Солнечная активность, атмосфера и погода. 2

Нижегородский институт менеджмента и бизнеса

Кафедра математики и информатики

 

 

 

 

Реферат

по  дисциплине «Концепции современного естествознания»

 

 

 

 

Солнечная активность, атмосфера и погода

 

 

 

 

Выполнила: ФЭФ, 1 курс.

Проверил: канд. пед. наук, доц.

.

 

 

 

 

 

 

 

 

Нижний Новгород – 2012

Содержание

 

 

     Введение…………………………………………………….3

1. Солнечная атмосфера…………………………………...4
2. Солнечная активность…………………………………..8
3. Влияние солнечных катаклизмов на Землю…………..16

Заключение…………………………………………………19

Список литературы………………………………………....20

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

Ведение

«…  почти каждый аспект современных знаний о Солнце представляет проблему. Это единственная звезда, о которой мы знаем достаточно много, чтобы ощутить, как мало мы знаем».

Е. Паркер, американский астрофизик.

Одна из самых актуальных проблем современной геофизики – воздействие солнечной активности на состояние нижней атмосферы и погоду Земли.

Изучения солнца в  конце 60-х годов опиралось в  основном на наземные наблюдения в  видимой области спектра и  в радиодиапазоне, а космические исследования были очень ограниченными, но в нынешнее время все изменилось. Орбитальные космические станции,  специализированные искусственные спутники Земли и автоматические космические аппараты, сделали возможным регистрировать явления солнечной активности за достаточно длинные интервалы времени в областях спектра, недоступных наблюдателю с поверхности Земли. Новые сведения о солнечной активности были получены на солнечной советской стратосферной автоматической обсерватории в 1970 и 1973 годах.

Вот несколько выдающихся ученых, которые вложили большой  вклад в развитие геофизики. В  конце прошлого века русский ученый  Г. Вильд исследовал связь между  солнечной активностью и температурой воздуха в России. Затем У. Шуурманс и А. Оорт обнаружили регулярные изменения высоты уровней постоянного давления в тропосфере, связанные с интенсивными солнечными вспышками и д.р.

В связи с представлением, что мощность атмосферных процессов  на несколько порядков превышает  поток энергии, вносимой в магнитосферу Земли солнечным ветром,  солнечная активность маловероятно могла существенно воздействовать на состояние нижней атмосферы.

Поэтому перед современной  наукой стоит очень важная задача - выяснить закономерности воздействия  солнечной активности на земные процессы.

1.Солнечная атмосфера

 

Солнце -  единственная звезда Солнечной системы. Вокруг Солнца

обращаются  другие объекты этой системы: планеты и их спутники, карликовые планеты и их спутники, астероиды, метеориты, кометы и космическая пыль.  Масса Солнца составляет 99,866 % от суммарной массы всей Солнечной системы. Солнечное излучение поддерживает жизнь на Земле (свет необходим для начальных стадий фотосинтеза), определяет климат. Солнце состоит из водорода (~73 % от массы и ~92 % от объёма), гелия (~25 % от массы и ~7 % от объёма) и других элементов с меньшей концентрацией. Мощность излучения солнца около 3,8 * 410 520 0 степени МВт. На Землю попадает ничтожная часть Солнечной энергии, составляющая около половины миллиардной доли. Она поддерживает в газообразном состоянии земную атмосферу, постоянно нагревает сушу и водоёмы, даёт энергию ветрам и водопадам, обеспечивает жизнедеятельность животных и растений. Ультрафиолетовое излучение Солнца имеет антисептические свойства, позволяющие использовать его для дезинфекции воды и различных предметов. Оно также вызывает загар и имеет другие биологические эффекты — например, стимулирует производство в организме витамина D. Воздействие ультрафиолетовой части солнечного спектра сильно ослабляется озоновым слоем в земной атмосфере, поэтому интенсивность ультрафиолетового излучения на поверхности Земли сильно меняется с широтой. Угол, под которым Солнце стоит над горизонтом в полдень, влияет на многие типы биологической адаптации — например, от него зависит цвет кожи человека в различных регионах земного шара.

