Астраномия ПСО-2-20.rtf 7. Солнце и звезды

• Название: Солнце и звезды
• Дата: 16.04.2022
• Размер: 54.09 Kb.
• Имя файла: Астраномия ПСО-2-20.rtf 7.docx
• Тип: Реферат; #478051

Экономический колледж при ПГУ

Реферат по астрономии на тему «Солнце и звезды»

Работу выполнял: Прушинский Кирилл ПСО 2-20

Группа: ПСА2-20

Преподаватель: Воеводкин Николай Юрьевич

План:

1. 
   Общие сведения о Солнце
   

1. 
   вид в телескоп, вращение, размеры, масса, светимость, температура Солнца и состояние вещества на нем, химический состав.
   

2. 
   Строение атмосферы Солнца
   

1. 
   фотосфера, хромосфера, солнечная корона, солнечная активность.
   

3. 
   Источники энергии и внутреннее строение Солнца.
   

1. 
   протон - протонный цикл, понятие о моделях внутреннего строения Солнца.
   

4. 
   Солнце и жизнь Земли
   

1. 
   перспективы использования солнечной энергии, коротковолновое излучение, радиоизлучение, корпускулярное излучение, проблема «Солнце – Земля».
   

1. 
   Общие сведения о Солнце.
   

Вид Солнца в телескоп. Наблюдения Солнца требуют большой    осторожности. Нельзя смотреть  на Солнце, не защитив глаза очень плотным (темным) свето-фильтром!  Но   даже  со  светофильтром  не рекомендуется смотреть  на Солнце в школьный телескоп. Лучше устано­вить на окулярном конце телескопа экран с листом белой бумаги и рассматривать изображение Солнца на экране. Это позволит увидеть на Солнце темные пятна (солнечные пятна) и светлые участки (факелы),   которые замет­нее вокруг пятен вблизи края солнечного диска. На совре­менных  обсерваториях для  наблюдения  Солнца применяют телескопы специальных конструкций — солнечные телескопы. Таким телескопом   оснащена,    например, Крымская астрофизическая обсерватория.

Вращение Солнца. Если сравнить несколько последо­вательных фотографий Солнца, то можно заметить, как ме­няется положение всех пятен на диске. Это происходит из-за вращения Солнца. Солнце вращается не как твердое тело. Пятна, находящиеся вблизи экватора Солнца, опере­жают пятна, расположенные в средних широтах. Следова­тельно, скорости вращения разных слоев Солнца различны. Экваториальные области делают один оборот вокруг оси Солнца за 25 земных суток, а области вблизи полюсов Солнца — примерно за 30 суток. Линейная скорость враще­ния на экваторе Солнца составляет 2 км/с. Наблюдения по­казывают, что все пятна перемещаются от восточного края к западному. Следовательно, Солнце вращается вокруг своей оси в направлении движения планет вокруг него.

 

Размеры, масса и светимость Солнца. Радиус Солнца в 109 раз, а объем примерно в 1 300 000 раз больше соот­ветственно радиуса и объема Земли. Велика и масса Солнца. Она примерно в 330 000 раз больше массы Земли и почти в 750 раз больше суммарной массы движущихся вокруг него планет.

Энергия, получаемая Землей от Солнца, характеризуется солнечной постоянной. Солнечной постоянной называется величина, определяемая полной энергией, кото­рая падает в 1 с на площадку1 м², расположенную перпен­дикулярно солнечным лучам вне земной атмосферы на сред­нем расстоянии Земли от Солнца.

Для измерения солнечной постоянной на высокогорных станциях определяют количество теплоты, которое получает вода, налитая в специальные сосуды, от зачерненного метал­лического диска, нагреваемого солнечными лучами. В ре­зультате тщательных измерений, выполненных с учетом по­глощения видимого, инфракрасного и ультрафиолетового из­лучения в земной атмосфере, нашли, что солнечная посто­янная равна 1400 Вт/м² (более точное значение несколько меньше). Измерения солнечной постоянной проводились на протя­жении многих лет. Оказалось, что значение солнечной по­стоянной практически не меняется. Значит, полная энергия, излучаемая Солнцем в единицу времени, постоянна. Если умножить солнечную постоянную на площадь сферы, радиус которой равен среднему расстоянию Земли от Солнца, то получится общая энергия, излучаемая Солнцем в единицу времени - это светимость Солнца (или мощность его излучения): ≈ 4 • 10²⁶ Вт.

