SISÄÄN viime vuodet tiedemiehet ovat huomanneet sen Maan magneettikenttä heikkenee. Se on heikentynyt viimeiset 2000 vuotta, mutta viimeisen 500 vuoden aikana tämä prosessi on tapahtunut ennennäkemättömällä vauhdilla.

Aurinkokenttä sen sijaan on voimistunut huomattavasti viimeisen 100 vuoden aikana. Vuodesta 1901 lähtien aurinkokenttä on kasvanut 230 prosenttia. Toistaiseksi tiedemiehet eivät ole täysin ymmärtäneet, mitä seurauksia tästä tulee maan asukkaille.

Aurinkokentän vahvistaminen:

NASAn mukaan seuraava 24. aurinkosykli alkoi jo. Vuoden 2008 alussa tallennettiin auringonpurkaus, mikä todistaa tämän. Tämän syklin odotetaan saavuttavan huippunsa vuoteen 2012 mennessä.

Mikä se on, nämä tummia pisteitä auringossa? Yritetään selvittää se.

Olipa kerran tummia pisteitä auringossa harkittiin mystinen ilmiö. Tätä harkittiin, kunnes auringonpilkkujen ja auringon säteilemän lämmön välillä löydettiin yhteys. Auringossa kiehuva kaasu luo voimakkaan magneettikentän, joka rikkoutuu paikoin muodostaen jotain reiän tai tumman täplän kaltaista ja vapauttaa siten osan energiastaan ​​avaruuteen.

tummia kohtia syntyvät valon sisällä. klo aurinko Kuten maapallolla, sillä on päiväntasaaja. Auringon päiväntasaajalla energian pyörimisnopeus on suurempi kuin aurinkonavoilla. Näin ollen aurinkoenergia sekoittuu ja kiertelee jatkuvasti ja sen vapautumispaikoissa Auringon pinnalle ilmestyy tummia pisteitä. Koronan lämpö leviää avaruuteen.

Päivä toisensa jälkeen aurinko näyttää meille samalta. Se ei kuitenkaan ole. Aurinko jatkuvasti muuttuva. kesti keskimäärin 11 vuotta. " auringon minimi” on sykli, jossa täpliä ei ole lähes kokonaan. Matalilla on rauhoittava vaikutus maapalloon, ne liittyvät maan jäähtymisjaksoihin. " aurinko huiput” on sykli, jonka aikana muodostuu monia pisteitä ja sepelvaltimon ejektiot.

Kun aurinko on hyvin aktiivinen, paljon tummia kohtia ja Auringon energiapäästöt aiheuttavat Maan magneettikentän häiriöitä, joiden yhteydessä käsite " aurinkomyrsky”, ja osana pitkän aikavälin prosessia yhdistämme käsitteen ”avaruussää”.

aurinkomyrsky

Aikana aurinko maksimi sepelvaltimotoimintaa havaitaan jopa navoissa aurinko. Auringonpurkaus vastaa miljardeja megatonneja dynamiittia. Keskittyneet päästöt vapauttavat valtavan määrän energiaa, joka saavuttaa maan noin 15 minuutissa. Auringon päästöt vaikuttavat Maan magneettikentän lisäksi myös astronautteihin, kiertäviin satelliitteihin, maan voimalaitoksiin, ihmisten hyvinvointiin ja aiheuttavat toisinaan säteilytason nousua. Vuonna 1959 yksi tarkkailija näki salaman paljaalla silmällä. Jos tällainen epidemia tapahtuu tänään, noin 130 miljoonaa ihmistä jää ilman sähköä vähintään kuukaudeksi. On yhä tärkeämpää ymmärtää ja ennustaa aurinkoista säätä. Tätä varten ulkoavaruuteen on laukaissut satelliitteja, joiden avulla on mahdollista tarkkailla auringonpilkkuja jo ennen kuin se kääntää iskupuolensa Maata kohti. aurinkoenergia antaa elämän kaikelle maan päällä olevalle. Aurinko suojaa meitä kosmiselta vaikutukselta. Mutta meidän suojeleminen voi joskus vahingoittaa meitä. Elämää maan päällä on olemassa erittäin herkän tasapainon seurauksena.

Kuten esimerkiksi viime vuosituhannen puolivälissä. Jokainen planeettamme asukas on tietoinen siitä, että lämmön ja valon päälähteessä on pieniä tummumia, joita on vaikea nähdä ilman erityisiä laitteita. Mutta kaikki eivät tiedä tosiasiaa, että ne johtavat siihen, mikä voi vaikuttaa suuresti Maan magneettikenttään.

