙ СИСТЕМЫ
•
•
•
•
•
•
•
•
•
•
1. Происхождение Солнца
2.Происхождение планет, их
спутников и комет.
3. Источник энергии Солнца.
4. Природа магнитных полей.
5. Механизмы нагрева короны.
6.Механизмы формирования
солнечного ветра.
7. Проблема момента
1.1 Конденсация;
1.2 Распад проматерии (Амбарцумян).
2.1 Протопланетное облако, облако Оорта.
Угловой момент.
3.1 Термоядерный синтез? Нейтрино.
4.1 Гидромагнитное динамо.
5.1 Аннигиляция магнитного поля.
5.2 Волновые процессы.
5.3 Потоки энергичных частиц.
5.4 Сжатие плазмы магнитным полем.
6.1 Градиент давления; Паркер.
6.2 Волновые процессы.
6.3 Магнитосферы СМЕ;
центробежные силы.
The
Transition
Region
and
Coronal
Explorer
(TRACE)
Запущен
в апреле
1998 г.
One of the first
light images
taken on April
22, 1998 in
195 A
Quiet Sun
on June
10, 1998
seen in
171 A
Loops
Viewed
on April 25,
1998,
seen in 171 A
The Transition Region and Coronal Explorer (TRACE)
1.Mov\BastilleC.mov
2.Mov\BastilleSlinky.mov
3. Did TRACE see something moving faster than 3500 km/s?
4. This sequence of ultraviolet images shows the the same
CME/flare event as seen in the chromosphere.
5. A flare at the solar limb in a chromospheric line La (1216 A)
6. 10 February 2000, in its 171Å. The field of view is 109,000 km
7. Coronal rain, Coronal rain on in 195Å on 30 June 2000
8. Coronal rain over AR9454, 22 May 2001, in 1216Å
9. Tornadoes and fountains in a filament on 2 Aug. 2000
10. Prominence 27 November 1999, in its 171Å
11...\L14\A\эруптивный протуберанец на Солнце.htm
12. Apr21_2002.mpeg
• Регрессионная модель солнечного ветра//
Геомагнетизм и Аэрономия. т. 42. № 4. 2002.
• Спектральные оценки вариаций межпланетного
магнитного поля// Геомагнетизм и Аэрономия. т.
43. № 4. 2003 .с. 453-460
• Тренды и секторная структура межпланетного
магнитного поля
• // Геомагнетизм и Аэрономия. т. 46. № 3. 2006 .
• Анизотропия и полимодальность распределения
флуктуаций межпланетного магнитного поля //
Геомагнетизм и Аэрономия. т. 47. № 1. 2007
• Спираль tail4.bmp
• A2\Aurigae_AB_300.jpg