Температура Солнца и состояние вещества на Солнце. Чтобы выяснить, в каком состоянии находится ве­щество на Солнце, необходимо прежде всего знать температуру Солнца. Существуют различные способы определения температуры Солнца, все они основаны на физических зако­нах, открытых на Земле и действующих во всей доступ­ной наблюдениям части Вселенной. Один из способов опре­деления температуры Солнца заключается в следующем. Мы знаем светимость Солнца . Известен и радиус Солнца , а следовательно, и площадь видимой поверхности Солнца  . Зная это, вычислим энергию, излучаемую единицей площади поверхности Солнца в единицу времени, ε. Оче­видно, что



С другой стороны, энергия, излучаемая в единицу вре­мени с единицы поверхности, пропорциональна четвертой степени абсолютной температуры:

                                                                                                                                                                      

(закон Стефана — Больцмана), где σ — коэффициент пропор­циональности, равный 5,67•10^-8  Вт/(м²•К⁴).

Из формул и следует, что

 

,                                                                                                              

.                                                                                                              

Подставляя числовые значения входящих в формулу величин, находим: Т≈6000 К. Полученную таким ме­тодом температуру называют эффективной температурой.

Мы применили закон Стефана — Больцмана, считая, что Солнце излучает как некоторое идеальное (его называют черным) тело, хотя на самом деле это не совсем так. Абсолютно черное тело — это идеальный поглотитель излу­чения (оно полностью поглощает весь падающий на него поток излучения) и идеальный излучатель (оно излучает в диапазоне всех длин волн). Все реальные тела, излучающие энергию, включая Солнце и другие звезды, лишь с опреде­ленной степенью точности можно принимать за абсолютно черные тела. Исследование свойств вещества, из которого состоят видимые наружные слои Солнца, показывает, что это вещество действительно очень хорошо поглощает из­лучение.

При температуре 6000 К вещество находится на Солнце в газообразном состоянии, причем атомы некоторых химиче­ских элементов ионизованы. С глубиной температура растет (достигает в центре Солнца 1,5 • 10⁷ К), а вместе с тем уве­личивается число ионизованных атомов. Поэтому основное состояние, в котором находится вещество на Солнце, — это плазма,   а Солнце — это раскаленный плазменный шар.

 

Химический состав Солнца. Даже в прошлом веке некоторые ученые считали, что мы никогда не узнаем, из чего состоит Солнце. Однако применение спектрального ана­лиза к исследованию Солнца опровергло такое предположе­ние. Спектр Солнца — это непрерывный спектр, пе­ресеченный множеством узких темных линий поглощения (называемых фраунгоферовыми линиями, по имени немецкого оптика Й. Фраунгофера (1787—1826), впервые наблюдавшего и зарисовавшего их в1814 г.).

Отождествление линий в спектре Солнца с линиями в спектрах химических элементов, изучаемых в лабораторных условиях, позволяет определить состав атмосферы Солнца. На Солнце обнаружено более 70 химических элементов. Ни­каких «неземных» элементов Солнце не содержит. Самые распространенные элементы на Солнце — водород (около 70% всей массы Солнца) и  гелий (более 28%). Гелий («солнечный газ») был впервые открыт на Солнце и только почти через 30 лет — на Земле.

2. 
   Строение атмосферы Солнца.
   

Фотосфера. Доступная непосредственному наблюдению светящаяся «поверхность» Солнца называется фото­сферой. Никакой «поверхности» в обычном смысле этого слова Солнце, конечно, не имеет. На самом деле фото­сфера представляет собой нижний слой солнечной атмо­сферы, толщина которого 300—400 км. Именно она излу­чает практически всю приходящую к нам солнечную энер­гию, так как из-за непрозрачности вещества фотосферы сол­нечное излучение из более глубоких слоев Солнца к нам уже не доходит и их увидеть невозможно. Плотность фото­сферы не превышает порядка 10^-4 кг/м³, а число атомов преобладающего в фотосфере водорода — порядка 10¹⁷ в объ­еме 1 см³. Температура в фотосфере растет с глубиной, в среднем она близка к 6000 К. Гранулы ярче и, следовательно, горячее, чем окружающие его участки фотосферы. Размеры гранул неоди­наковы и составляют в среднем несколько сотен километ­ров. Время существования отдельных гранул — около 8 мин. Непрерывно появляющиеся и исчезающие гранулы свиде­тельствуют о том, что вещество, из которого состоит фото­сфера, находится в движении. Один из видов движений в фотосфере и под фотосферных слоях — вертикальный подъем и опускание вещества. Такое колебательное движение свя­зано с конвекцией: начиная с некоторой глубины (примерно 0,3 радиуса Солнца) вещество на Солнце перемешивается, подобно воде в сосуде, подогреваемой снизу. Гранулы — это верхушки конвективных потоков, проникающих в фото­сферу. Гранулы всегда наблюдаются на всей поверхности Солнца, которую иногда сравнивают с кипящей рисовой ка­шей. Другие детали фотосферы (пятна, факелы) появляются лишь время от» времени.