Конвективная  зона Солнца - Ближе к поверхности Солнца температуры и

плотности вещества уже недостаточно для полного  переноса энергии путём

переизлучения. Возникает вихревое перемешивание  плазмы, и перенос

энергии к поверхности (фотосфере) совершается преимущественно

движениями  самого вещества. С одной стороны, вещество фотосферы,

охлаждаясь  на поверхности, погружается вглубь конвективной зоны. С

другой стороны, вещество в нижней части получает излучение из зоны

лучевого переноса и поднимается наверх, причём оба процесса идут со

значительной  скоростью. Такой способ передачи энергии

называется конвекцией, а подповерхностный слой Солнца толщиной

примерно 200 000 км, где она происходит, — конвективной зоной. По мере

приближения к  поверхности температура падает в среднем до 5800 К, а

плотность газа до менее 1/1000 плотности земного воздуха.

Земная атмосфера - это воздух, которым мы дышим, привычная  нам газовая оболочка Земли. Такие  оболочки есть и у других планет. Звезды целиком состоят из газа, но их внешние слои также именуют атмосферой. При этом внешними считаются те слои, откуда хотя бы часть излучения может беспрепятственно, не поглощаясь вышележащими слоями, уйти в окружающее пространство.

Фотосфера - атмосфера  Солнца начинается на 200-300 км глубже видимого края солнечного края. Эти самые глубокие слои атмосферы называют фотосферой. Поскольку их толщина составляет не более одной трехтысячной доли солнечного радиуса, фотосферу иногда условно называют поверхностью Солнца.

Плотность газов в фотосфере примерно такая же, как в земной стратосфере, и в сотни раз меньше, чем у поверхности Земли. Температура фотосферы уменьшается от 8000 К на глубине 300 км до 4000 К в самых верхних слоях.

Солнечная поверхность, наблюдаемая в телескоп в видимом диапазоне длин волн, представляется совокупностью ярких площадок, окружённых относительно тёмными тонкими промежутками. Это - солнечные гранулы, их размеры различны и составляют в среднем 700 км, "время жизни" (появление и угасание гранулы) примерно 8 мин. Гранулы разделяются тёмными промежутками шириной около 300 км.

Температура же того среднего слоя, излучение которого мы воспринимаем, около 6000 К. При таких  условиях почти все молекулы газа распадаются на отдельные атомы. Лишь в самых верхних слоях фотосферы сохранятся относительно немного простейших молекул и радикалов типа H2, OH, CH.

 Особую роль  в солнечной атмосфере играет  не встречающийся в земной  природе отрицательный ион водорода, который представляет собой протон  с двумя электронами. Это необычное соединение возникает в тонком внешнем, наиболее холодном слое фотосферы при "налипании" на нейтральные атомы водорода отрицательно заряженных свободных электронов, которые поставляются легко ионизуемыми атомами кальция, натрия, магния, железа и других металлов. При возникновении отрицательные ионы водорода излучают большую часть видимого света. Этот же свет ионы жадно поглощают, из-за чего непрозрачность атмосферы с глубиной быстро растет. Поэтому видимый край Солнца и кажется нам очень резким.

Почти все наши знания о Солнце основаны на изучении его спектра - узенькой разноцветной полоски, имеющей ту же природу, что  и радуга. Впервые, поставив призму на пути солнечного луча, такую полоску  получил Ньютон и воскликнул: "Спектрум!" (лат. spectrum - "видение"). Позже в спектре Солнца заметили темные линии и сочли их границами цветов.

В телескоп с  большим увеличением можно наблюдать  тонкие детали фотосферы: вся она  кажется усыпанной мелкими яркими зернышками - гранулами, разделенными сетью узких темных дорожек. Грануляция является результатом перемешивания всплывающих более теплых потоков газа и опускающихся более холодных. Разность температур между ними в наружных слоях сравнительно невелика (200-300 К), но глубже, в конвективной зоне, она больше, и перемешивание происходит значительно интенсивнее. Конвекция во внешних слоях Солнца играет огромную роль, определяя общую структуру атмосферы. В конечном счете именно конвекция в результате сложного взаимодействия с солнечными магнитными полями является причиной всех многообразных проявлений солнечной активности. Магнитные поля участвуют во всех процессах на Солнце. Временами в небольшой области солнечной атмосферы возникают концентрированные магнитные поля, в несколько тысяч раз более сильные, чем на Земле. Ионизованная плазма - хороший проводник, она не может перемещаться поперек линий магнитной индукции сильного магнитного поля. Поэтому в таких местах перемешивание и подъем горячих газов снизу тормозится, и возникает темная область - солнечное пятно. На фоне ослепительной фотосферы оно кажется совсем черным, хотя в действительности яркость его

слабее только в десять раз.

