Солнце. Изменчивость солнечного излучения и климат Земли

 3. Солнце

Как уже отмечалось ранее, подавляющее большинство изменений, происходящих в земной атмосфере, обусловлено взаимодействием последней с солнечными излучениями. Именно поэтому следует более подробно ознакомиться со звездой, генерирующей эти излучения. Основная доля энергии, поступающей на Землю от Солнца, приходится на электромагнитное излучение. В дальнейшем мы будем часто говорить об электромагнитных волнах, относящихся к различным спектральным диапазонам. Поэтому имеет смысл привести полную шкалу электромагнитных длин волн (см. рис. 3.1). Обратите внимание на то, что границы многих диапазонов определены не очень строго, а сами диапазоны иногда перекрываются. Наибольшее же впечатление производит осознание чрезвычайной малости ширины диапазона видимого  излучения по сравнению с масштабом всей шкалы.

Солнце – самая близкая звезда (типа желтых звезд). Температура излучения - около 6000°. Радиус Солнца  - приблизительно 700 000 км (более чем в 1000 раз больше радиуса Земли), масса – приблизительно 2·10³⁰ кг. Вещество звезды состоит в основном из водорода и гелия с добавкой более тяжелых элементов – Ca, Fe, Ni, Al и др. Реакция ядерного синтеза   приводит к разогреву внутренних областей Солнца до температур порядка 20 миллионов градусов.

Ближе всего к Солнцу Земля находится 4 января, дальше всего - 4 июля. Среднее расстояние между Землей и Солнцем – около 1.5·10⁸ км. Изменение расстояния от Земли до Солнца приводит к изменению потока солнечной радиации, достигающей поверхности Земли, на 7%.

Слой, испускающий основное излучение, выходящее в космическое пространство, называется фотосферой. Фотосфера непрозрачна, иначе бы мы смогли регистрировать излучение из внутренних областей с температурой в миллионы градусов. Её толщина – около 1000 км. Температура фотосферы изменяется от  точки к точке: более яркие (более горячие) участки перемежаются менее яркими (менее горячими). Более яркие области определяют места выхода на поверхность конвективных течений, поднимающих на поверхность из глубоких слоев более горячее вещество.

Над фотосферой располагается светящаяся, но почти прозрачная солнечная атмосфера с более низкой температурой. Последнюю делят на 2 части:

а) слой, непосредственно прилегающий к фотосфере, толщиной около 500 км;

б) хромосферу, толщиной около  15 000 км (в состав входят в основном водород и гелий).

Над хромосферой располагается ещё один слой, называемый короной. Корона простирается далеко за пределы орбиты Земли.

Температура внешней фотосферы составляет около 4200° К - ниже температуры излучения, выходящего из более глубоких слоев. В результате происходит поглощение излучения в отдельных спектральных линиях различных химических элементов (фраунгоферовы линии) и образуется характерный солнечный спектр. Это очень узкие линии с шириной около 1Å. Названы по имени немецкого физика Йозефа Фраунгофера (Fraunhofer, 1787-1826), впервые давшего подробное описание линий поглощения в спектре Солнца. В качестве примера на рис. 3.2 приведен участок спектра солнечного излучения, зарегистрированный за пределами земной атмосферы с высоким разрешением. Обратите внимание на амплитуду флуктуаций яркости Солнца, обусловленных поглощением излучения в линиях Фраунгофера.

Поглощение внешней фотосферой вызывает также сильное падение интенсивности излучения в ультрафиолетовой области спектра.

Хромосфера содержит в основном нейтральные атомы водорода и поэтому является оптически плотной средой (не пропускает излучение с длиной волны короче 91 нм, что соответствует минимальной энергии, необходимой для ионизации водорода).

Переход от нейтральной хромосферы к короне отмечается сменой нейтрального водорода на ионизированный и увеличением температуры до 1 млн. градусов. Считается, что такая высокая температура короны (что подтверждается наличием эмиссий Ni¹⁵⁺, Fe¹⁴⁺, Ar¹³⁺) достигается за счет нагрева ударными волнами, возникающими в результате турбулентных движений в фотосфере.

Излучение короны оказывается, таким образом, основной компонентой солнечного излучения в крайней ультрафиолетовой и рентгеновской областях спектра с длиной волны   λ<91нм. Однако масса вещества в короне невелика, поэтому невелика также и интенсивность испускаемого ею излучения. Энергия солнечного рентгеновского излучения на границе земной атмосферы составляет менее 0.001% от всей поступающей солнечной энергии. Однако это, казалось бы, столь незначительное по переносимой энергии излучение во многом определяет  процессы, происходящие в верхней атмосфере Земли.

Газы, образующие Солнце, находятся в состоянии непрерывного движения. В результате на поверхности фотосферы и в атмосфере наблюдаются бурно протекающие явления – факелы, флоккулы, протуберанцы, солнечные пятна, вспышки и т.д[1].

Иногда происходит внезапное усиление интенсивности коронального рентгеновского излучения, вызываемое сильным разогревом во время солнечных вспышек. Обычно все события (типа вспышек, протуберанцев и т.д.) “привязаны” к относительно небольшим активным центрам на поверхности Солнца, расположенным вблизи солнечных пятен. В ходе таких вспышек рентгеновское излучение может возрасти в 10⁸ раз. Продолжительность явления - от нескольких минут до нескольких часов.