Еще задолго до изобретения телескопа люди замечали на неярком заходящем Солнце или на Солнце, видимом ск­возь легкие облака, темные пятна. Прежде не только не знали, что представляют собой пятна, но и не допускали мысли о том, что пятна находятся на Солнце. Лишь теперь, спустя три с половиной столетия с тех пор, как Гали­лей доказал, что пятна — это реальные образования на по­верхности Солнца, начинает выясняться их физическая при­рода.

Солнечные пятна значительно крупнее гранул. Диаметры наибольших пятен достигают десятков тысяч километров. Пятна — непостоянные, изменчивые детали фотосферы, су­ществующие от нескольких дней до нескольких месяцев. Иногда на Солнце не бывает пятен совсем, а иногда одно­временно наблюдаются десятки крупных пятен. Многолетние наблюдения пятнообразовательной деятельности Солнца по­казали, что имеются циклические колебания числа пятен. Средняя продолжительность цикла составляет примерно 11 лет.

Центральная часть пятна — ядро (или тень) — ок­ружена волокнистой полутенью. Вблизи края солнечного диска круглое пятно видно как эллиптиче­ское, а совсем близко от края диска — как узкая полоска полутени. Это можно объяснить тем, что пятно представ­ляет собой коническую воронку, глубина которой примерно 300—400 км. Пятна кажутся темными лишь по контрасту с фотосферой. На самом деле температура ядра (самой холод­ной части пятна) около 4300 К, т. е. выше температуры электрической дуги, на которую, как известно, невозможно смотреть без защитных очков. Линии в спектре пятен за­метно расщеплены. Это явление объясняется тем, что веще­ство пятен подвержено действию сильных магнитных полей. Обычно пятна наблюдаются группами. Пятно в группе, которое располагается первым по направлению вра­щения Солнца, называется головным, последнее пятно в группе — хвостовым. Головные и хвостовые пятна имеют противоположную полярность, например головные — северный магнитный полюс, а хвостовые — южный, т. е. в целом группа пятен напоминает гигантский магнит. Магнит­ное поле пятен в тысячи раз превосходит общее магнитное поле Солнца. Поэтому солнечные пятна подобны «магнит­ным островам» в фотосфере Солнца. Замечательно, что в со­седних 11-летних циклах группы пятен изменяют свою полярность. Например, если в данном 11-летнем цикле все го­ловные пятна групп в северном полушарии Солнца имели северный магнитный полюс, то в следующем цикле север­ный магнитный полюс будет у хвостовых пятен.

Магнитное поле пятен — одна из наиболее важных ха­рактеристик. Именно с магнитным полем связана и причина появления солнечных пятен. Дело в том, что сильное маг­нитное поле способно замедлить конвекцию плазмы. В ме­стах, где конвекция замедлена, на поверхность поступает меньше энергии, там образуются более холодные и темные участки фотосферы — солнечные пятна.

Фотосферные факелы — детали более светлые (а значит, и более горячие), чем фотосфера. Если группа пятен нахо­дится вблизи края солнечного диска, то вокруг нее обычно видно множество факелов — факельное поле. Факелы возни­кают незадолго до появления солнечных пятен и суще­ствуют в среднем в три раза дольше пятен. В местах, где наблюдаются факелы, на поверхность Солнца выносится бо­лее горячее вещество, чем в других участках фотосферы. Это связано с местным усилением конвекции в под фотосферных слоях.

Хромосфера. В моменты полных солнечных затмений хорошо видны внешние области атмосферы Солнца — хромосфера   (розового  цвета) и  серебристо-жемчужная корона. Яркость хромосферы и короны во много раз меньше яркости фотосферы. Из-за рассеяния солнечного света в земной атмосфере эти слабосветящиеся внешние обо­лочки не удается видеть вне затмения без специальных при­способлений.