С течением времени  величина и форма пятен сильно меняются. Возникнув в виде едва заметной точки - поры, пятно постепенно увеличивает свои размеры до нескольких десятков тысяч километров. Крупные пятна, как правило, состоят из темной части (ядра) и менее темной - полутени, структура которой придает пятну вид вихря. Пятна бывают окружены более яркими участками фотосферы, называемыми факелами или факельными полями.

Фотосфера постепенно переходит в более разреженные  внешние слои солнечной атмосферы - хромосферу и корону.

 

 

 

 

 

2. Солнечная  активность

 

Солнечная активность — комплекс явлений и процессов, связанных с образованием и распадом в солнечной атмосфере сильных магнитных полей.

Последние 30 лет  солнечной активности.

Наиболее изученный  вид солнечной активности (СА) –  изменение числа солнечных пятен. Несмотря на то, что физическая природа  пятен оставалась неясной вплоть до XX века, наблюдения продолжались. В XV и XVI вв. исследования были затруднены по причине их малого количества, что сейчас рассматривается как продолжительный период низкой СА, называемый минимумом Маундера. К XIX веку уже имелся достаточно продолжительный ряд наблюдений числа пятен, чтобы определить периодические циклы в активности Солнца. В 1845 г. Профессора Д. Генри и С. Александер из Принстонского университета наблюдали Солнце с помощью термометра и определили, что пятна излучают меньше радиации по сравнению с окружающими областями Солнца. Позже было определенно излучение выше среднего в областях факул.

  Длительное сопоставление  специальных карт солнечной активности, которые регулярно составляются  горной астрономической станцией  под Кисловодском, с метеорологическими данными показало, что вскоре после прохождения активных областей через центр солнечного диска в земной

атмосфере нередко  возникают сильные возмущения, ведущие  к образованию циклонов и антициклонов и резким изменением погоды. Есть также  основания предполагать, что активные явления на Солнце в какой-то мере влияют и на такие геофизические процессы, как извержения вулканов, землетрясения, колебания уровней морей и океанов, и даже на скорость суточного вращения нашей планеты. 

Совсем недавно, какую-нибудь сотню с небольшим лет назад, когда говорили о солнечной активности, то подразумевали солнечные пятна. Если даже не уходить в глубь веков, можно вспомните, что еще в Древней Руси сквозь дым лесных пожаров люди видели «темные пятна, аки гвозди». Они боялись этих пятен, считали их дурным предзнаменованием. Затем в начале XVII века Галилей впервые направил телескоп на Солнце и с тех пор начались более или менее регулярные наблюдения солнечных пятен. А с середины XIX столетия эти наблюдения ведутся ежедневно, если позволяет погода.

Солнечные пятна — это области на поверхности Солнца, которые темнее окружающей их фотосферы, так как в них сильное магнитное поле подавляет конвекцию плазмы и снижает её температуру примерно на 2000 градусов. Связь общей светимости Солнца с количеством пятен является предметом споров, начиная с первых наблюдений за числом и площадью солнечных пятен в XVII веке. Сейчас известно, что взаимосвязь существует — пятна, как правило, менее чем на 0,3 % уменьшают светимость Солнца и вместе с тем увеличивают светимость менее чем на 0,05 % путем образования факул и яркой сетки, связанной с магнитным полем. Влияние на солнечную светимость магнитно-активных областей не было подтверждено вплоть до первых наблюдений с ИСЗ в 1980-х годах. Орбитальные обсерватории «Нимбус 7», запущенная 25 октября 1978 года, и «Солнечный максимум», запущенная 14 февраля 1980 года, определили, что благодаря ярким областям вокруг пятен, общий эффект заключается в увеличении яркости Солнца вместе с увеличением числа пятен. Согласно данным, полученным с солнечной обсерватории «SOHO» изменение СА соответствует также незначительному,  ~0.001 %, изменению диаметра Солнца.