Määritelmä

puhuminen selkeää kieltä Auringonpilkut ovat tummia laikkuja, jotka muodostuvat Auringon pinnalle. On virhe uskoa, että ne eivät säteile kirkasta valoa, mutta verrattuna muuhun fotosfääriin ne ovat todellakin paljon tummempia. Niiden pääominaisuus on matala lämpötila. Siten auringonpilkut ovat noin 1500 Kelviniä viileämpiä kuin muut niitä ympäröivät alueet. Itse asiassa ne edustavat niitä alueita, joiden kautta magneettikentät tulla pintaan. Tämän ilmiön ansiosta voimme puhua sellaisesta prosessista kuin magneettinen aktiivisuus. Vastaavasti, jos pisteitä on vähän, tätä kutsutaan hiljaiseksi ajanjaksoksi, ja kun niitä on paljon, tällaista ajanjaksoa kutsutaan aktiiviseksi. Jälkimmäisen aikana Auringon hehku on hieman kirkkaampaa tummien alueiden ympärillä olevien taskulamppujen ja flokkien ansiosta.

Opiskelu

Auringonpilkkujen havainnointi on jatkunut pitkään, sen juuret ulottuvat aikakauteen eKr. Joten Theophrastus Aquinas 4. vuosisadalla eKr. e. mainitsi niiden olemassaolon teoksissaan. Ensimmäinen luonnos tummumisesta päätähden pinnalla löydettiin vuonna 1128, se kuuluu John Worcesterille. Lisäksi XIV vuosisadan muinaisissa venäläisissä teoksissa mainitaan mustia aurinkoläiskiä. Tiede alkoi nopeasti tutkia niitä 1600-luvulla. Useimmat tuon ajanjakson tiedemiehet pitivät kiinni versiosta, jonka mukaan auringonpilkut ovat planeettoja, jotka liikkuvat Auringon akselin ympäri. Mutta Galileon keksimän kaukoputken jälkeen tämä myytti kumottiin. Hän havaitsi ensimmäisenä, että täplät ovat olennainen osa itse aurinkorakennetta. Tämä tapahtuma synnytti voimakkaan tutkimus- ja havaintoaallon, joka ei ole lakannut siitä lähtien. Nykyaikainen tutkimus on laajuudessaan hämmästyttävää. 400 vuoden ajan edistystä tällä alalla on tullut konkreettista, ja nyt Belgian kuninkaallinen observatorio laskee auringonpilkkujen määrää, mutta tämän kosmisen ilmiön kaikkien puolien paljastaminen jatkuu edelleen.

Ulkomuoto

Jo koulussa lapsille kerrotaan magneettikentän olemassaolosta, mutta yleensä mainitaan vain poloidikomponentti. Mutta auringonpilkkujen teoria sisältää myös toroidisen elementin tutkimuksen, tietysti, puhumme jo Auringon magneettikentästä. Maapallon lähellä sitä ei voida laskea, koska se ei näy pinnalla. Toinen tilanne on taivaanruumis. Tietyissä olosuhteissa magneettiputki kelluu ulos fotosfäärin läpi. Kuten arvasit, tämä poisto aiheuttaa auringonpilkkujen muodostumisen pinnalle. Useimmiten tätä tapahtuu suuria määriä, minkä vuoksi täplien ryhmäklusterit ovat yleisimpiä.

Ominaisuudet

Keskimäärin se saavuttaa 6000 K, kun taas täplillä se on noin 4000 K. Tämä ei kuitenkaan estä niitä edelleen tuottamasta voimakasta valoa. auringonpilkkuja ja aktiivisilla alueilla eli auringonpilkkuryhmillä on erilainen elinikä. Ensimmäiset elävät muutamasta päivästä useisiin viikkoihin. Mutta jälkimmäiset ovat paljon sitkeämpiä ja voivat pysyä fotosfäärissä kuukausia. Mitä tulee kunkin yksittäisen paikan rakenteeseen, se näyttää olevan monimutkainen. Sen keskiosaa kutsutaan varjoksi, joka näyttää ulospäin monofoniselta. Sitä vuorostaan ​​ympäröi penumbra, joka erottuu vaihtelevuudestaan. Kylmän plasman ja magneettisen kosketuksen seurauksena siinä on havaittavissa aineen heilahteluja. Auringonpilkkujen koot sekä niiden lukumäärä ryhmissä voivat olla hyvin erilaisia.

Auringon aktiivisuuden syklit

Kaikki tietävät, että taso muuttuu jatkuvasti. Tämä säännös johti 11 vuoden syklin käsitteen syntymiseen. Auringonpilkut, niiden ulkonäkö ja määrä liittyvät hyvin läheisesti tähän ilmiöön. Tämä kysymys on kuitenkin edelleen kiistanalainen, koska yksi sykli voi vaihdella 9-14 vuoden välillä ja aktiivisuuden taso muuttuu hellittämättä vuosisadasta toiseen. Siten voi olla rauhallisia aikoja, jolloin täplät ovat käytännössä poissa yli vuoden. Mutta päinvastoin voi myös tapahtua, kun niiden lukumäärää pidetään epänormaalina. Aikaisemmin syklin alun lähtölaskenta aloitettiin auringon aktiivisuuden minimihetkestä. Mutta parannettujen tekniikoiden myötä laskenta suoritetaan siitä hetkestä lähtien, kun pisteiden napaisuus muuttuu. Tietoa aiemmasta auringon aktiivisuudesta on saatavilla tutkittavaksi, mutta niitä ei todennäköisesti ole eniten uskollinen avustaja tulevaisuuden ennustamisessa, koska Auringon luonne on hyvin arvaamaton.

