Физическая энциклопедия Том 4 - Порохов А.М.
Скачать (прямая ссылка):
ф 38 Физическая энциклопедия, т. 4
(в окружающем пятно факеле) быстро становятся практически горизонтальными. Магн. поток центра антивности ср. размеров или большой группы пятен близок к 10й Мкс, сильно развитого пятна — к IOai Мкс.
Вынос маги, потока на поверхность наблюдается в виде небольших областей всплывающего потока. Весь процесс занимает от одного до неск. дней и происходит внутри или на периферии уже существующих активных областей лнбо на участках спокойного С. Область всплывающего потока биполярна н представляет собой систему протяжённых (до 30000 км) низких (высотой до 5000 км) арок. Самые малые нз таких образований, называемые эфемерными областями, примерно за суткн проявляются и исчезают; магн. поток каждой из них « 1030 Мис. На диске в течение суток может появляться до 100 таких эфемерных областей, по-видимому, проявляющихся в виде ярких рентг. точек; иаряду с центрами активности они вносят заметный вклад в общий магн. поток соответствующих крупномасштабных образований солнечной поверхности.
Фоновые поля невозмущёниого С. сосредоточены в отд. элементах с магн. потоками ^lOw Мкс. Поток преим. сосредоточен на границах ячеек хромосферной сетки. Магн. поток « 3*1017 Мне прн диаметре элемента 2000 км соответствует напряжённости поля 10 Э. Внутри ячеен также встречаются элементы поля, чаще, чем на границах сетки, имеющие биполярную структуру (т. е. типа эфемерных областей). Усиление поля на границах сеткн, по-видимому, связано с тем, что горизонтальные движения плаамы сгребают силовые линнн к границам супергранулиц. ячеек.
Все осн. явления, происходящие в активной области, обусловлены влиянием магн. поля на строекие солнечной атмосферы. Тан, уменьшение темп-ры пятен, вероятно, связано с тем, что вертииальное магн. поле затрудняет горизонтальные движения в конвективной ячейие. Поток энергии, переносимой конвекцией, при этом уменьшаемся, что н приводит здесь к нек-рому охлаждению вещества.
Арочные ,структуры в хромосфере, и особенно во виутр. короне, обусловлены тем, что нек-рые пучки силовых ладвий заполняются плазмой. При увеличении нагрева в вершине арки поток тепла из-за высокой теплопроводности короны очень быстро проходит вдоль силовых линий н значительно повышает темп-ру части хромосферного вещества блнз оснований арки. Это вещество расширяется вдоль силовых линий, заполняя всю арку. Соответствующий процесс «испарения» наблюдается прн импульсном выделении энергии в короие в начале вспышек. Лрн этом скорости оттекающего из хромосферних слоёв нагретого до T ~ 2-Ю7 К газа составляют 300—400 нм/с. Удариая волна с излучением, идущая вниз, формирует слой плотного газа с T — 8000—9000 К — источнин ннзнотемпературного свечения во вспышках.
Газодинамич. расширение короны в крупномасштабном квазндипольном поле С. приводит к формированию регулярного межпланетного магн. поля: поивлению двух противоположно направленных магн. потоков с тоновым слоем между ними. Рид факторов вызывает гофрировну этого тонового слоя. Пересечение Землёй илн космнч. аппаратом токового слоя объясняет наблюдаемое явление секторной струнтуры межпланетного маги. Поля (см. Солнечный ветер).
5. Излучение
Кол-во энергии, излучаемой с 1 ма поверхности С. в 1 с, равно 6,^8• IO7 Вт. На ср. расстоянии Земли от С. (1 а. е.) поток излучения С. a 1,37-103 Вт/ма (сцлнечная постоянная).
Развитие внеатмосферных методов наблюдений позволило изучить' спектр С. во .всём диапазоне эл.-магн. волн — от -у-диапазона до километровых радиоволн. Осн. номпонент солнечного излучения — яепре-
рывное тепловое излучение фотосферы. Его спеитр в первом приближении аналогичен спектру абсолютно чёрного тела с темп-рой ок. 6000 К (рис. 5). Это излучение простирается от 180 нм до 1 см, с максимумом ок. 450 нм. В нём заключена осн. часть энергии, излучаемой С. Поскольку темп-ра газа в фотосфере медленно
ктре присутствует ряд фраунгоферовых линий и молекулярных полос. Наблюдаются также неси, линий хромосферы (гелия, К = 1083,0 нм, пашеновские лннии водорода, линии магния, а также нек-рые корональные линии). Суммарный поток ИК-излучеиид с длиной волны % 0,8 мкм составляет более 30% всего потока
—Частоты, Га,
¦ш’8 10“ З-to17 IO173-Wje IOib 3-ш’5 JO15 3-tOK IOw -I-IO13 IO13 3-Ю12 IOt2 3-10п B1 3-Ю10 IOw 3-Ю9 IO9 З-Ю* IO8 3-10*
і в 'Iiiif-I руті—і, ітптг^—TTrrmrj—і ітшщ і тт ЗА 30 A . 30GA .ЗОООА Змкм ЗОмкм ЗМмкм JOA ШОА IOOOA J мкм 10 мкм 100 мкм Ii
,Длщыволн >
Змм Зсм 30 см Зм } см 10 см Im
Рис. 5. Спектр излучения Солнца. Непрерывные линия — результаты измерений, штриховые — распределение анергии в спектре абсолютно чёрного тела с температурой T» » 6000 К (или с Г = в IG4K и 10» К в ДВ-части спектра). Для волн длиннее 30 ики порядки величин потоков указаны отдельно (близ кривых).
убывает с высотой, на краях диапазона (ок. 200 нм и ок. 20—50 мкм) спектр излучения несколько более крутой, соответствующий темп-ре верх, фотосферы (ж 4500 К).
Солнечное излучение во всех диапазонах подвержено влиянию солнечной активности. В видимой и близкой ИК-областях спектра относит, изменения потока излучения с характерными временами порядка суток и месяцев составляют всего 0,1—0,3%. Такова же и общая амплитуда изменений в течение 11-летиего цикла. На излучение в др. диапазонах, вознииающее не в фотосфере, а в хромосфере и короне, активность влияет гораздо сильнее. Появляется перем, часть излучения, делящаяся на медленно изменяющуюся и вс пышечную составляющие. Излучение первой из них — дополнит, эмиссия, возникающая в активных областях. Вращение
