Astronomia i Kosmos
Strona główna >> Obserwacje >> Związki Słońca i Ziemi
R E K L A M A :

(1kB)

Atmosfera słoneczna
Atmosferę Słońca możemy obserwować podczas całkowitych zaćmień Słońca. Najniżej położoną warstwą atmosfery jest chromosfera, rozciągająca się do wysokości kilku tysięcy kilometrów nad fotosferą. Widmo chromosfery zawiera linie emisyjne co, dowodzi, że gaz w niej zawarty ma wysoką temperaturę. Na wysokość do 10000 km nad fotosferą wznoszą się bryzgi chromosferyczne, przypominające niespokojne, wąskie płomienie. Interesujący jest mechanizm ogrzewania chromosfery. Jej górna część osiąga temperaturę około 15 000K. Warstwa przejściowa między chromosferą a następną częścią, tzw. koroną słoneczną osiąga temperaturę około 1 mln kelwinów. Ogrzewanie chromosfery i korony odbywa się poprzez przekazywanie atomom energii fal akustycznych, generowanych przez intensywne ruchy materii w obrębie fotosfery. Ponad chromosferą, aż do obszaru korony słonecznej, wznoszą się protuberancje - jasne obłoki gazów, sięgające do wysokości około 30 000 km nad fotosferą, czasami nawet do setek tysięcy kilometrów. Ich tory wskazują na obecność pola magnetycznego. Prędkość protuberancji dochodzi do 1000 km/s, zaś czas życia osiąga niekiedy kilka dni, niektórych - zaledwie kilka godzin. Wspomniana już poprzednio korona słoneczna jest najbardziej zewnętrzną częścią atmosfery słonecznej. O wysokiej temperaturze korony świadczą liczne linie emisyjne, należące do jonów, na przykład Fe, Ca i Ni. Przypomnieć należy, że badania widma korony mogą się odbywać podczas całkowitych zaćmień Słońca lub za pomocą specjalnych teleskopów, zwanych koronografami. Mechanizm ogrzewania korony jest zapewne taki sam, jak w przypadku chromosfery. Koronę słoneczną bada się również dzięki promieniowaniu radiowemu. Jej obecność wykrywa się nawet w odległości 100 R. Emitowane ze Słońca strumienie jonów, tworzące tzw. wiatr słoneczny, stanowią swoiste przedłużenie atmosfery Słońca, sięgające być może aż do krańców Układu Słonecznego.

Aktywność słoneczna
Fotosfera nie jest jednolita - obserwuje się granule. Jeszcze wyrażniejsze są twory zwane plamami, widoczne niekiedy na powierzchni Słońca bez przyrządów astronomicznych (oko obserwatora musi być chronione za pomocą bardzo ciemnych szkieł; dobre są tutaj szkła stosowane w maskach spawaczy). Rozmiary plam sięgają nawet 100 000 km. Są to obszary o około 1000K chłodniejsze od fotosfery i dlatego dzięki kontrastowi z resztą jasnej powierzchni mogą być łatwo zauważone. Badania widmowe pozwalają wykryć we wnętrzu plam obecność silnych pól magnetycznych. Plamy słoneczne żyją przeciętnie kilkadziesiąt godzin, ale obserwowano plamy występujące przez kilka miesięcy. Na początku XiX wieku stwierdzono, że liczba plam wzrasta co 11 lat. Z takim samym jedenastoletnim okresem występują na Ziemi zorze polarne, burze magnetyczne, w 11-letnim cyklu zmienia się natężenie słonecznych fal radiowych, zmienia się też natężenie promieniowania rentgenowskiego, emitowanego przez Słońce. Wszystkie te objawy składają się na aktywność słoneczną. Pierwszymi, łatwo zauważalnymi objawami wzrostu aktywności Słońca są plamy słoneczne. Ta aktywność "plamotwórcza" opisywana jest powszechnie przez podanie parametru, zwanego liczbą Wolfa - R. R=10g+p, gdzie g oznacza liczbę grup plam, natomiast p liczbę wszystkich plam, występujących w grupach lub pojedynczo. W pobliżu plam słonecznych można bardzo często zaobserować obszary jaśniejsze od fotosfery - są to pochodnie. Dzięki pochodniom ogólna ilość enegrii emitowana ze Słońca pozostaje stała, mimo obecności chłodniejszych plam. Jest to bardzo ważny fakt, wpływający na stabilne warunki życia na Ziemi w skali globalnej. Słoneczne pole magnetyczne powoduje powstawanie któtkotrwałych rozbłysków chromosferycznych. Rozbłyskom tym towarzyszy zwiększone natężenie słonecznego promieniowania radiowego. Towarzyszy im również emisja promieniowania korpuskularnego, polegająca na wyrzucaniu z aktywnych obszarów Słońca strumieni protonów i elektronów. Prędkość protonów może dochodzić do 10 000 km/s. Rejestruje się również drugi rodzaj promieniowania korpuskularnego - wiatr słoneczny. Jest to stały wypływ plazmy słonecznej - protonów i elektronów, z niewielkimi prędkościami, kilku km/s. W okolicach Ziemi liczba cząstek wiatru słonecznego jest oceniana na 10^9/cm^2*s. Jeśli przejawy aktywności Słońca w postaci liczby plam, liczby pochodni, natężenia promieniowania korpuskularnego, natężenia promieniowania radiowego, po wieloletnich obserwacjach zestawimy na wykresie podobnym do wykresu liczb Wolfa, to bez trudu zauważymy 11-letnią okresowość aktywności Słońca.