Хромосфера простирается до высоты 10—14 тыс. км. В ее самых нижних слоях температура около 5000 К, а затем, по мере подъема над фотосферой, она начинает постепен­но расти, достигая в верхних слоях атмосферы (2•10⁴— 5•10⁴) К. Внезатмения хромосферу можно наблюдать, если выде­лить очень узкий участок спектра и получить изображение Солнца в монохроматическом свете, длина волны которого соответствует какой-нибудь одной спектральной линии, на­пример, водородной  линии Н_α. Тогда можно увидеть, что хромосфера состоит из темных и светлых узелков, образую­щих сетку. Размеры ячеек хромосферной сетки значительно превосходят размеры гранул фотосферы, достигая 30 — 50 тыс. км. Яркость хромосферы неодинакова. Наиболее яр­кие ее участки (хромосферные факелы) располо­жены над фотосферными факелами и пятнами.

В хромосфере наблюдаются самые мощные и быстро раз­вивающиеся процессы, называемые вспышками. В ходе развития вспышки сначала увеличивается яркость не­большого участка хромосферы, но затем становится яркой область, охватывающая десятки миллиардов квадратных ки­лометров. Слабые вспышки исчезают через 5—10 мин, а самые мощные продолжаются несколько часов. Не­большие вспышки происходят на Солнце по нескольку раз в сутки, мощные наблюдаются значительно реже. Обычно вспышки появляются над пятнами, особенно над теми, ко­торые  быстро  изменяются. По характеру явления (стремительность развития, огромное энерговыделение — до 10²⁵— 10²⁶ Дж) вспышки представляют собой взрывные процессы, при которых освобождается энергия магнитного поля сол­нечных пятен. Вспышки сопровождаются мощным ультра­фиолетовым, рентгеновским и радиоизлучением. В межпла­нетное пространство выбрасываются электрически заряжен­ные частицы   (корпускулы).

На краю солнечного диска хорошо видны проту­беранцы — гигантские яркие выступы или арки, как бы опирающиеся на хромосферу и врывающиеся в солнечную корону. Спокойные протуберанцы существуют несколько недель и даже месяцев. Вещество протуберанцев поглощает и рассеивает идущее снизу излучение, а потому, проецируясь на яркий диск Солнца, протуберанцы выглядят как темные волокна. В отличие от спокойных протуберан­цев, часто наблюдаются протуберанцы, для которых харак­терны очень быстрые движения и выбросы веществ в ко­рону.

Солнечная корона. Внутренние области короны, удаленные от фотосферы на расстояние до одного радиуса Солнца, можно наблюдать не только во время солнечных затмений, но и вне затмения с помощью коронографа — специального телескопа, в фокусе объектива ко­торого ставится зачерненный диск («искусственная Луна»). Коронографы устанавливают в горах на высоте не ниже 2000 м над уровнем моря, где солнечное излучение значи­тельно меньше рассеивается земной атмосферой.

Форма короны не остается постоянной. В годы, когда  на   поверхности   Солнца   много   пятен,   корона   почти круглая. Когда же пятен мало, корона сильно вытянута в плоскости экватора Солнца. Корона неоднородна: в ней на­блюдаются лучи, дуги, отдельные сгущения вещества, полярные «щеточки» (короткие прямые лучи, наблюдаемые у полюсов) и т. д. Детали короны неразрывно связаны с пят­нами и факелами, а также с явлениями, происходящими в хромосфере. Все детали короны вращаются с той же угло­вой скоростью, что и расположенные под ними участки фо­тосферы.

Как далеко простирается корона? По фотографиям, по­лученным во время затмений, корону удается проследить на расстоянии до нескольких солнечных радиусов от края Солнца. Отдельные выбросы солнечной плазмы, которые как бы входят в состав сверхкороны Солнца, достигают земной орбиты. Сверхкорона была открыта радиоастрономи­ческими методами. Огромная протяженность короны объяс­няется большими скоростями входящих в нее частиц, а значит, и высокой температурой короны. Этот вывод подтверж­дает исследование спектра короны. Ряд линий в спектре короны оставался загадочным вплоть до 40-х гг. Оказалось, что эти линии принадлежат многократно ионизованным ато­мам хорошо известных на Земле элементов, например ато­мам железа, лишенным 13 электронов. Такая высокая иони­зация в очень разреженном веществе короны возможна при температуре не менее 10⁶ К. Следовательно, наблюдая ко­рону, можно изучать в космической лаборатории высоко­температурную разреженную плазму в естественных условиях.