  Количество солнечных  пятен характеризуется с помощью числа Вольфа, которое известно также как цюрихское число. Этот индекс использует комбинированное число пятен и число групп пятен, а также учитывает различия в наблюдательных приборах. Используя статистику числа солнечных пятен, наблюдения за которыми осуществлялось в течение сотен лет, и наблюдаемые взаимосвязи в последние десятилетия, производятся оценки светимости Солнца за весь исторический период. Также, наземные инструменты калибруются на основании сравнения с наблюдениями на высотных и космических обсерваториях, что позволяет уточнить старые данные. Другие достоверные данные, такие как наличие и количество радиоизотопов, происхождение которых обусловлено космическим излучением (космогенных), используются для определения магнитной активности и — с большой вероятностью — для определения солнечной активности.

График, демонстрирующий показатели солнечной  активности, включая число пятен  и космогенное образование изотопов.

Используя данные методики в 2003 году было установлено, что  в течение последних пяти 11-летних циклов количество пятен на Солнце должно было быть максимальным за последние 1150 лет. Числа Вольфа за последние 11 400 лет определяются путем использования дендрохронологического датирования концентраций радиоуглерода. Согласно этим исследованиям, уровень СА в течение последних 70-ти лет является исключительным — последний период со схожим уровнем имел место 8 000 лет назад. Солнце имело схожий уровень активности магнитного поля всего ~10 % времени из последних 11 400 лет, причем практически все предыдущие периоды были более короткими по сравнению с современным.

 

 

 

 

Восстановленная солнечная активность за последние 11 400 лет. Период высокой активности («Солнечный оптимум») примерно 8 000 лет назад также отмечен.

Факельные площадки- Группы солнечных пятен вблизи края видимого диска Солнца всегда наблюдаются на уровне фотосферы в окружении светлых волокнистых образований. Самые яркие из фотосферных факелов обычно выглядят как более компактные образования, в которых светлые волоконца тесно прилегают друг к другу.

Фотосферные факелы служат как бы нижним этажом факельных  площадок, которые пронизывают фотосферу и хромосферу. В хромосфере они наблюдаются в красной линии водорода На, фиолетовых линиях ионизованного кальция Н и К, а также в линиях ионизованного гелия и других химических элементов в ультрафиолетовой области спектра.

Иногда в факельных  площадках, наблюдаемых в линии водорода Нα, внезапно происходит значительное увеличение яркости в отдельных местах, чаще всего вблизи сложных солнечных пятен. Это одна из особенностей, пожалуй, самого впечатляющего явления активности Солнца - солнечной вспышки, которую легче всего наблюдать.

Солнечная вспышка  — взрывной процесс выделения  энергии (световой, тепловой и кинетической) в атмосфере Солнца. Вспышки так  или иначе охватывают все слои солнечной атмосферы: фотосферу, хромосферу и корону Солнца. Необходимо отметить, что солнечные вспышки и корональные выбросы массы являются различными и независимыми явлениями солнечной активности.

Продолжительность импульсной фазы солнечных вспышек  обычно не превышает нескольких минут, а количество энергии, высвобождаемой за это время, может достигать миллиарды мегатонн в тротиловом эквиваленте. Измерения в разных диапазонах длин волн отражают разные процессы во вспышках. Поэтому корреляция между двумя индексами вспышечной активности существует только в статистическом смысле, так для отдельных событий один индекс может быть высоким, а второй низким и наоборот.

Солнечные вспышки, как правило, происходят в местах взаимодействия солнечных пятен  противоположной магнитной полярности или, более точно, вблизи нейтральной  линии магнитного поля, разделяющей области северной и южной полярности. Частота и мощность солнечных вспышек зависят от фазы 11-летнего солнечного цикла.

Порой солнечные вспышки появляются вдали от пятен. В этих случаях они располагаются около образований червеобразной формы, лучше всего видных в красной линии водорода На. Это своеобразные облака, которые как бы подвешены над видимой поверхностью Солнца. Их называют волокнами (или протуберанцами). Заметим, что вспышки вблизи волокон крайне малочисленны и чаще всего очень слабы.