Vaikutus planeetalle

Ei ole mikään salaisuus, että aurinko on tiiviissä vuorovaikutuksessa jokapäiväisen elämämme kanssa. Maapallo on jatkuvasti alttiina ulkopuolelta tuleville erilaisten ärsykkeiden hyökkäyksille. Magnetosfääri ja ilmakehä suojaavat planeettaa niiden tuhoisilta vaikutuksilta. Mutta valitettavasti he eivät pysty vastustamaan häntä täysin. Näin ollen satelliitit voidaan poistaa käytöstä, radioviestintä katkeaa ja astronautit altistuvat lisääntyneelle vaaralle. Lisäksi säteily vaikuttaa ilmastonmuutokseen ja jopa ihmisen ulkonäköön. Keholla on sellainen ilmiö kuin aurinkopisteet, jotka ilmestyvät ultraviolettisäteilyn vaikutuksesta.

Tätä asiaa ei ole vielä tutkittu riittävästi, samoin kuin auringonpilkkujen vaikutusta jokapäiväinen elämä ihmisistä. Toinen magneettisista häiriöistä riippuvainen ilmiö voidaan kutsua Magneettisista myrskyistä on tullut yksi kuuluisimmista auringon toiminnan seurauksista. Ne edustavat toista ulkoista kenttää Maan ympärillä, joka on samansuuntainen vakion kanssa. Nykyajan tutkijat jopa yhdistävät lisääntyneen kuolleisuuden sekä sairauksien pahenemisen sydän- ja verisuonijärjestelmästä tämän hyvin magneettikentän syntyessä. Ja ihmisten keskuudessa se alkoi jopa vähitellen muuttua taikauskoksi.

Opiskelun historia

Ensimmäiset tiedot auringonpilkkuista ovat peräisin vuodelta 800 eaa. e. Kiinassa .

Luonnoksia pisteistä John of Worcesterin kronikasta

Täplät piirrettiin ensimmäisen kerran vuonna 1128 John of Worcesterin kronikassa.

Ensimmäinen tunnettu maininta auringonpilkkuista muinaisessa venäläisessä kirjallisuudessa on Nikon Chronicle -kirjassa, 1300-luvun jälkipuoliskolla:

taivaassa oli merkki, aurinko oli kuin veri, ja sen mukaan paikat ovat mustia

ole merkki auringossa, paikat ovat mustia auringossa, kuin naulat, ja pimeys oli suuri

Ensimmäiset tutkimukset keskittyivät täplien luonteeseen ja käyttäytymiseen. Huolimatta siitä, että täplien fyysinen luonne jäi epäselväksi 1900-luvulle asti, havaintoja jatkettiin. 1800-luvulla oli jo tarpeeksi pitkä sarja auringonpilkkuhavaintoja, jotta Auringon toiminnassa havaittiin säännöllisiä vaihteluita. Vuonna 1845 D. Henry ja S. Alexander (eng. S Aleksanteri ) Princetonin yliopistosta suoritti havaintoja Auringosta erityisellä lämpömittarilla (en:thermopile) ja totesi, että täplien emission voimakkuus verrattuna Auringon ympäröiviin alueisiin on pienempi.

ilmaantuminen

Auringonpilkun ilmaantuminen: magneettiset viivat tunkeutuvat Auringon pintaan

Täplät näkyvät häiriöiden seurauksena yksittäisiä osia auringon magneettikenttä. Tämän prosessin alussa magneettikenttäputket "murtautuvat" fotosfäärin läpi korona-alueelle ja voimakas kenttä vaimentaa rakeissa olevan plasman konvektiivista liikettä estäen energian siirtymisen sisäalueilta ulospäin näissä. paikoissa. Ensin tähän paikkaan ilmestyy soihtu, hieman myöhemmin ja länteen - pieni piste nimeltään on aika, useita tuhansia kilometrejä. Muutaman tunnin sisällä magneettisen induktion arvo kasvaa (alkuarvoilla 0,1 Tesla), huokosten koko ja lukumäärä kasvaa. Ne sulautuvat toisiinsa ja muodostavat yhden tai useamman täplän. Pilkkujen suurimman aktiivisuuden aikana magneettisen induktion suuruus voi olla 0,4 Tesla.

Täplien käyttöikä saavuttaa useita kuukausia, eli yksittäisiä ryhmiä auringonpilkkuja voidaan havaita useiden Auringon kierrosten sisällä. Juuri tämä tosiasia (havaittujen pisteiden liike aurinkokiekkoa pitkin) toimi perustana Auringon pyörimisen osoittamiselle ja mahdollisti ensimmäisten mittausten suorittamisen Auringon pyörimisjaksosta sen akselin ympäri.