Поскольку средняя температура фотосферы около 6000 К, то она своим излучением не может нагреть солнеч­ную корону до более высокой температуры. Согласно одной из гипотез, конвективные движения газа внутри Солнца соз­дают сжатия и разрежения (волны), которые переносят энергию из внутренних слоев Солнца в его атмосферу. Энергия волнового движения нагревает вещество хромосферы и короны. Разреженный газ хромосферы и короны излучает мало и, получая большой приток энергии снизу, сильно нагревается.

Солнечная активность. Комплекс нестационарных образований в атмосфере Солнца (пятна, факелы, про­туберанцы, вспышки и др.) называется солнечной актив­ностью. Так, солнечные пятна всегда связаны с фотосферными факелами, вспышки и протуберанцы в большинстве случаев образуются над «возмущенной» фотосферой и т. д. Области на Солнце, где наблюдаются пятна, факелы, вспышки, протуберанцы и другие проявления солнечной активности, называются активными областями (или центрами активности). Как мы видели, центры активности, зарождаясь на некоторой глубине под фотосферой, простираются далеко в солнечную корону. Связующее звено между различными ярусами центров активности — магнит­ное поле.

Не только появление пятен, но и солнечная активность в целом имеет 11-летнюю цикличность. В годы максимума солнечной активности на Солнце много центров активности (возмущенное Солнце). В годы минимума центров ак­тивности мало (спокойное Солнце). Необычным был максимум предыдущего (22-го) цикла солнечной активности. Он отличался высокой активностью (в частности, большим числом пятен) и продолжительностью (растянутостью на несколь­ко лет — примерно с 1989 по1992 г.).

3. 
   Источники энергии и внутреннее строение Солнца.
   

Протон-протонный цикл — совокупность термоядерных реакций, в ходе которых водород превращается в гелий в звездах, находящихся главной звездной деятельности; основная альтернатива CNO-циклу. Протон-протонный цикл доминирует в звёздах с массой порядка массы Солнца или меньше, на него приходится до 98 % выделяемой энергии^].

Цикл принято делить на три основных цепочки: ppI, ppII, ppIII. Существенный вклад в энерговыделение вносят только первые две. Оставшиеся превращения существенны только при точном подсчёте количества высокоэнергичных нейтрино.

Внутреннее строение Солнца. Основываясь на дан­ных о массе, светимости, радиусе Солнца, на физических законах (которые благодаря своей универсальности приме­нимы не только на Земле, но и в условиях других небесных тел), можно получить данные о давлении, плотности, темпе­ратуре и химическом составе на разных расстояниях от цен­тра Солнца. Первые три параметра (давление, плотность, температура) возрастают с глубиной, достигая максималь­ных значений в центре Солнца. Химический состав Солнца тоже не остается одинаковым на разных глубинах: водород всюду на Солнце оказывается самым распространенным эле­ментом, но процентное содержание водорода меньше все­го в центре и больше всего в фотосфере Солнца и его атмо­сфере.

Согласно современным данным, термоядерные реакции происходят только в центральных областях Солнца, прости­рающихся не далее 0,3 радиуса от его центра. Ближе к по­верхности, где температура значительно меньше, чем около центра Солнца, источников энергии нет. Значит, энергия, выделяющаяся в результате термоядерного синтеза, должна быть передана наружу через огромную толщу раскаленной плазмы. От 0,3 до 0,7 радиуса Солнца (считая от центра) энергия передается излучением от слоя к слою. При этом слои не меняются своими местами, а энергия, излучен­ная нижним слоем, поглощается верхним и затем переизлу­чается им и т. д. Происходит очень медленное, длящееся не менее миллиона лет «просачивание» излучения от центра Солнца к поверхности. Каждый последующий слой излучает кванты меньшей энергии, чем предыдущий. Поэтому хотя в центральных областях Солнца вырабатываются гамма-кванты, но далее они последовательно превращаются в кванты рентгеновского излучения, затем ультрафиолетового и, наконец, вблизи поверхности, в кванты видимого излуче­ния. Примерно на расстоянии 0,3 радиуса Солнца от его по­верхности основным процессом переноса энергии из глубины наружу становится, как вы уже знаете, конвекция. Конвективная зона простирается до фотосферы, и о проис­ходящей в под фотосферных слоях конвекции свидетель­ствует грануляция на поверхности Солнца.

