Введение 
 

      Изучение  Солнца во все времена было одной  из важнейших задач астрономии и многих других наук.  Как само Солнце, так и влияние его на Землю являются важнейшими объектами исследования.

      Интерес ученых к проблеме солнечно – земных связей вызван несколькими причинами. Прежде всего, по мере выяснения физических сторон влияния Солнца на Землю выявилось громадное прикладное значение этой проблемы для радиосвязи, магнитной навигации, безопасности космических полетов, прогнозирования погоды и так далее. Не менее важной была проблема влияния активности солнца на здоровье людей.

      В 1915 г. Александр Леонидович Чижевский(1897-1964 гг.) обратил внимание на циклическую связь между развитием некоторых эпидемий и пятнообразовательной деятельностью Солнца. А.Л.Чижевский установил влияние солнечной активности на возникновение заболеваний ещё в 20-х годах. Его считают основоположником науки гелиобиологии. С тех пор проводятся исследования, накапливаются научные данные, подтверждающие влияние солнечных и магнитных бурь на здоровье. Из всех заболеваний, которые подвержены воздействию магнитосферных бурь, сердечно–сосудистые были выделены, прежде всего, поскольку их связь с солнечной и магнитной активностью была наиболее очевидной. Необходимо отметить, что больной и здоровый организм по-разному реагирует на изменения космических и геофизических условий. Рассматривались эмоциональные проявления в периоды космических и геофизических возмущений, причем необходимо сказать о важном аспекте управления мышлением и эмоциональным состоянием.

      Отмечено, что психоэмоциональный настрой  на творческий труд является мощным стимулом активности внутренних резервов организма, позволяющим легче переносить экстремальные  воздействия природных факторов. Экстремальные космические и геофизические ситуации влияют также и на детей, на их нервную, эндокринную, сердечно–сосудистую, дыхательную и другие системы.

      Поэтому изучение Солнца и его влияния  на Землю крайне важно.

Солнце  и его влияние  на Землю

Глава 1. Солнце – общая  характеристика и  строение

1.1. Общая характеристика  Солнца 
 

    Солнце -  центральное тело Солнечной  системы, раскаленный плазменный шар, типичная звезда-карлик спектрального  класса G2. Среди звезд Солнце по размеру  и яркости занимает среднее положение, хотя в солнечной окрестности  большинство звезд имеет меньшие размеры и яркости. Поверхностная температура Солнца около 5800 K. Вращение Солнца вокруг оси происходит в том же направлении, что и Земли (с запада на восток), ось вращения образует угол 82 °45' с плоскостью орбиты Земли (эклиптикой). Один оборот относительно Земли совершается за 27,275 сут (синодический период обращения), относительно неподвижных звезд — за 25,38 сут (сидерический период обращения). Период вращения (синодический) изменяется от 27 сут на экваторе до 32 суток у полюсов. Химический состав, определенный из анализа солнечного спектра: водород — около 90%, гелий — 10%, остальные элементы — менее 0,1% (по числу атомов). Подобно всем звездам, оно представляет собой шар горячего газа, а источником энергии является ядерный синтез, происходящий в его недрах.  Земля, находящаяся на расстоянии 149,6 млн. км от Солнца, получает около 2.1017Вт солнечной лучистой энергии. Солнце — основной источник энергии для всех процессов, совершающихся на земном шаре. Вся биосфера, жизнь существуют только за счет солнечной энергии.

      Точные измерения показывают, что  диаметр Солнца в 1392000км не  постоянная величина. Около пятнадцати лет назад астрономы обнаружили, что Солнце худеет и полнеет на несколько километров каждые 2 часа 40 минут, причем этот период сохраняется строго постоянным. С периодом 2 часа 40 минут на доли процента меняется и светимость Солнца, то есть излучаемая им энергия.

        Указания на то, что диаметр  Солнца испытывает еще и очень  медленные колебания со значительным  размахом, были получены путём анализа результатов астрономических наблюдений многолетней давности. Точные измерения продолжительности солнечных затмений, а также прохождения Меркурия и Венеры по диску Солнца показали, что в XVII веке диаметр Солнца превышал нынешний примерно на 2000 км, то есть на 0,1%.

    Среднее расстояние от Земли до Солнца составляет 149.6 миллионов км. Так как Земля  обращается вокруг Солнца по эллиптической  орбите, то в январе она ближе  к нему на 2.5 миллиона км, а в июле – настолько же дальше. Радиус Солнца  R  = 696 000 км, масса m = 1.99 10  г, средняя плотность p = 1,41 г/см. Полное количество энергии излучаемой, Солнцем, составляет L = 3.86 10  эрг/сек или L = 3.86 10  Вт. Но Земля получает лишь 5 10 долю всей излучаемой Солнцем энергии.