Täplät muodostuvat yleensä ryhmissä, mutta joskus siellä on yksittäinen vain muutaman päivän elävä piste tai bipolaarinen ryhmä: kaksi eri magneettista napaisuutta omaavaa täplää, joita yhdistää magneettikenttä. Läntistä pistettä tällaisessa kaksisuuntaisessa ryhmässä kutsutaan "johtavaksi", "pääksi" tai "P-pisteeksi" (englannista. edeltävä), itäinen - "orja", "häntä" tai "F-piste" (englannista. seurata).

Vain puolet täplistä elää yli kaksi päivää ja vain kymmenesosa yli 11 päivää.

Auringon 11-vuotisen aktiivisuussyklin alussa auringonpilkkuja ilmaantuu korkeilla heliografisilla leveysasteilla (luokkaa ±25-30°), ja syklin edetessä täplät vaeltavat auringon päiväntasaajalle saavuttaen ±5 leveysasteen. -10° jakson lopussa. Tätä mallia kutsutaan "Spörerin laiksi".

Auringonpilkkuryhmät ovat suunnilleen yhdensuuntaisia ​​auringon päiväntasaajan kanssa, mutta ryhmän akselilla on jonkin verran kaltevuutta päiväntasaajaan nähden, mikä pyrkii kasvamaan kauempana päiväntasaajasta sijaitsevissa ryhmissä (ns. "Joyn laki").

Ominaisuudet

Auringon pinnan keskilämpötila on noin 6000 K (tehollinen lämpötila 5770 K, säteilylämpötila 6050 K). Täplien keskimmäisellä, tummimmalla alueella lämpötila on vain noin 4000 K, normaalin pinnan rajaavien täplien ulkoalueiden lämpötila on 5000-5500 K. Huolimatta siitä, että täplien lämpötila on alhaisempi, niiden aines säteilee edelleen valoa, joskin vähemmässä määrin kuin muu pinta. Juuri tästä lämpötilaerosta johtuen, kun havaitaan, syntyy vaikutelma, että täplät ovat tummia, melkein mustia, vaikka itse asiassa ne myös hehkuvat, mutta niiden hehku katoaa kirkkaamman aurinkokiekon taustaa vasten.

Pinnan keskimmäistä tummaa osaa kutsutaan varjoksi. Yleensä sen halkaisija on noin 0,4 pisteen halkaisijasta. Varjossa magneettikentän voimakkuus ja lämpötila ovat melko tasaiset ja hehkun intensiteetti näkyvässä valossa on 5-15 % valokehän arvosta. Varjoa ympäröi penumbra, joka koostuu vaaleista ja tummista säteittäisistä kuiduista, joiden hehkun intensiteetti on 60-95 % valokuiduista.

Auringon pinta alueella, jossa täplä sijaitsee, sijaitsee noin 500-700 km alempana kuin ympäröivän fotosfäärin pinta. Tätä ilmiötä kutsutaan Wilsonin masennukseksi.

Auringonpilkut ovat auringossa eniten aktiivisia alueita. Jos täpliä on monia, on suuri todennäköisyys, että magneettiset viivat yhdistyvät uudelleen - yhden pisteryhmän sisällä kulkevat viivat yhdistyvät toisesta pisteryhmästä peräisin olevien linjojen kanssa, joilla on vastakkainen polariteetti. Tämän prosessin näkyvä tulos on auringonpurkaus. Maahan saavuttava säteilypurske aiheuttaa voimakkaita häiriöitä sen magneettikentässä, häiritsee satelliittien toimintaa ja vaikuttaa jopa planeetalla sijaitseviin esineisiin. Maan magneettikentän häiriöistä johtuen revontulien todennäköisyys on alhainen maantieteelliset leveysasteet. Maan ionosfääri on myös alttiina auringon aktiivisuuden vaihteluille, mikä ilmenee lyhyiden radioaaltojen etenemisen muutoksena.

Luokittelu

Täplät luokitellaan eliniän, koon ja sijainnin mukaan.

Kehityksen vaiheet

Paikallinen magneettikentän vahvistuminen, kuten edellä mainittiin, hidastaa plasman liikettä konvektiokennoissa ja siten hidastaa lämmön siirtymistä Auringon pintaan. Tämän prosessin vaikutusten kohteena olevien rakeiden jäähdyttäminen (noin 1000 °C:lla) johtaa niiden tummumiseen ja yksittäisen täplän muodostumiseen. Jotkut niistä katoavat muutaman päivän kuluttua. Toiset kehittyvät kaksinapaisiksi ryhmiksi, joissa on kaksi pistettä, joiden magneettiset viivat ovat vastakkaisia. Niistä voi muodostua monen täplän ryhmiä, jotka alueen lisääntyessä edelleen penumbra yhdistä jopa satoja pisteitä, joiden koko on satoja tuhansia kilometrejä. Sen jälkeen täplien aktiivisuus laskee hitaasti (usean viikon tai kuukauden aikana) ja niiden koko pienenee pieniksi kaksois- tai yksittäisiksi pisteiksi.