Равновесие Солнца обеспечивается тем, что силы тяго­тения,   стремящиеся   сжать   газовый   шар,   уравновешиваются   силами   внутреннего   газового   давления.   Исходя   из этого, оценим давление и температуру в центре Солнца.

Выделим внутри Солнца столбик с площадью основания S и высотой h= . Сила газового давления (F) вблизи цен­тра уравновешивается весом столбика вещества, т.е. F = Р. Вес рассматриваемого вещества можно рассчитать по его массе: Р=mg, а поскольку т=ρV= ρS , то

Р =ρS g. 

Принимая с целью упрощения расчетов  и вычисляя g из закона всемирного тяготения при r= /2, полу­чим

 

.                                                                                               

Так   как   давление   есть   то   давление   вцентре Солнца можно оценить по формуле:

 

.                                                                                                             

 

Откуда р_ц= 1,1• 10¹⁵ Па. Более строгие вычисления дают р_ц= 2 • 10¹⁶ Па.

Плотность в центре Солнца на самом деле не равна сред­ней плотности, а на   порядок  выше   ее,   т. е.   ρ_ц    (так как   = 1,4 • 10³ кг/м³, то ρ_ц = 1,4 • 10⁴ кг/м³!).

Несмотря на огромную плотность вещества, даже в цен­тре Солнца расстояния между частицами велики по сравне­нию с размерами частиц. Но в таком случае к веществу в центре Солнца применимо уравнение Менделеева — Клапей­рона:

,

 

где ρ — давление газа; R = 8,31 Дж/(моль•К) — универсаль­ная газовая постоянная; М, Т и ρ — соответственно моляр­ная масса, абсолютная температура и плотность газа. От­сюда



 

и получаем формулу для приближенного вычисления темпе­ратуры в центре Солнца:

 

                                                                                                                    

 

Аналогичные рассуждения позволяют сделать оценки  р и Т не только для центра Солнца, но и, например, для глу­бины, равной половине радиуса ( /2). В принципе можно вычислить р, Т и ρ на любой глубине и получить распреде­ления этих параметров с глубиной: р = p(r), T = Т(r) и ρ = ρ(r). Совокупность этих функций (их можно представить в виде формул, таблиц или графиков) образует модель внутреннего строения Солнца. Астрономы пытаются строить мо­дели, максимально приближенные к реальности. Они сводят к минимуму упрощающие допущения; учитывают изменение химического состава с глубиной и то, как на Солнце выра­батывается энергия и каким образом осуществляется ее пе­ренос; используют самые современные методы вычисления. И все-таки в результате получается не копия внутреннего строения Солнца (или других звезд), а скорее «контуры», позволяющие постичь главное, отвлекаясь от второстепен­ного, несущественного.

4. 
   Солнце и жизнь Земли.
   

 Перспективы   использования   солнечной   энергии.   Из всей   энергии,   излучаемой Солнцем в межпланетное про­странство, примерно  одна двухмиллиардная часть достигает границы земной атмосферы. Около трети энергии солнечного излучения, падающего на Землю, отражается ею и рассеива­ется в межпланетном пространстве. Много солнечной энер­гии идет на нагревание земной атмосферы, океанов и суши.

В настоящее время в народном хозяйстве достаточно ча­сто используется солнечная энергия — гелиотехнические установки (различные типы солнечных теплиц, парников, опреснителей, водонагревателей, сушилок). Солнечные лучи, собранные в фокусе вогнутого зеркала, плавят самые туго­плавкие металлы. Ведутся работы по созданию солнечных электростанций, по использованию солнечной энергии для отопления домов и т. д. Практическое применение находят полупроводниковые солнечные батареи, позволяющие непо­средственно превращать солнечную энергию в электрическую. Наряду с химическими источниками тока солнечные батареи используются, например, в качестве источников электропита­ния на искусственных спутниках Земли и космических комп­лексах. Все это — лишь первые успехи гелиотехники, исполь­зующей самую экологически чистую энергию.

