- •Елабужский государственный педагогический университет Сахабиев и.А.
- •Тема: методы астрофизики
- •§ 1 Задачи и основные разделы астрофизики
- •§ 2 Принципы астрофотометрии.
- •§3 Оптические телескопы
- •1)Собрать как можно больше света, приходящего от небесных светил, создать их изображение.
- •2)Создать по возможности наиболее резкое изображение объекта, чтобы можно было выделять излучение от отдельных его деталей, а также измерять угловые расстояния между ними.
- •§4 Радиотелескопы
- •§4 Исследования с космических аппаратов
- •§5 Определение физических свойств небесных тел по их спектрам
- •1. Линейчатый спектр испускания. Он состоит из отдельных спектральных линий, т. Е. Длины волн излучений имеют ряд строго определенных значений. Такой спектр дает любой разреженный газ.
- •§ 6. Эффект Доплера, Зеемана и Штарка.
- •Тема: солнце
- •§ 1. Общие сведения о Солнце
- •§ 2. Солнечная постоянная и ее измерение
- •§ 3. Внутренне строение и атмосфера Солнца
- •§ 4. Внешние слои солнечной атмосферы
- •§ 4. Активные образования в солнечной атмосфере
- •§ 5. Цикл солнечной активности
- •Тема: звезды
- •§1. Нормальные звезды
- •§2. Спектры нормальных звезд и спектральная классификация
- •§3. Диаграмма спектр - светимость
- •§4. Размеры звезд.
- •§5. Массы и плотность звезд.
- •§6. Физические условия в недрах и строение звезд
- •§ 7. Модели звезд
- •§8. Двойные звезды
- •§9. Физически переменные звезды
- •Тема: наша галактика
- •§ 1 Объекты нашей Галактики.
- •§ 2 Распределение звезд в Галактике
- •§ 3 Звездные скопления
- •§ 4 Пространственные скорости звезд и движение Солнечной системы
- •§ 5 Вращение Галактики
- •§ 6 Межзвездная пыль
- •§ 7 Межзвездный газ
- •§ 8 Космические лучи
- •§ 9 Общая структура Галактики
- •§ 1 Классификация галактик и их спектры
- •§ 2 Определение размеров, расстояний и масс галактик.
- •§ 3 Радиогалактики и квазары.
- •§1 Вопросы происхождения и эволюции небесных тел
- •§2 Происхождение и эволюция звезд.
- •§3 Происхождение плане. Гипотезы Канта Лапласа и Джинса, Шмидта.
- •§4 Понятие о космологии
- •§ 1. Задачи и основные разделы астрофизики..................2
- •§ 2. Принципы астрофотометрии...............................2
- •§ 7. Модели звезд..........................................29
§ 5. Цикл солнечной активности
Количество пятен и других связанных с ними проявлений солнечной активности периодически меняется. Эпоха, когда количество центров активности наибольшее, называется максимумом солнечной активности, а когда их совсем или почти совсем нет, - минимумом.
В качестве меры степени солнечной активности пользуются условными числами Вольфа, пропорциональными сумме общего числа пятен (f) и удесятеренного числа их групп (g): W=k(f+10g).
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.
Из которой видно, что максимумы и минимумы чередуются в среднем через каждые II 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 ±350. В дальнейшем зона пятнообразования спускается к экватору (закон Шперера). Однако в областях, удаленных от экватора меньше чем на 80, 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.