Suurimpiin auringonpilkkuryhmiin liittyy aina ryhmä toisella pallonpuoliskolla (pohjoinen tai etelä). Magneettiset viivat tulevat tällaisissa tapauksissa ulos yhden pallonpuoliskon täplistä ja menevät sisään toisessa pallonpuoliskossa.

Paikalla ryhmien koot

Täpläryhmän kokoa kuvaa yleensä sen geometrinen laajuus sekä siihen sisältyvien täplien lukumäärä ja niiden kokonaispinta-ala.

Ryhmässä voi olla yhdestä puoleentoista sataan tai enemmän paikkoja. Ryhmäalueet, jotka mitataan kätevästi auringon puolipallon pinta-alan miljoonasosissa (m.s.p.), vaihtelevat useista m.s.p. jopa useita tuhansia m.s.p.

Auringonpilkkuryhmien jatkuvan havaintojakson (1874-2012) maksimialue oli ryhmä nro 1488603 (Greenwichin luettelon mukaan), joka ilmestyi aurinkolevylle 30. maaliskuuta 1947, maksimissaan 18. Auringon aktiivisuuden 11 vuoden sykli. Huhtikuun 8. päivään mennessä sen kokonaispinta-ala oli 6132 m.s.p. (1,87 10 10 km², mikä on yli 36 kertaa maapallon pinta-ala). Maksimikehityksensä vaiheessa tämä ryhmä koostui yli 170 yksittäisestä auringonpilkasta.

syklisyyttä

Auringon kiertokulku liittyy auringonpilkkujen esiintymistiheyteen, niiden aktiivisuuteen ja elinikään. Yksi sykli kattaa noin 11 vuotta. Vähimmäisaktiivisuuden aikana auringonpilkkuja on hyvin vähän tai ei ollenkaan, kun taas maksimijaksojen aikana niitä voi olla useita satoja. Jokaisen jakson lopussa auringon magneettikentän polariteetti vaihtuu, joten on oikeampaa puhua 22 vuoden aurinkosyklistä.

Jakson kesto

Vaikka keskimääräinen auringon aktiivisuussykli kestää noin 11 vuotta, on jaksoja 9–14 vuotta. Myös keskiarvot muuttuvat vuosisatojen kuluessa. Siten 1900-luvulla keskimääräinen syklin pituus oli 10,2 vuotta.

Syklin muoto ei ole vakio. Sveitsiläinen tähtitieteilijä Max Waldmeier väitti, että siirtyminen auringon aktiivisuuden minimistä maksimiaktiivisuuteen tapahtuu nopeammin, mitä suurempi on tässä syklissä tallennettujen auringonpilkkujen enimmäismäärä (niin sanottu "Waldmeier-sääntö").

Jakson alku ja loppu

Aikaisemmin syklin alkua pidettiin hetkenä, jolloin auringon aktiivisuus oli minimipisteessään. Kiitokset nykyaikaisia ​​menetelmiä mittauksissa tuli mahdolliseksi määrittää auringon magneettikentän polariteetin muutos, joten nyt syklin alkajaksi otetaan pisteiden polariteetin muutoshetki.

Jaksojen numerointia ehdotti R. Wolf. Ensimmäinen sykli tämän numeroinnin mukaan alkoi vuonna 1749. Vuonna 2009 alkoi 24. aurinkosykli.

• Viimeisen rivin tiedot - ennuste

Auringonpilkkujen enimmäismäärässä tapahtuu ajoittainen muutos, jonka tyypillinen ajanjakso on noin 100 vuotta ("maallinen sykli"). Tämän syklin viimeiset pohjat olivat noin 1800-1840 ja 1890-1920. Oletetaan, että on olemassa vieläkin pitkiä syklejä.

Katso myös

Huomautuksia

Linkit

• United Database of Sunspot Magnetic Fields - sisältää kuvia auringonpilkkuista vuosilta 1957-1997
• Auringonpilkkukuvat Locarno Montin observatoriosta - kattaa ajanjakson 1981-2011
• Avaruusfysiikka. Little Encyclopedia M.: Neuvostoliiton tietosanakirja, 1986

Animaatiot-kaaviot auringonpilkkujen syntyprosessista

• miten auringonpilkut muodostuvat? (Kuinka auringonpilkut muodostuvat?)

