Сонце віддалене від Землі приблизно на 150 млн км. Воно містить речовини біля 333 тис. разів більше, ніж Земля. Сонце є розігрітою плазмовою кулею з середньою щільністю лише біля 1/4 щільності Землі, або ж 1,4 щільності води. Воно, як і Земля, обертається нав коло своєї осі. Оскільки Сонце не тверде, як Земля, то його істин ний період обертання на різних відстанях від власного екватора різний. Поблизу екватора він становить 25, а на широтах ±30°вже 26,2 днів. Далі до полюсів період обертання ще більший. Так як Земля теж обертається навколо своєї осі у напрямку обер тання Сонця, то екваторіальна сонячна пляма повертається на цен тральний меридіан через 26,9 днів, а плями що знаходяться на ши ротах ±30° - через 28,3 днів. Це т. зв. синодичні(від грец. вупосіоз з’єднання) періоди обертання. Температура в центрі Сонця досягає 20 млн град. Сонце має декілька шарів. Найглибший видимий шар - фотосфера - в ос новному утворює все видиме випромінювання. Температура фото сфери складає тільки 6000 °С. Другим шаром, який лежить над фо тосферою, є хромосфера. Температура хромосфери в 5 разів вища температури нижчележачої фотосфери і досягає 30 тис. град. Далі йдуть зовнішні шари Сонця - сонячна корона. Навіть тоді, коли на Сонці плям немає, його поверхня вкрита гранулами округлої форми з діаметром біля 1500 км. Яскравість гранули на 10 % вища оточуючої поверхні, яка безперервно рухаєть ся. Кожна гранула залишається незмінною лише протягом декіль кох хвилин. Потім вона зникає, а на її місці виникає нова. Поверх ня Сонця ніби кипить. Гранули можуть зміщуватись на поверхні Сонця. Іноді декілька гранул розходяться, між ними утворюється більш темна область, т. зв. пора. Коли декілька пор об’єднуються в одне ціле, утворюється сонячна пляма. Сонячні плями, на відміну від гранул, існують довго - до де кількох місяців. Проте бувають сонячні плями, що спостерігають ся лише декілька годин. Площа плями досягає декількох сотень міль йонів км2. Поведінка сонячних плям нестабільна - вони переміщуються, утворюють пару (т. зв. головну та хвостову плями), тривалість функціонування яких різна. Сонячна пляма - це та основна вихідна точка, та першопричи на, від якої залежить розвиток сонячних і магнітних бур. Плями утворюються на поверхні Сонця з певною закономір ністю. В рік мінімуму сонячної активності плями найчастіше вини
кають на віддалені 30° від його екватора (тобто вдвоє ближче до екватора, ніж до полюса). Потім із збільшенням сонячної актив ності плями утворюються все ближче до екватора, й на кінець 11 -річного циклу вони з’являються на віддаленні біля 8° на північ і на південь від сонячного екватора. Сонячні плями наступного 11-літнього періоду знову з’являються на широтах ±30°. Ця зако номірність носить назву закону Шпьорера. Після зникнення одних плям в активних зонах, які існують дов ше самих плям, утворюються інші. Із зони сонячних плям викидається сонячна плазма, яка спря мовується з поверхні Сонця. Плазма поводить себе як ідеальний провідник електричного струму, вона протидіє будь-яким змінам магнітного потоку, тобто дифузія магнітного поля в плазму або ж із плазми відсутня. За півтори-дві доби потоки плазми досягають поверхні атмо сфери Землі (швидкість руху плазми біля 1000 км/с). У кінці 1997 р. на поверхні Сонця було зареєстровано спалах, на який магнітосфера Землі відреагувала вже через 9 год (Дмитриев, 2001). Електромагнітне випромінювання (в т.