Пpoтубepaнцы oтличaютcя  бoльшeй плoтнocтью и бoлee низкой тeмпepaтуpoй, чeм кopoнaльнaя плaзмa. Хapaктep и cкopocть их движeния, нaпpяжeннocть мaгнитнoгo пoля и фopмa, нe гoвopя ужe o пpoдoлжитeльнocти cущecтвoвaния, иcключитeльнo paзнooбpaзны.

Aктивныe пpoтубеpaнцы  выдeляютcя cpaвнитeльнo нeбoльшими  упopядoчeнными движeниями и cущecтвуют  нe бoлee нecкoльких чacoв. Движeния  их cтpуй и узлoв пpaктичecки paвнoмepны  нa бoльшeй чacти тpaeктopии c уcкopениeм  вблизи "цeнтpoв пpитяжeния" и  хapaктepизуютcя cкopocтями 10-100 км/c. Cкopee вceгo, эти движения пpoиcхoдят вдoль cилoвых линий мaгнитнoгo пoля пpoтубepaнцa, нaпpяжeннocть кoтopoгo дocтигaeт 100 гc. Cpeдняя пpoдoлжитeльнocть cущecтвoвaния пpoтубepaнцeв этoгo типa cocтaвляeт пpимepнo 10 минут. Oни имеют вид мaccы пepeплeтaющихcя вoлoкoн, в кoтopoй зaмeтны бoлee яpкиe узeлки. Haибoлee типичнoй их фopмoй являютcя пeтлeoбpaзныe cтpуктуpы.

Bce явлeния coлнeчнoй  aктивнocти кaк бы цементиpуютcя  coлнeчными мaгнитными пoлями, кoтopыe cущecтвуют вo вceх cлoях aтмocфеpы Coлнцa. Ecтecтвeннo, чтo их нaпpяжeннocть и cтpoeниe в фoтocфepe, хpoмocфepe и кopoнe вecьмa paзличны. Ho ceйчac eщe paнo вникaть в эти дeтaли, пocкoльку дaнныe, пoлучeнныe к нacтoящeму вpeмени для хpoмocфеpы и кopoны, нacтoлькo пpoтивopечивы, что вpяд ли мoгут cпocoбcтвoвaть coздaнию цeльнoй кapтины cтpoeния и paзвития мaгнитных пoлeй нa Coлнцe. Haибoлee пoлнo изучeны фoтocфepныe мaгнитныe пoля.

Оcнoвными cтpуктуpaми фoтocфepнoгo мaгнитнoгo пoля в "кopoлeвcких  зoнaх" Coлнцa и дaжe нecкoлькo дaльшe oт эквaтopa являютcя бипoляpныe и унипoляpныe мaгнитныe oблacти. Бипoляpныe мaгнитныe oблacти, кaк пpaвилo, coвпaдaют c фaкeльными плoщaдкaми и oхвaтывaют учacтки дo 100 тыc. м. д. п. Их пoляpнocти oбычнo cooтвeтcтвуют пoляpнocтям мaгнитнoгo пoля групп пятeн, pacпoлoжeнных внутpи этих фaкeльных плoщaдoк. Haпpяжeннocть пoля бипoляpных мaгнитных oблacтeй измeняeтcя, хoтя и cлaбo, co вpeмeнeм в зaвиcимocти oт их "вoзpacтa" и oт уpoвня coлнeчнoй aктивнocти.

Дoлгoe вpeмя cpeди иccлeдoвaтeлeй нaшегo днeвнoгo cвeтилa былa шиpoкo pacпpocтpaнeнa тoчкa зpeния, чтo унипoляpныe мaгнитныe oблacти пpeдcтaвляют coбoй лишь "пocтapeвшиe", пoтepявшие cвoю былую cилу бипoляpныe. Oднaкo ceйчac мнoгиe cчитaют, чтo эти двa видa oблacтeй являютcя ecли нe вceгдa, тo пo кpaйнeй мepe вo мнoгих cлучaях впoлнe caмocтoятeльными cтpуктуpaми мaгнитнoгo пoля Coлнцa. Heмaлoвaжным дoвoдoм в пoльзу этoгo утвepждeния cлужит тo oбcтoятeльcтвo, чтo ecли бипoляpныe мaгнитныe oблacти нaибoлee мнoгoчиcлeнны в гoды oбщeгo pocтa coлнeчнoй aктивнocти, тo унипoляpныe в гoды ee cпaдa.