Aurinko
Rakenne	Ydin · Säteilevä siirtovyöhyke · konvektiivinen vyöhyke
Tunnelma	Photosphere · Kromosfääri · aurinko korona
Laajennettu rakenne	Heliosfääri (Heliosfäärin virtalevy · shokkiaallon raja) · heliosfäärin vaippa · heliopaussi · keula shokkiaalto
aurinkoon liittyen ilmiöitä	Auringonpimennys · Auringon aktiivisuus ( auringonpilkkuja · auringon soihdut · koronaaliset massapoistot) · Auringon säteily (auringon säteilyn vaihtelut) · koronaalisia reikiä · Koronaaliset silmukat · taskulamput · Rakeet · hiutaleita · Kohotukset ja kuidut · Spicules · Supergranulaatio · aurinkoinen tuuli · Morton Wave
liittyvät aiheet	aurinkokunta · aurinkodynamo · Tähtien evoluutio

Auringon täplät

Aurinko on kaikista tähdistä ainoa, jota emme näe kimaltavana pisteenä, vaan kimaltavana kiekkona. Tämän ansiosta tähtitieteilijöillä on mahdollisuus tutkia sen pinnan erilaisia ​​yksityiskohtia.

Mikä on aurinkopisteet?

Auringonpilkut ovat kaukana vakaista muodostelmista. Niitä syntyy, kehittyy ja katoaa, ja uusia ilmaantuu kadonneiden tilalle. Joskus muodostuu jättiläismäisiä pisteitä. Joten huhtikuussa 1947 Auringossa havaittiin monimutkainen piste: sen pinta-ala ylitti pinta-alan maapallo 350 kertaa! Se näkyi selvästi paljaalla silmällä.

Auringon täplät

Tällaisia ​​suuria auringonpilkkuja on havaittu muinaisista ajoista lähtien. Nikonin kronikasta vuodelta 1365 löytyy maininta siitä, kuinka esi-isämme Venäjällä näkivät "tummia pisteitä, kuten nauloja" Auringossa metsäpalojen savun läpi.

Auringon itäiselle (vasemmalle) reunalle ilmestyvät, sen kiekkoa pitkin vasemmalta oikealle liikkuvat ja päivänvalon läntisen (oikean) reunan taakse katoavat auringonpilkut tarjoavat erinomaisen mahdollisuuden paitsi varmistaa Auringon pyörimisen akselinsa ympäri , mutta myös määrittää tämän kierron jakso (tarkemmin määriteltynä spektrilinjojen Doppler-siirtymän perusteella). Mittaukset osoittivat: Auringon kiertoaika päiväntasaajalla on 25,38 vuorokautta (liikkuvassa maassa olevaan tarkkailijaan suhteutettuna - 27,3 päivää), keskimmäisillä leveysasteilla - 27 päivää ja napojen lähellä noin 35 päivää. Aurinko siis pyörii nopeammin päiväntasaajalla kuin navoilla. Vyöhykekierto Valaisimet todistavat sen kaasumaisesta tilasta. Teleskoopin suuren pisteen keskiosa näyttää täysin mustalta. Mutta täplät näyttävät vain tummilta, koska havaitsemme niitä kirkkaan fotosfäärin taustaa vasten. Jos täplää voitaisiin tarkastella erikseen, näkisimme sen hehkuvan voimakkaammin kuin sähkökaari, koska sen lämpötila on noin 4500 K eli 1500 K vähemmän kuin fotosfäärin lämpötila. Keskikokoinen auringonpilkku yötaivasta vasten näyttäisi yhtä kirkkaalta kuin kuu täysikuun aikaan. Vain täplät eivät säteile keltaista, vaan punertavaa valoa.

Yleensä suuren täplän tummaa ydintä ympäröi harmaa penumbra, joka koostuu vaaleista säteittäisistä kuiduista, jotka sijaitsevat tummalla taustalla. Kaikki tämä rakenne näkyy selvästi jopa pienessä kaukoputkessa.

täpliä auringossa

Vuonna 1774 skotlantilainen tähtitieteilijä Alexander Wilson (1714-1786) havainnoi täpliä aurinkolevyn reunalla, päätteli, että suuret täplät ovat fotosfäärin syvennyksiä. Lisälaskelmat osoittivat, että auringonpilkun "pohja" on keskimäärin 700 km fotosfäärin tason alapuolella. Sanalla sanoen täplät ovat jättimäisiä suppiloja fotosfäärissä.

Vetysäteiden täplien ympärillä näkyy selvästi kromosfäärin pyörrerakenne. Tämä pyörrerakenne osoittaa voimakkaita kaasuliikkeitä paikan ympärillä. Saman kuvion luovat pahvilevylle ripottelevat rautaviilat, jos niiden alle laitetaan magneetti. Tämä samankaltaisuus sai amerikkalaisen tähtitieteilijän George Halen (1868-1938) epäilemään, että auringonpilkut olivat valtavia magneetteja.

Hale tiesi, että spektriviivat halkeavat, kun emittoiva kaasu asetetaan magneettikenttään (ns. Zeemanin jakautuminen). Ja kun tähtitieteilijä vertasi auringonpilkkujen spektrissä havaitun halkeamisen suuruutta laboratoriokokeiden tuloksiin Kanssa kaasua magneettikentässä, hän havaitsi, että pisteiden magneettikentät ovat tuhansia kertoja suurempia kuin maan magneettikentän induktio. Magneettikentän voimakkuus maan pinnalla on noin 0,5 oersted. Ja auringonpilkkuissa se on aina yli 1500 oerstediä - joskus se saavuttaa 5000 oerstediä!