Związki Słońca i Ziemi
Najwyrażniej widoczny jest wpływ aktywności Słońca na atmosferę Ziemi. Promieniowanie ultrafioletowe, rentgenowskie i korpuskularne jonizuje górne warstwy naszej atmosfery, tworząc jonosferę. Grubość jonosfery, jej gęstość zależą od aktywności Słońca. Wpływa to bardzo na waruki rozchodzenia się fal radiowych, emitowanych przez radiostacje ziemskie. Podczas rozbłysków chromosferycznych zmieniają się właściwości odbijające jonosfery, co może powodować przerwy w radiowej łączności przeprowadzanej na dalekie odległości na falach krótkich. Silne promieniowanie korpuskularne powoduje zmiany pola magnetycznego Ziemi (tzw. burze magnetyczne powodujące niereguralne wahania igieł magnetycznych w kompasach). Strumienie jonów promieniowania korpuskularnego w okolicach Ziemi oddziałują z ziemskim polem magnetycznym, dając efektowne zjawisko zórz polarnych, widocznych w rejonach polarnych. Wpływ 11-letniego cyklu aktywności Słońca na powierzchnię Ziemi jest trudniej zauważalny. Stwierdzono, że istnieje korelacja między tą aktywnością a wielkością rocznego przyrostu warstw drzew: w okresie maksimum aktywności pierścienie rocznego przyrostu są szersze. Ciągle trwają badania wpływu aktywności Słońca na pogodę i jej czynniki meterologiczne: temperaturę, ciśnienie, wielkość opadów. Wpływ taki jest w zasadzie obserwowany, nie jest jednak wyraźny i jednoznaczny. W chwili obecnej niemożliwe jest więc prognozowanie pogody na podstawie spodziewanej aktywności słonecznej. Bada się również oddziaływanie Słońca i jego 11-letniego cyklu na organizmy żywe. Oddziaływanie to jest maskowane przez szereg czynników pochodzenia ziemskiego. Dokładne rozpoznanie oddziaływania Słońca na Ziemię wymaga wieloletnich badań i bardzo starannego opracowania statystycznego uzyskiwanych wyników.

Wykaz pierwiastków o największej zawartości w Słońcu


Pierwiastek
Względna zawartość
H
10^6
He
6*10^4
O
7*10^2
C
5*10^2
N
90
Ne
50
Fe
40
Si
30
Mg
20
Al
2
Ca
2
Na
2
K
0,05

Co czeka nasze Słońce


Czas od chwili obecnej  Zjawiska 
Przez kilka mld lat  Bardzo powolny wzrost jasności (o ok. 10% w ciągu 1 mld lat) 
Za ok. 6,5 mld lat  Jasność o 120% większa niż dziś 
Za ok. 7,8 mld lat  Rozdęcie się poza orbitę Wenus (stadium czerwonego olbrzyma), jasność 1000 razy większa niż dziś 
Dalsze 120 mln lat  Przejściowy spadek jasności i promienia (do 1000% obecnego stanu) 
Za ok. 7,92 mld lat  Rozdęcie się poza orbitę Ziemi, kilkaset tys. lat gwałtownych wahań blasku 
Za ok. 7,92 mld lat  Wybuch z odrzuceniem zewnętrznych warstw i skurczenie się do białego karła 
Kolejne miliardy lat  Powolne stygnięcie 


Teksty pochodza z podręcznika do fizyki kl.IV LO

Copyright © by Astronomia i Kosmos