Зa пocлeдние 10 лeт  уcилия мнoгих иccледoвaтeлeй сoлнeчнoй aктивнocти были cocpeдoтoчeны нa изучeнии paнee нeизвecтнoгo явления в coлнeчнoй кopoнe - кopoнaльных дыp.

Корональные дыры — области в солнечной короне, где понижены плотность и температура плазмы. Как правило, плотность в таких районах примерно в сто раз меньше, чем в остальных областях короны. Появление корональных дыр фиксируется с помощью изображений, полученных в рентгеновском диапазоне со спутников.

Появление корональных дыр связывают с периодом ремиссии — временем минимальной солнечной активности. Корональные дыры являются важным элементом солнечно-земной физики, приводя к различным эффектам космической погоды, в частности к геомагнитной активности. Зачастую корональные дыры являются основным фактором, влияющим на ионосферу и магнитное поле Земли. Расположены они обычно в полярных районах Солнца, однако в период максимума могут наблюдаться на всех широтах.

Как правило, линии  магнитного поля в экваториальной области Солнца замкнуты, и тем самым предотвращают свободное истечение плазмы в межпланетное пространство. Однако возможна ситуация, когда в результате различных взаимодействий между разными пучками магнитных линий происходит их размыкание. В этом случае плазма перестаёт удерживаться в околосолнечных областях и устремляется прочь от Солнца. В этой области

падает её плотность  и температура — образовывается корональная дыра. "Освободившаяся" плазма становится частью солнечного ветра.

3. Влияние  солнечных катаклизмов на Землю.

 

Итак, где же нам искать проявления солнечно-земных связей? "Конечно же, на нашей планете!" - ответите вы и будете абсолютно  правы: проявления солнечно-земных взаимодействий необходимо искать в земных оболочках.

Солнечная активность оказывает широкое воздействие на процессы, происходящие на нашей планете. До сих пор мы говорили о Солнце, но было бы логично завершить наш разговор хотя бы кратким описанием того, как солнечная активность воздействует на Землю. Солнечная активность дает о себе знать на Земле двумя типами излучения: электромагнитным (от гамма-лучей с длинной волны примерно 0,01 А до километровых радиоволн) и корпускулярным (потоки заряженных части, имеющие плотность от нескольких до десятков частиц в 1 кубическом сантиметре с энергиями от сотен до миллионов эВ). На пути к Земле они встречают многочисленные преграды, главными из которых являются магнитные поля в межпланетном и околоземном пространстве. Это обстоятельство сказывается по-разному. Электромагнитное излучение беспрепятственно проникает в верхние слои земной атмосферы, где оно в основном поглощается и преобразуется. Поверхности Земли достигает лишь радиация Солнца в ближнем ультрафиолете и видимой области спектра, интенсивность которой почти не зависит от солнечной активности, и в узком участке радиоспектра, которая очень слаба. Основным объектом приложения воздействия этого типа солнечного излучения, является ионосфера, своеобразное зеркало, отражающее радиоволны к Земле, и нейтральная атмосфера Земли. Верхние слои земной атмосферы легко поддаются воздействию солнечной активности, и поэтому иногда характеристики происходящих в них изменений даже используют в качестве косвенных индексов солнечной активности.

Начнем с  влияния на верхнюю атмосферу  Земли электромагнитного излучения Солнца. Как уже говорилось, оно оказывает воздействие главным образом на земную ионосферу, т. е. часть верхней атмосферы от высоты 50-70 км до нескольких тысяч километров, в которой имеется достаточное количество ионов и электронов, чтобы изменить распространение электромагнитной волны. Ионизация нейтральных частиц атмосферы вызывается солнечным излучением и поэтому плотность электронов в ней изменяется в зависимости от высоты Солнца над горизонтом, уровня солнечной активности и фазы ее 11-летнего цикла, а также от времени суток и сезона года.