Auringonpilkkujen magneettisen luonteen löytäminen on yksi tärkeimmistä astrofysiikan löydöistä 1900-luvun alussa. Ensimmäistä kertaa havaittiin, että maapallollamme, mutta myös muilla taivaankappaleilla on magneettisia ominaisuuksia. Aurinko on noussut esiin tässä suhteessa. Vain planeetallamme on pysyvä dipolimagneettikenttä, jossa on kaksi napaa, ja Auringon magneettikentällä on monimutkainen rakenne, ja lisäksi se "kääntyy", eli se muuttaa merkkiään tai napaisuutta. Ja vaikka auringonpilkut ovat erittäin vahvoja magneetteja, Auringon kokonaismagneettikenttä ylittää harvoin 1 oersted, mikä on useita kertoja suurempi kuin Maan keskimääräinen kenttä.

Vahva magneettikenttä bipolaarisessa auringonpilkkuryhmässä

Pisteiden voimakas magneettikenttä on juuri syy niiden alhaiseen lämpötilaan. Loppujen lopuksi kenttä luo eristävän kerroksen täplän alle ja tästä johtuen se hidastaa jyrkästi konvektioprosessia - se vähentää energian tuloa tähden syvyyksistä.

Suuret täplät näkyvät mieluiten pareittain. Jokainen tällainen pari sijaitsee lähes yhdensuuntaisesti auringon päiväntasaajan kanssa. Etupiste eli pääpiste liikkuu yleensä hieman nopeammin kuin perässä oleva (häntä)piste. Siksi täplät siirtyvät ensimmäisten päivien aikana pois toisistaan. Samalla täplien koko kasvaa.

Usein kahden pääpisteen väliin ilmestyy pienten täplien "ketju". Tämän jälkeen hännäntäplä voi hajota nopeasti ja kadota. Jäljelle jää vain kärkipiste, joka vähenee hitaammin ja elää keskimäärin 4 kertaa pidempään kuin seuralainen. Samanlainen kehitysprosessi on ominaista lähes jokaiselle suurelle auringonpilkkuryhmälle. Useimmat täplät elävät vain muutaman päivän (jopa muutaman tunnin!), kun taas toiset kestävät useita kuukausia.

Täplät, joiden halkaisija on 40-50 tuhatta km, voidaan nähdä valosuodattimen (tiheästi savustetun lasin) läpi paljaalla silmällä.

Mitä ovat auringonpurkaukset?

Syyskuun 1. päivänä 1859 kaksi englantilaista tähtitieteilijää, Richard Carrington ja S. Hodgson, tarkkailivat itsenäisesti aurinkoa valkoisessa valossa, näkivät salaman kaltaisen salaman välähdyksen yhtäkkiä yhden auringonpilkkuryhmän joukossa. Tämä oli ensimmäinen havainto uudesta, vielä tuntemattomasta ilmiöstä Auringossa; myöhemmin sitä kutsuttiin auringonpurkaukseksi.

Mikä on auringonpurkaus? Lyhyesti sanottuna tämä on voimakkain Auringon räjähdys, jonka seurauksena valtava määrä auringon ilmakehän rajoitettuun määrään kertynyttä energiaa vapautuu nopeasti.

Useimmiten välähdyksiä esiintyy neutraaleilla alueilla, jotka sijaitsevat suurten, vastakkaisen napaisuuden pisteiden välissä. Yleensä soihdun kehittyminen alkaa äkillisellä heijastusalueen kirkkauden lisääntymisellä - kirkkaamman ja siten kuumemman fotosfäärin alueella. Sitten tapahtuu katastrofaalinen räjähdys, jonka aikana aurinkoplasma kuumenee 40-100 miljoonaan K. Tämä ilmenee Auringon lyhytaaltosäteilyn (ultravioletti ja röntgen) moninkertaisena vahvistumisena sekä lisääntymisenä päivänvalon "radioäänessä" ja kiihtyneiden aurinkosolujen (hiukkasten) vapautumisessa. Ja joissakin voimakkaimmista soihduksista syntyy jopa auringon kosmisia säteitä, joiden protonit saavuttavat nopeuden, joka vastaa puolta valon nopeudesta. Tällaisilla hiukkasilla on tappavaa energiaa. Ne pystyvät tunkeutumaan lähes esteettömästi avaruusalus ja tuhota elävän organismin solut. Siksi auringon kosmiset säteet voivat aiheuttaa vakavan vaaran miehistölle, jonka äkillinen salama saa kiinni lennon aikana.