ч. і видиме світло) про ходить від Сонця до Землі за 8,3 хв (швидкість його - 300 тис. км/с). На Сонці спостерігаються й інші явища - протуберанці, магнітні вузлики, флокули, факели, петлі, коронарний дощ тощо. Якщо хромосомний спалах відбувається біля центра сонячного диска, то заряджені частинки полишають Сонце головним чином у перпендикулярному до його поверхні напрямку, а магнітна буря на Землі протікає найбільш інтенсивно. Коли ж спалах має місце поблизу краю Сонця, то Земля менше піддається впливові соняч ного вітру. Магнітні бурі являють собою досить складне явище, в якому поки що багато незрозумілого. В наш час є ряд гіпотез щодо меха нізму їх утворення. Панівною є гіпотеза про те, що під час утворення плям на Сонці та наступних вибухів і потужних потоків заряджених частинок (со нячного вітру) відбувається стиснення магнітосфери на зверненій до Сонця стороні Землі. Деформація магнітосфери продовжується до того часу, поки заряджені частинки не проникнуть в геомагніт не поле на відстані 1,5...2,0 земних діаметрів від земної поверхні. У результаті цього навколо Землі утворюється круговий електрич ний контур радіусом (20...25) 103км. Радіація сонячного потоку проникає всередину магнітосфери через воронки в магнітному полі - денні полярні каспи, на віддалені біля 10° від північного і півден
ного геомагнітних полюсів. Крім того, сонячна радіація проникає в хвіст земної магнітосфери. В результаті навколоземний простір заповнюється плазмою, яка утримується магнітним полем Землі на певних магнітних оболонках. Під час сонячних бур частина цієї плазми скидається в атмосферу Землі у високих широтах Північної і Південної півкуль. Далі спорожнена магнітосфера знову поступо во наповнюється за рахунок надходження сонячної корпускуляр ної радіації. Магнітне поле цієї струмової системи в основному і створює магнітні збурення, одночасно охоплюючи всю Земну кулю. Тому магнітні бурі носять планетарний характер, однак їх прояви в одних районах Землі мають одну амплітуду коливань елементів земного магнетизму, в інших - другу, меншу чи більшу. Напруженість магнітних полів великих сонячних плям досягає 2500-3000 Е (магнітне поле Землі складає біля 0,5 Е). Число магнітних бур на Землі залежить від сонячної активності. Проте строгої прямої залежності між ними немає» Зазвичай у роки максимуму сонячної активності спостерігається до 30... 50 бур у рік, у роки “спокійного” Сонця - декілька бур в рік. Існує 7-, 14- і 27-денна повторюваність магнітних бур, а також шестимісячна з максимумом у дні рівнодення (23 вересня і 21 березня) та мініму мом у дні сонцестояння (22 червня і 22 грудня). Найбільш “неспо кійний” по магнітній активності березень, найбільш комфортний в цьому відношенні місяць - червень. Такий річний розподіл магнітних бур обумовлений відносним положенням площин екватора Землі та екліптики. В періоди рівно дення, коли площина земного екватора та екліптики (23°27') співпа дають між собою, земна поверхня найбільше піддається впливу плазми сонячних плям. Для сонячних і магнітних бур та їх впливу на біологічні об’єкти найсуттєвіше значення має не електромагніт на, а корпускулярна радіація Сонця, яка складається з електрично заряджених часток. Амплітуда елементів Земного магнетизму під час дуже великих магнітних бур досягає для магнітного схилення декількох градусів, для вертикальної і горизонтальної складових - 2...4 А/м і більше. Ці амплітуди залежать від геомагнітної широти: чим вона менша, тим менша амплітуда. Тривалість бурі зазвичай становить декіль ка діб: для дуже великих, - 1...2 доби, для помірних -4...5 діб. Є бурі з несподіваним початком, інший тип бур - має поступовий початок. При магнітних збуреннях, крім повільних змін магнітного поля, мають місце і швидкі його коливання. Ці короткоперіодичні ко
ливання магнітного поля (КПК), або геомагнітні пульсації, мають значний вплив на стан живих організмі^. Наслідком проникнення сонячної плазми у магнітосферу Землі, крім виникнення іоносферних струмів та магнітних бур, є також такі явища, як полярні сяйва.
Ви переглядаєте статтю (реферат): «Природа сонячних збурень і магнітні бурі» з дисципліни «Геофізична екологія»