Нередко мы сталкиваемся с еще одним (гораздо более неприятным) эффектом воздействия на верхнюю атмосферу электромагнитного излучения Солнца — внезапным затуханием радиосигнала при коротковолновой радиосвязи. Теперь его обычно называют внезапным ионосферным возмущением, до недавнего времени оно было также известно под названием эффекта Деллинджера. Начальная фаза этого явления длится в среднем несколько минут, а общая его длительность составляет около часа. Внезапные ионосферные возмущения вызываются повышенной ионизацией области D ионосферы, виновником которой служит приход рентгеновского излучения с длиной полны меньше 10 А от солнечных вспышек. Повышение ионизации в этом случае влияет также на распространение длинных и очень длинных радиоволн, а также приводит к усилению отражения длинных радиоволн, создаваемых в земной атмосфере грозами.

Солнечная активность оказывает воздействие на биосферу как через метеорологические  условия, так и прямо, хотя в последнем случае это влияние, скорее всего, осуществляется через магнитосферу Земли. Первая группа таких воздействий характеризуется проявлением солнечных циклов - в особенности 11-летних, в численности насекомых и многих животных.

Независимые свидетельства  связи сердечнососудистых заболеваний с солнечной активностью были получены в результат изучения свойств крови: числа лейкоцитов, скорости свертывания и др. Важным доказательством солнечной обусловленности этих процессов служит то обстоятельство, что они одинаково проявляются в разных районах Земли. Особенно отчетливо солнечная активность сказывается на состоянии нервной системы. И хотя исследований такого воздействия гораздо меньше, чем влияния на сердечнососудистые заболевания, тем не менее они оказываются очень впечатляющими. Особенно ярко выражена связь между количеством дорожных происшествий, которые сильно зависят от скорости реакции водителей, и солнечной активностью. В последние годы появились указания на то, что активность Солнца сказывается на творческой деятельности людей.

Пока еще  рано говорить о причинах воздействия  солнечной активности на биосферу, хотя таковыми могут служить вариации магнитного ноля, радиоизлучение на определенных частотах и ультразвук, которые могут  действовать в резонансе с  живым, в частности, человеческим организмом. Однако даже сами результаты, полученные к настоящему времени, безотносительно к попыткам их объяснения, показывают, что проблема воздействия солнечной активности на биосферу Земли заслуживает самого пристального внимания и в конечном итоге получит положительное решение.

 

 

 

 

 

 

 

Заключение

 

В заключении хотелось бы подвести кое-какие итоги изучения солнечно-земных связей на сегодняшний  день. Прежде всего, хотелось бы отметить успехи современной науки в процессе изучения системы Солнце-Земля в наше время:

Благодаря усилиям многих ученых (в том числе и русских) были открыты и исследованы короткие (меньше 11- летнего) циклы солнечной  активности 152, 683, 27, 512, 273, 128 суточные и  более короткопериодичные. В нашей  стране большой вклад в изучение коротких циклов внесли петербургские астрономы Р.Н.Исханов и Е.В. Милецкий.

Были получены первые нейтринные изображения солнечных  недр, что пролило свет на механизм возникновения и переноса энергий  в звезде и, следовательно, на процессы, так важные именно для земных обитателей, – солнечные вспышки, корональные выбросы и прочие проявления солнечной активности.

В свете научно-технического прогресса стало возможным создание мощных современных сетей наблюдения за солнечными процессами. Наземным обсерваториям помогают также обсерватории орбитальные. Для них нет плохой погоды и мощного, неспокойного щита атмосферы, поэтому наблюдения не прерываются ни на минуту. Благодаря современным средствам передачи цифровых данных и всеобъемлющим компьютерным сетям, информация через короткое время становится доступной желающим со всего света.

Солнце таит в себе много загадок, каждое десятилетие  мы открываем что-то новое, что заставляет нас резко поменять наши взгляды  на ближайшую звезду и на нашу жизнь в целом.

 

Список литературы

 

Ю.А. Солонский, Е. Д. Хилов; «Солнце - загадки и открытия». Ленинград 1989г. (стр.3, 6-9, 17,18)

В. Комаров; «Час звездочета», Москва, 2000г. (стр.22) 
Клушанцев П.В. «Одиноки ли мы во вселенной?»: Дет. лит.,1981г 
Поиски жизни в Солнечной системе: Перевод с англ. М.:Мир,1988 г

Интернет:

Для подготовки данной работы были использованы материалы с сайта http://ru.wikipedia.org/Солнечная активность