    Солнце  вращается не как твёрдое тело, его угловая скорость по мере удаления от экватора уменьшается .. Такое вращение получило название дифференциального или зонального вращения. По наблюдениям многих тысяч пятен установлено, что w = 14.4 – 2.7    sin b,где - угловое расстояние от экватора, гелиографическая широта период вращения Солнца изменяется от 25 суток на экваторе до 30 суток вблизи полюсов. Линейная скорость вращения на экваторе близка к 2 км/с.

    Протяжённость хромосферы составляет около 10 000 км. Было найдено, что плотность в ней изменяется с высотой медленнее, чем в фотосфере. Подтверждение сказоному является присутствие в спектре хромосферы линий ионизированного гелия

       В то же время в спектре  хромосферы видны также линии  бальмеровской серии водорода, которые могут образовываться лишь в случаях низкой температуры излучающего газа.

       Эти противоречивые данные можно  согласовать, если в хромосфере  одновременно присутствуют и холодные, и горячие элементы газа. Поэтому модель хромосферы выглядит следующим образом. В нижней её части температура равна 4500 – 4800 К. на высоте около 2000 км появляются горячие струи – спикулы, температура которых достигает 50 000 К и которые окружены более холодным газом с температурой 20 000 К (рис.4.). Высота отдельной спикулы достигает нескольких тысяч километров, толщина - около одной тысячи километров. Со скоростями порядка 20 км/сек спикулы движутся вверх и растворяются в короне.

       У основания короны плотность  равна 10 г/см (соответствующая концентрация частиц N = 10 см), а температура очень резко возрастает до 100 000 К. на высоте h = 70 000 км Т = 2 млн. градусов.       

    1.2. Строение Солнца 

    Солнце  состоит из следующих элементов:

    ЯДРО -  где температура в центре равна 27 млн. K, здесь протекает ядерный  синтез. В процессе превращения водорода в гелий ежесекундно аннигилируется 4 млн. т солнечного вещества. Выделяемая при этом энергия и является источником солнечной энергии. В общепринятой теоретической модели Солнца (так называемой "Стандартной модели") предполагается, что подавляющая часть энергии вырабатывается реакциями прямого синтеза водорода c образованием гелия, и только лишь 1,5% - реакциями так называемого цикла CNO, в котором в процессе реакции углерод циклически превращается сначала в азот и кислород, после чего реакция снова приводит к образованию углерода.

      Поверх ядра расположена ЗОНА  ИЗЛУЧЕНИЯ, где образовавшиеся  в процессе ядерного синтеза фотоны с высокой энергией сталкиваются с электронами и ионами, порождая повторное световое и тепловое излучение.

      С внешней стороны зоны излучения  лежит КОНВЕКТИВНАЯ ЗОНА (во внешнем  слое толщиной 150-200 тыс. км, расположенный  непосредственно под фотосферой), в который нагретые газовые  потоки направляются вверх, отдают  свою энергию поверхностным слоям  и, стекая вниз, повторно нагреваются. Конвективные потоки приводят к тому, что солнечная поверхность имеет ячеистый вид, солнечные пятна, спикулы и т. д. Интенсивность плазменных процессов на Солнце периодически изменяется (11-летний период – солнечная активность).

         В противовес данной теории, что  наше Солнце состоит главным  образом из водорода, 10 января 2002г  обсуждалась гипотеза профессора  кафедры ядерной химии из университета  Миссури-Роллана Оливер Мануэль  (Oliver Manuel) на 199-й конференции Американского  астрономического общества, утверждающая, что основную массу Солнца составляет не водород, а железо.  В статье «Происхождение солнечной системы с "железным" Солнцем") он утверждает, что реакция синтеза водорода, которая дает часть солнечного тепла, происходит вблизи поверхности Солнца. Но основное тепло выделяется из ядра Солнца, которое состоит главным образом из железа.  Изложенную в статье теорию происхождения Солнечной системы из взрыва сверхновой, после чего из ее сжавшегося ядра образовалось Солнце, а из выброшенной в космос материи - планеты, выдвинул в 1975г  вместе с доктором Дварка Дас Сабу.

    1.3. Солнечная атмосфера.  Фотосфера, хромосфера, корона 

    Вся солнечная атмосфера постоянно  колеблется. В ней распространяются как вертикальные, так и горизонтальные волны  с длинами в несколько тысяч километров. Колебания носят резонансный характер и происходят с периодом около 5 минут (от 3 до 10 минут). Скорости колебаний чрезвычайно малы - десятки сантиметров в секунду.

    Фотосфера – это видимая поверхность Солнца. Достигает толщины около 0,001 RD (200-300 км), плотность 10-9 — 10-6 г/см3, температура убывает снизу вверх от 8 до 4,5 тыс. К. Фотосфера представляет собой зону, где характер газообразных слоев меняется от полностью непрозрачных для излучения до совершенно прозрачных. Фактически фотосфера излучает весь видимый свет. Температура фотосферы Солнца около 5800 K, причем к основанию хромосферы она падает примерно до 4000 K. Линии поглощения в спектре Солнца формируются в результате поглощения излучения и рассеяния именно в этом слое. Явления, характерные для активного Солнца, такие как солнечные пятна, вспышки и факелы, также возникают в фотосфере.  Быстрые атомные частицы, высвобождаемые при вспышках, движутся сквозь пространство, воздействуя на Землю и ее окрестности. В частности, они вызывают радиопомехи, геомагнитные бури и полярные сияния.

