Детектори іонізуючих випромінювань, дозиметричні і радіометричні прилади

Енергія як хвильвого, так і корпускулярного випромінювання Сонця черпається з термоядерних реакцій синтезу ядер водню. Гігантська маса Сонця внаслідок власної гравітації створює в ядрі Сонця тиск в 250 мільярдів атмосфер. При такому тиску густина речовини досягає величини  . Температура в центрі Сонця – біля 130 мільйонів кельвін. При таких умовах інтенсивно відбуваються реакції синтезу водню з утворенням ядер гелію. Радіус, в межах якого відбувається виділення енергії, дорівнює   радіусу Сонця. Ця частина Сонця називається його ядром. В ядрі відбувається вигорання водню і утворення гелію. Тому, чим далі від центра, тим водню по відношенню до гелію більше. Біля зовнішнього краю водень складає біля 90% всієї речовини.

Важливу роль в утворенні випромінювання Сонця відіграє конвективна зона, що розміщена у верхній частині світила і складає 14% радіусу Сонця. Конвективна зона непрозора для електромагнітного випромінювання Сонця. Основний процес, який протікає в конвективній зоні – конвективний перенос енергії від середини Сонця до його периферії. Конвективний процес виникає тому, що в цій зоні існує різка зміна температури з висотою – зі збільшенням висоти температура падає. В конвективній зоні речовина знаходиться не тільки в іонізованому вигляді, а і у вигляді нейтральних атомів. Верхня частина конвективної зони називається фотосферою. Температура фотосфери біля 6000К. Атоми фотосфери інтенсивно випромінюють світло. Гарячі фракції сонячної речовини – гранули, піднімаються у фотосфері і спостерігаються як більш яскраві плями. Сам процес кипіння сонячної речовини називається грануляцією.

Над відносно тонким шаром фотосфери (біля 500км) знаходиться хромосфера. Хромосферний шар товщиною біля 2500км забарвлений в рожевий колір, що можна спостерігати під час сонячних затемнень. В сильний телескоп у хромосфері можна спостерігати язики полум’я, які химерно звиваються і досягають 10 – 15 тис. км.

Корпускулярне випромінювання випускається не всією поверхнею Сонця, а тільки її активними областями. Ці області пронизують всі шари атмосфери Сонця, його фотосферу і конвективну зону. Одним з елементів активної області являються сонячні плями.

На поверхні Сонця видимі яскраві дільниці – гранули. Між гранулами є темні області, пори. Час від часу з декількох об’єднаних пор утворюються темні сонячні плями. Вони появляються частіше всього парами у вигляді ведучої (головної) і замикаючої (хвостової) плями.

Сонячні плями не стаціонарні. Виникнувши, вони збільшуються, одночасно досить швидко рухаючись по довготі. Через, приблизно, 10 днів після виникнення головна і хвостова плями вже віддалені одна від одної на  . Після вони розпадаються, спочатку хвостова пляма, а потім головна, яка живе приблизно в 4 рази довше. Взагалі час життя плям дуже різний – від декількох годин до декількох місяців.

Сонячну активність прийнято характеризувати відносним числом сонячних плям, так званим числом Вольфа

 .                                          (7.5.)

Тут   – число збурених плямами областей на видимому диску Сонця, в нього входять число груп плям, а також окремі ізольовані плями,   – загальне число плям незалежно від того, входять вони в групи, чи ні. Постійна   визначається інструментом спостереження. Для телескопа у Цюріху з отвором 8см і збільшенням 64  .

На основі аналізу сонячних даних починаючи з 1749р. було показано, що середній період між двома послідовними максимумами сонячної активності (максимум числа Вольфа) складає 11,1 року. При цьому окремі періоди мали величину від 7 до 17 років. Максимуми сонячної активності також відрізняються один від одного по значенню числа Вольфа. Так, максимум 1957 – 1958 рр. Був дуже великим.

Важливим процесом в активній області є сонячні спалахи, які являють собою потужні термоядерні вибухи. При цьому відбувається підсилення хвильового і корпускулярного випромінювання, спалах триває всього декілька хвилин. Під час спалаху відбувається підсилення електромагнітного випромінювання майже по всіх діапазонах: від жорстких рентгенівських променів до кілометрових радіохвиль. Область спалаху приблизно на 50% яскравіша фотосфери. Іноді випромінюється і більш короткохвильове випромінювання (гама-випромінювання з енергією фотонів 1МеВ).

Вибух в сонячній атмосфері приводить до викиду в міжпланетний простір потоків заряджених частинок, тобто підсилюється корпускулярне випромінювання Сонця. Наприклад, при так званих протонних спалахах в міжпланетний простір викидаються протони високої енергії ( ). Іноді (дуже рідко) відбуваються надгігантські спалахи-вибухи, при яких викидаються протони з енергіями, більшими  . Наприклад, в 1952 році таких спалахів було зареєстровано біля двадцяти. Значно більше відбувається спалахів з викидом протонів з енергією  . Особливо слід відмітити спалах 23 лютого 1956 року. Під час цього спалаху з Сонця в міжпланетний простір були викинуті протони з енергією  . Ці потоки частинок досягають орбіти Землі, взаємодіють з її магнітосферою і викликають в навколишньому просторі цілий комплекс процесів, включаючи такі відомі як полярні сяйва і магнітні бурі.

Сонце в спокійному стані, під час вибухів особливо, викидає в міжпланетний простір не тільки частинки високих енергій, а і заряджені частинки, які рухаються з відносно малими швидкостями  . Вони являють собою продовження сонячної корони.