Солнце и его строение

Коэффициент пропорциональности k зависит от мощности применяемого инструмента. Обычно числа Вольфа усредняют (например, по месяцам или годам) и строят график зависимости солнечной активности от времени. На рис. 148 изображена типичная кривая солнечной активности, из которой видно, что максимумы и минимумы чередуются в среднем через каждые 11 лет, хотя промежутки времени между отдельными последовательными максимумами могут колебаться в пределах от 7 до 17 лет. 

 

 

 

В эпоху минимума в течение  некоторого времени пятен на Солнце, как правило, совсем нет. Затем они  начинают появляться далеко от экватора, примерно на широтах ±35°. В дальнейшем зона пятнообразования постепенно спускается к экватору (закон Шперера). Однако в областях, удаленных от экватора меньше чем на 8°, пятна бывают очень редко.

Важной особенностью цикла  солнечной активности является закон  изменения магнитной полярности пятен. В течение каждого 11-летнего цикла все ведущие пятна биполярных групп имеют некоторую полярность в северном полушарии и противоположную в южном. То же самое справедливо для хвостовых пятен, у которых полярность всегда противоположна полярности ведущего пятна. В следующем цикле полярность ведущих и хвостовых пятен меняется на противоположную. Одновременно с этим меняется полярность и общего магнитного поля Солнца, полюсы которого находятся вблизи полюсов вращения.

Одиннадцатилетней цикличностью обладают и многие другие характеристики: доля площади Солнца, занятая факелами и флоккулами, частота вспышек, количество протуберанцев, а также форма  короны и мощность солнечного ветра.

В эпоху минимума солнечных  пятен корона имеет вытянутую  форму, которую придают ей длинные  лучи, искривленные в направлении  вдоль экватора. У полюсов наблюдаются  характерные короткие лучи — “полярные  щеточки”. Во время максимума пятен  форма короны округлая благодаря  большому количеству прямых радиальных лучей.

Причина цикла солнечной  активности — одна из наиболее увлекательных  загадок Солнца. Скорее всего, она  связана с некоторым колебательным  процессом, происходящим в подфотосферных слоях, в котором принимает активное участие магнитное поле. Согласно одним гипотезам слабое магнитное поле Солнца, постоянно наблюдаемое в фотосфере, периодически усиливается в результате конвективных движений, “запутывающих” силовые линии магнитного поля. Согласно другим гипотезам считается, что поле усиливается из-за неодинаковой скорости вращения на разных гелиографических широтах, в результате чего меридиональные силовые линии вытягиваются параллельно экватору и, обвиваясь вокруг Солнца, приводят к образованию трубок силовых линий магнитного поля. Области с усиленным магнитным полем расширяются вследствие магнитного давления, становятся легче окружающего газа и, всплывая, порождают различные явления солнечной активности.

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

Список используемой литературы:

1.   Космос: Сборник.  Научно - популярная литература/ Сост. Ю. И. Коптев и С.

А. Никитин; Вступ. ст. академика  Ю. А. Осипьяна;  Оформл. и макет В.

Итальянцева; Рис. Е. Азанова, Н. Котляровского, В. Цикоты. - Л.: Дет.

лит.,1987.  

2.   И. А. Климишин . Астрономия наших дней. - М.: «Наука».,1976.

3.   А. Н. Томилин.  Небо Земли. Очерки по истории  астрономии/ Научный

редактор и автор предисловия  доктор физико-математических наук К. Ф.

Огородников. Рис. Т. Оболенской и Б. Стародубцева. Л., «Дет. лит.», 1974. -

4.   Энциклопедический  словарь юного астронома/ Сост. Н. П. Ерпылев. - 2-е

изд., перераб. и доп. - М.: Педагогика, 1986.

5. Бакулин П.И., Кононович Э.В., Мороз В.И. Курс общей астрономии. Изд.4 2011г