Ацюковский В.А. Эфиродинамические основы космологии и космогонии. М.:Научный мир, 2012. — 282 с. — ISBN 978-5-7082-0339-5

В начало   <<<     Страница 169   >>>    1  2  3  4  5  6  7  8  9  10  11  12  13  14  15  16  17  18  19  20  21  22  23  24  25  26  27  28  29  30  31  32  33  34  35  36  37  38  39  40  41  42  43  44  45  46  47  48  49  50  51  52  53  54  55  56  57  58  59  60  61  62  63  64  65  66  67  68  69  70  71  72  73  74  75  76  77  78  79  80  81  82  83  84  85  86  87  88  89  90  91  92  93  94  95  96  97  98  99  100  101  102  103  104  105  106  107  108  109  110  111  112  113  114  115  116  117  118  119  120  121  122  123  124  125  126  127  128  129  130  131  132  133  134  135  136  137  138  139  140  141  142  143  144  145  146  147  148  149  150  151  152  153  154  155  156  157  158  159  160  161  162  163  164  165  166  167  168  169  170  171  172  173  174  175  176  177  178  179  180  181  182  183  184  185  186  187  188  189  190  191  192  193  194  195  196  197  198  199  200  201  202  203  204  205  206  207  208  209  210  211  212  213  214  215  216  217  218  219  220  221  222  223  224  225  226  227  228  229  230  231  232  233  234  235  236  237  238  239  240  241  242  243  244  245  246  247  248  249  250  251  252  253  254  255  256  257  258  259  260  261  262  263  264  265  266  267  268  269  270  271  272  273  274  275  276  277  278  279  280  281  282 

Солнечная система и космос

169

стей нет. Поскольку пятна возникают в области северного и южного полушарий в поясе широт от 5˚ до 30˚, можно высказать предположение, что наличие большого градиента скоростей потоков эфира в этих областях стимулирует появление относительно устойчивых вихревых тороидальных образований, каковыми и являются солнечные пятна. Тогда становится понятной их природа: вихревые тороиды вблизи поверхности Солнца могут иметь два положения: первое, при котором плоскость тороида перпендикулярна плоскости поверхности, половина тороида при этом находится в теле Солнца; второе, при котором плоскость тороида совпадает с плоскостью поверхности Солнца. В первом случае мы имеем на поверхности разрез тороида поперек его плоскости (биполярные пятна), во втором – по плоскости (униполярные пятна), в которых просматривается только центральная часть тороида (керн). Мультиполярные пятна представляют собой, видимо, хаотический набор биполярных и униполярных пятен. В виде «пятен» наблюдаются только компактные разрезы тороидов на поверхности Солнца, ибо та часть, которая находится вне Солнца, имеет значительно меньшую плотность и большие размеры, ее наблюдение затруднительно.

Обращает на себя внимание и тот факт, что периодичность появления пятен совпадает с периодичностью обращения вокруг Солнца тяжелых планет. В первую очередь, Юпитера и Сатурна, на что обращали внимание еще древние астрологи. Это направление исследовано явно недостаточно, и проведение исследование в этом направлении может существенно прояснить общую картину.

Солнечный ветер представляет собой постоянное радиальное истечение плазмы солнечной короны в межпланетное пространство [6]. Образование солнечного ветра связано с потоком энергии, поступающим в корону из глубоких слоев Солнца. Постоянный нагрев короны, имеющей температуру 1,5-2 млн. градусов, не уравновешивается потерей энергии за счет излучения, т.к. плотность короны мала. Избыточную энергию уносят частицы Солнечной короны.

В основании короны частицы имеют скорость порядка сотен м/с, на расстоянии нескольких радиусов от Солнца (Rc = 6,96·108м) она достигает звуковой скорости в плазме 100-150 км/с, а на расстоянии 1 а. е., т. е. у орбиты Земли на расстоянии порядка 1,5·1011

170

м от центра Солнца скорость протонов плазмы составляет 300-750 км/с.

Ускорение частиц в ближайшей от поверхности Солнца зоне связано с непрерывным поступлением в окружающее Солнце пространство протонов и альфа-частиц из недр Солнца. По мере удаления от Солнца плотность Солнечного ветра уменьшается, давление падает, и градиент давлений ускоряет частицы, придавая тем самым им ускорение. Здесь все обычно.

6.4. Кометы в Солнечной системе

6.4.1. Современные представления о кометах

Кометы (от греч. kometes — звезда с хвостом, букв. длинноволосый) – тела Солнечной системы, имеющие вид туманных объектов, обычно со светлым сгустком — ядром в центре и хвостом (рис. 5.1). Количество комет в Солнечной системе чрезвычайно велико и достигает сотен миллиардов. Однако наблюдениям доступно лишь малое число комет, заходящих внутрь орбиты Юпитера. Кометы наблюдаются тогда, когда ее ядро – небольшое ледяное тело – приближается к Солнцу на расстояние, меньшее 4–5 астрономических единиц, т.е. на расстояние порядка 600–750 млн. км. Тогда оно прогревается лучами Солнца, и из ядра начинают выделяться газ и пыль. Так считают ученые [7-13] В отличие от планет кометы движутся по вытянутым траекториям, подходя близко к Земле и другим планетам, но дальняя часть орбиты – афелий – у многих комет выходит далеко за пределы Солнечной системы. А некоторые кометы и вовсе в нее не возвращаются.

К 1971 г. было вычислено около 1 тыс. систем элементов комет, результаты вычислений сведены в соответствующие каталоги. Существуют кометы короткопериодические с периодом обращения вокруг Солнца менее 200 лет и длиннопериодические с большим периодом. Кометы, обладающие гиперболическими орбитами, удаляясь от Солнца, навсегда покидают Солнечную систему, уходя в межзвездное пространство. Силы всемирного тяготения заставляют кометы группироваться в двух поясах — УипплаКойпера (по именам американских астрономов XX столетия Фреда Лоуренса Уиппла и Джерарда Петера Койпера), расположенного



Hosted by uCoz