Коротковолновое излучение Солнца. Ультрафиолето­вое и рентгеновское излучения исходят в основном от верх­них слоев хромосферы и короны. Это установили, запуская ракеты с приборами во время солнечных затмений. Очень горячая солнечная атмосфера всегда испускает невидимое коротковолновое излучение, но особенно мощным оно бы­вает в годы максимума солнечной активности. В это время ультрафиолетовое излучение возрастает примерно в два раза, а рентгеновское — в десятки и сотни раз по сравнению с излучением в годы минимума. Интенсивность коротковолно­вого излучения изменяется изо дня в день, резко возрастая, когда на Солнце происходят вспышки.

Ультрафиолетовое и рентгеновское излучения частично ионизуют слои земной атмосферы, образуя на высотах 200 — 500 км от поверхности Земли ионосферу. Ионосфера играет важную роль в осуществлении дальней радиосвязи: радиоволны, идущие от радиопередатчика, прежде чем до­стичь антенны приемника, многократно отражаются от ио­носферы и поверхности Земли. Состояние ионосферы меня­ется в зависимости от условий освещения ее Солнцем и от происходящих на нем явлений. Поэтому для обеспечения устойчивой радиосвязи приходится учитывать время суток, время года и состояние солнечной активности. После наибо­лее мощных вспышек на Солнце число ионизованных ато­мов в ионосфере возрастает, и радиоволны частично или полностью поглощаются ею. Это приводит к ухудшению и даже к временному прекращению радиосвязи.

Особое внимание ученые уделяют исследованию озонового слоя в земной атмосфере. Озон образуется в результате фотохимических реакций (поглощение света молекулами кис­лорода) в стратосфере, и там сосредоточена его основная масса. Всего в земной атмосфере примерно 3 • 10⁹ т озона. Это очень мало: толщина слоя чистого озона у поверхности Земли не превысила бы и 3 мм! Но роль озонового слоя, простирающегося на высоте нескольких десятков километров над поверхностью Земли, исключительно велика, потому что он защищает все живое от воздействия опасного коротковол­нового (и прежде всего ультрафиолетового) излучения Солнца. Содержание озона непостоянно на разных широтах и в разные времена года. Оно может уменьшаться (иногда очень значительно) в результате различных процессов. Этому могут способствовать, например, выбросы в атмосферу боль­шого количества разрушающих озон хлорсодержащих веществ промышленного происхождения или аэрозольные выбросы, а также выбросы, сопровождающие извержения вулканов. Области резкого снижения уровня озона («озоновые дыры») обнаруживались над разными регионами нашей планеты, причем не только над Антарктидой и рядом других террито­рий Южного полушария Земли, но и над Северным. В 1992 г. стали появляться тревожные сообщения о временном истощении озонового слоя над севером европейской части России и уменьшении содержания озона над Москвой и Санкт-Петербургом. Ученые, осознавая глобальный характер проблемы, организуют в масштабах всей планеты экологиче­ские исследования, включающие прежде всего глобальную систему, непрерывного наблюдения за состоянием озонового слоя. Разработаны и подписаны международные соглашения по охране озонового слоя и ограничению производства озоноразрушающих веществ.

Радиоизлучение Солнца. Систематическое исследова­ние радиоизлучения Солнца началось только после второй мировой войны, когда обнаружилось, что Солнце — мощный источник радиоизлучения. В межпланетное пространство проникают радиоволны, которые излучают хромосфера (сан­тиметровые волны) и корона (дециметровые и метровые волны). Это радиоизлучение и достигает Земли. Радиоизлу­чение Солнца имеет две составляющие — постоянную, почти не меняющуюся по интенсивности, и переменную (всплески, «шумовые бури»).

Радиоизлучение спокойного Солнца объясняется тем, что горячая солнечная плазма всегда излучает радиоволны на­ряду с электромагнитными колебаниями других длин волн (тепловое радиоизлучение). Во время больших вспышек ра­диоизлучение Солнца возрастает в тысячи и даже миллионы раз по сравнению с радиоизлучением спокойного Солнца. Это радиоизлучение, порожденное быстропротекающими не­стационарными процессами, имеет нетепловую природу.

Корпускулярное излучение Солнца. Ряд геофизиче­ских явлений (магнитные бури, т. е. кратковременные изме­нения магнитного поля Земли, полярные сияния и др.) тоже связан с солнечной активностью. Но эти явления происхо­дят через сутки после вспышек на Солнце. Вызываются они не электромагнитным излучением, доходящим до Земли че­рез 8,3 мин, а корпускулами (протонами и электронами, об­разующими разреженную плазму), которые с опозданием (на 1—2 сут) проникают в околоземное пространство, поскольку движутся со скоростями 400—1000 км/с.