      Новые снимки края солнечного  диска в 2002г шведским Солнечным  телескопом 1-m, установленном на острове Ла-Пальма (Канарские острова), позволили обнаружить ландшафты из гор, долин и огненных стен, впервые показав трехмерную структуру солнечной поверхности. Новые снимки позволили разглядеть смещающиеся пики и низины сверхгорячей плазмы – разница в высоте их может достигать сотни километров. 

    Грануляция - видимая в телескоп зернистая структура солнечной фотосферы. Представляет собой совокупность большого числа тесно расположенных гранул — ярких изолированных образований диаметром 500-1000 км, покрывающих весь диск Солнца. Отдельная гранула возникает, разрастается и затем распадается за 5-10 мин. Межгранульное расстояние достигает в ширину 300-500км. Одновременно на Солнце наблюдается около миллиона гранул.

    Поры - темные округлые образования диаметром  несколько сот километров, возникающие  группами в промежутках между  фотосферными гранулами. Некоторые поры, увеличиваясь, превращаются в солнечные пятна. 

    Факел - яркая область фотосферы Солнца (цепочки ярких гранул, обычно окружающих группу солнечных пятен).

    Появление факелов связано с последующим  возникновением в их окрестности солнечных пятен и вообще с солнечной активностью. Они имеют размер около 30000 км и температуру на 2000К выше окружающей. Факелы – зазубренные стены, высота которых достигает 300 километров. Причем эти стены излучают гораздо больше энергии, чем предполагали астрономы. Возможно даже, что именно они и вызывали эпохальные изменения в земном климате.  Суммарная площадь цепочек (волокон фотосферных факелов) в несколько раз больше площади пятен, и существуют фотосферные факелы в среднем дольше, чем пятна - иногда 3-4 месяца. В годы максимума солнечной активности фотосферные факелы могут занимать до 10% всей поверхности Солнца.

      Солнечное пятно - область на  Солнце, где температура ниже (области  с сильным магнитным полем) , чем  в окружающей фотосфере. Поэтому  солнечные пятна кажутся относительно более темными. Эффект охлаждения вызывается наличием сильного магнитного поля, сконцентрированного в зоне пятна. Магнитное поле препятствует образованию конвективных потоков газа, которые переносят к поверхности Солнца горячее вещество из нижележащих слоев.  Солнечное пятно состоит из перекручивающихся магнитных полей в мощном плазменном вихре, видимая и внутренняя области которого вращаются в противоположных направлениях. Солнечные пятна формируются там, где магнитное поле Солнца имеет большую вертикальную компоненту. Солнечные пятна могут возникать индивидуально, но часто они образуют группы или пары противоположной магнитной полярности. Развиваются из пор, могут достигать 100 тыс. км (самые маленькие 1000-2000км) в поперечнике, существуют в среднем 10-20 суток. В темной центральной части солнечного пятна (тени, где силовые линии магнитного поля направлены вертикально, а напряженность поля, как правило, в несколько тысяч раз больше, чем у поверхности Земли), температура составляет около 3700 K по сравнению с 5800 K в фотосфере, вследствие чего они в 2-5 раз темнее фотосферы. Внешняя и более яркая часть солнечного пятна (полутень) состоит из тонких длинных сегментов.  Особенно выделяется наличие темных сердцевин в светлых участках на солнечных пятнах.   

    Минимум Маундера - интервал протяженностью около 70 лет, начиная примерно с 1645г, в течение которого солнечная активность постоянно была на низком уровне, а солнечные пятна наблюдались редко. В течение 37 лет не было зарегистрировано ни одного полярного сияния.

    Бабочки Маундера -  диаграмма, представляющая изменения гелиографической широты, на которой появляются солнечные пятна в течении солнечного цикла. Впервые диаграмма была построена в 1922 г. Э. В. Маундером. На графике в качестве вертикальной оси взята гелиографическая широта, а в качестве горизонтальной оси - время (в годах). Далее для каждой группы солнечных пятен, относящихся к некоторой широте, и каррингтоновского номера строятся вертикальные линии, покрывающие один градус широты. Получаемая картина  напоминает крылья бабочки, что и дало диаграмме это популярное название.

    Гелиографическая  долгота - долгота, измеренная для точек  на поверхности Солнца. На Солнце нет  фиксированной нулевой точки, так  что гелиографическая долгота отсчитывается от номинального эталонного большого круга: солнечного меридиана, который прошел через восходящий узел солнечного экватора на эклиптике 1 января 1854 г. в 12.00 UT. Относительно этого меридиана долгота рассчитывается в предположении равномерного сидерического вращения Солнца с периодом 25,38 суток. В справочниках для наблюдателей помещаются таблицы положений солнечного эталонного меридиана для данной даты и времени.