Large Binocular Telescope  
Большой бинокулярный телескоп онлайн смотреть  
Большой бинокулярный телескоп
О телескопе
Зеркала
Инструменты
LBTB
Интерферометр
История телескопов
Полезные ресурсы
К сведению

Фотографии
Видео
LBT on-line
Марсоход curiosity (кьюриосити)
Фотографии
Панорама
Солнечная система
Венера
Земля
Куаоар
Луна
Марс
Меркурий
Нептун
Плутон
Сатурн
Солнце
Уран
Юпитер

Астрономия Солнца
Взаимодействие планет
Озоновый слой
Атмосфера
Cодержание озона
Фотохимия озона
Фотохимические процессы
Малые газы
Озоновая дыра
Эволюция озона
Ядерный удар
Охрана озоносферы
Метеорология
Атмосфера
Солнечная радиация
Температурный режим почвы
Температурный режим воздуха
Водяной пар в атмосфере
Испарение
Конденсация водяного пара
Осадки, снежный покров
Погода
А это Челябинск
Метеорит Чебаркуль
Фото отчет
Видео отчет

Древнее солнце

Наш рассказ о возможном воздействии космических процессов па ход земной истории (включая эволюцию биосферы) целесообразно начать с вопроса об устойчивости и постоянстве ближайшей к нам звезды — Солнца. Согласно современным представлениям о звездной эволюции, желтый карлик спектрального класса G2 (такова видовая принадлежность Солнца звездному населению) является весьма стабильным объектом с очень медленными изменениями основных параметров. В процессе этой эволюции не возникает каких-либо структурных перестроек звезды, но происходит постепенное увеличение светимости примерно на 1% за 50 млн. лег. Последнее указывает, что за время существования биосферы (3,5 млрд. лет) светимость Солнца должна была увеличиться на довольно значительную величину (десятки процентов). Теория не исключает и относительнократковременных (в геологических масштабах времени) изменений светимости.

Солнечная активность сейчас и в прошлом. В поверхностных слоях Солнца, около 100 тыс. км ниже поверхности (фотосферы), перенос энергии от источника (в солнечном ядре) наружу осуществляется конвекцией: некоторый объем нагретого газа поднимается к поверхности, охлаждается, затем, становясь тяжелее, опускается за следующей порцией тепла и т. д. Кроме того, благодаря магнитному полю некоторая небольшая доля энергии может временно накапливаться в поднимающихся объемах газа, переноситься в фотосферу и хромосферу (нижний слой солнечной атмосферы) и там быстро выделяться, например, в виде вспышки. Такова физическая суть явлений, называемых собирательно-солнечной активностью.

Доля энергии, перехватываемая этими процессами от основного потока энергии, очень невелика. Поэтому обычные вариации солнечной активности сопровождаются ничтожными изменениями общей (интегральной) светимости Солнца (менее 0,1%). Однако солнечная активность включает в себя процессы, где энергия выделяется в концентрированном виде: выбросы плазмы, ускоренные частицы, рентгеновское излучение и т. п. По этим каналам солнечная активность существенно влияет на земные погодно-климатические явления, воздействует на биосферу.

Внешние проявления солнечной активности на поверхности Солнца обстоятельно изучены и подробно описаны. Подавляющее большинство явлений солнечной активности наблюдается в центрах солнечной активности, или активных областях (АО). Большая часть АО проходит свой путь развития за время, меньшее периода вращения Солнца (27 сут), но нередко бывает, когда АО видна многие месяцы. Наряду с эволюционными изменениями время от времени в АО происходят и быстропротекающие явления. Важнейшим из них является хроносферная вспышка — взрывоподобное выделение энергии, запасенной в магнитных полях при конвективных движениях.

Большая часть энергии хромосферной вспышки выделяется в виде кинетической энергии выбрасываемого облака плазмы. Значительная доля энергии приходится на солнечные космические лучи, которые представляют собой ускоренные до субсветовых скоростей ядра атомов водорода (протоны), гелия (а-частицы) и более тяжелых элементов. Процесс ускорения частиц сопровождается резким усилением радио-, ультрафиолетового и рентгеновского излучений.

На основании измерений, проводимых в спектральной линии водорода На, оценивают мощность вспышки, приписывая ей определенный балл. Высший балл 4 имеют вспышки исключительной мощности, но такие события случаются на Солнце очень редко, однн-два раза за 11-летний цикл солнечной активности. Значительно чаще наблюдаются очень слабые вспышки, которым даже нельзя приписать балл 1, поэтому их и называют субвспышками (в некоторых АО они происходят каждые несколько минут). Суммарная энергия, выделяемая во вспышках балла 4, достигает 1032 эрг, и такой взрыв в 100 млн. раз сильнее, чем Тунгусская катастрофа. Однако по космическим масштабам это довольно скромное событие.

Fatal error: Call to a member function return_links() on a non-object in /home/httpd/vhosts/lbt.su/httpdocs/index.php(386) : eval()'d code on line 214