Корпускулы испускаются Солнцем и тогда, когда на нем нет вспышек и пятен. Солнечная корона — источник посто­янного истечения плазмы (солнечного ветра), которое проис­ходит во всех направлениях. Солнечный ветер, создаваемый непрерывно расширяющейся короной, охватывает движу­щиеся вблизи Солнца планеты и кометы. Вспышки сопро­вождаются «порывами» солнечного ветра. Эксперименты на межпланетных станциях и искусственных спутниках Земли позволили непосредственно обнаружить солнечный ветер в межпланетном пространстве. Во время вспышек и при спо­койном истечении солнечного ветра в межпланетное про­странство проникают не только корпускулы, но и связанное с движущейся плазмой магнитное поле.

 Проблема «Солнце — Земля». Эта проблема, связыва­ющая солнечную активность с ее воздействием на Землю, находится на стыке нескольких наук — астрономии, геофи­зики, биологии и медицины.

Некоторые части этой комплексной проблемы исследуют уже несколько десятилетий, например ионосферные проявле­ния солнечной активности. Здесь удалось не только нако­пить множество фактов, но и обнаружить закономерности, имеющие определенное значение для осуществления беспере­бойной радиосвязи (выбор рабочих частот радиосвязи, про­гнозы условий радиосвязи и др.).

Давно известно, что колебания магнитной стрелки во время магнитной бури особенно заметны в дневное время и имеют наибольшую амплитуду, иногда достигающую не­скольких градусов, в периоды максимума солнечной актив­ности.

Хорошо известно и то, что магнитные бури обычно со­провождаются свечением верхних разреженных слоев атмо­сферы (до нескольких сотен километров), которое вызвано действием протонов и электронов, проникающих в атмо­сферу из космоса. Это полярные сияния — одно из красивей­ших явлений природы. Необычайная игра красок, внезапная смена спокойного свечения стремительным перемещением дуг, полос и лучей, образующих то гигантские шатры, то величественные занавесы, издавна привлекала к себе людей.

В полярных сияниях преобладают два цвета — зеленый и красный. Окраска полярных сияний обусловлена излучением атомов кислорода (наиболее интенсивными в спектрах по­лярных сияний являются зеленая и красная линии).

Полярные сияния, как правило, наблюдаются в высоких широтах земного шара. Это объясняется тем, что заряжен­ные частицы, двигаясь вдоль линий индукций магнитного поля Земли, именно в полярных областях могут проникнуть в атмосферу. Но иногда в годы максимумов солнечной ак­тивности полярные сияния можно наблюдать и в средних широтах.

Существует связь между явлениями на Солнце и процес­сами в нижних слоях земной атмосферы. Солнечное излуче­ние воздействует на нижний слой атмосферы — тропосферу, а следовательно, и на погоду через процессы в верхних слоях атмосферы Земли. Выяснение механизма этого слож­ного воздействия необходимо для метеорологии. Важное зна­чение имеет исследование влияния солнечной активности на биосферу Земли, в частности на состояние здоровья людей.

Чтобы всесторонне исследовать явления, происходящие на Солнце, проводятся систематические наблюдения Солнца (служба Солнца) на многочисленных обсерваториях всего мира. Одна из основных задач службы Солнца — предсказа­ние (прогноз) солнечных вспышек. Прогнозы вспышек по­зволяют своевременно предотвращать нарушения радиосвязи, а также принимать меры, необходимые для обеспечения без­опасности пребывания человека в космическом пространстве.

Изучение воздействия Солнца на Землю требует объеди­нения усилий ученых многих стран. В историю науки, на­пример, уже вошли «Международный геофизический год» — МГГ (1957—1958 гг.), проводившийся во время мощного максимума солнечной активности, и «Международный год спокойного Солнца» — МГСС (1964—1965 гг.), который был приурочен к минимуму солнечной активности. Комплексные исследования Солнца продолжаются и в настоящее время. Наблюдения, в которых принимают участие десятки стран, проводятся на всех континентах Земли. Данные о процес­сах, происходящих на Солнце и Земле, получают с помо­щью аппаратуры, установленной на искусственных спутни­ках Земли и космических ракетах, на горных вершинах и в глубинах океанов. Разрабатываются новые космические про­екты, имеющие целью исследование Солнца.