Siten auringonpurkaukset lähettävät säteilyä sähkömagneettisten aaltojen ja ainehiukkasten muodossa. Sähkömagneettisen säteilyn vahvistuminen tapahtuu useilla eri aallonpituuksilla - kovista röntgen- ja gammasäteistä kilometrin radioaalloille. Tässä tapauksessa näkyvän säteilyn kokonaisvirta pysyy aina vakiona prosenttiosien tarkkuudella. Auringon heikkoja soihduksia esiintyy melkein aina ja suuria - kerran muutamassa kuukaudessa. Mutta suurimman aurinkoaktiivisuuden vuosina suuria auringonpurkauksia tapahtuu useita kertoja kuukaudessa. Yleensä pieni välähdys kestää 5-10 minuuttia; tehokkain - muutama tunti. Tänä aikana jopa 10 miljardin tonnin massainen plasmapilvi sinkoutuu lähes aurinkoavaruuteen ja vapautuu energiaa, joka vastaa kymmenien tai jopa satojen miljoonien vetypommien räjähdystä! Suurimpienkin soihdutusten teho ei kuitenkaan ylitä prosentin sadasosaa auringon kokonaissäteilyn tehosta. Siksi salaman aikana päivänvalomme kirkkaus ei kasva havaittavasti.

Ensimmäisen miehistön lennon aikana amerikkalaisella Skylab-kiertorataasemalla (touko-kesäkuu 1973) he onnistuivat kuvaamaan salaman rautahöyryn valossa 17 miljoonan K:n lämpötilassa, jonka pitäisi olla kuumempi kuin keskellä aurinkofuusioreaktori. Ja viime vuosina gammasäteilyn pulsseja on tallennettu useista soihduksista.

Tällaiset impulssit johtuvat todennäköisesti alkuperästään tuhoaminen elektroni-positroniparit. Positronin tiedetään olevan elektronin antihiukkanen. Sillä on sama massa kuin elektronilla, mutta sillä on päinvastainen sähkövaraus. Kun elektroni ja positroni törmäävät, mikä voi tapahtua auringonpurkausissa, ne tuhoutuvat välittömästi ja muuttuvat kahdeksi gammasäteilyfotoniksi.

Kuten mikä tahansa kuumennettu kappale, aurinko lähettää jatkuvasti radioaaltoja. Lämpö radiolähetys hiljaisesta auringosta, kun siinä ei ole täpliä ja välähdyksiä, se tulee jatkuvasti kromosfääristä sekä millimetri- että senttiaalloilla ja koronasta metriaaltoina. Mutta heti kun suuria pisteitä ilmestyy, tapahtuu salama, voimakas radio räjähtää... Ja sitten Auringon radiosäteily kasvaa äkillisesti tuhansia tai jopa miljoonia kertoja!

Fyysiset prosessit, jotka johtavat auringonpurkausten esiintymiseen, ovat hyvin monimutkaisia ​​ja vielä huonosti ymmärrettyjä. Kuitenkin se tosiasia, että aurinkosoihdut ilmaantuvat lähes yksinomaan suuriin auringonpilkkuryhmiin, todistaa soihdutusten ja voimakkaiden magneettikenttien suhteesta Auringossa. Ja salama ei ole ilmeisesti mitään muuta kuin suurenmoinen räjähdys, jonka aiheuttaa aurinkoplasman äkillinen puristuminen vahvan magneettikentän paineen alaisena. Magneettikenttien energia, jollain tapaa vapautunut, synnyttää auringon heijastuksen.

Auringonpurkausten säteily saavuttaa usein planeettamme, ja sillä on voimakas vaikutus maan ilmakehän ylempiin kerroksiin (ionosfääriin). Ne johtavat myös magneettisten myrskyjen ja revontulien syntymiseen, mutta tämä on tarina edessä.

Auringon rytmit

Vuonna 1826 saksalainen amatööritähtitieteilijä, apteekki Heinrich Schwabe (1789-1875) Dessausta, aloitti järjestelmälliset havainnot ja luonnostelut auringonpilkkuista. Ei, hän ei aikonut tutkia aurinkoa ollenkaan - hän oli kiinnostunut jostain aivan muusta. Tuolloin ajateltiin, että tuntematon planeetta liikkui Auringon ja Merkuriuksen välillä. Ja koska sitä oli mahdotonta nähdä lähellä kirkasta tähteä, Schwabe päätti tarkkailla kaikkea, mikä oli näkyvissä aurinkolevyllä. Loppujen lopuksi, jos tällainen planeetta todella on olemassa, niin ennemmin tai myöhemmin se kulkee varmasti Auringon levyn läpi pienen mustan ympyrän tai pisteen muodossa. Ja tässä hänet vihdoin "kiinni"!

Schwabe kuitenkin omien sanojensa mukaan "meni etsimään isänsä aaseja ja löysi valtakunnan". Vuonna 1851 Alexander Humboldtin (1769-1859) Cosmos julkaisi Schwaben havaintojen tulokset, joista seurasi, että auringonpilkkujen määrä kasvoi ja väheni melko säännöllisesti 10 vuoden aikana. Tätä auringonpilkkujen määrän muutoksen jaksollisuutta kutsutaan myöhemmin 11 vuoden auringon aktiivisuussykli, sen löysi Heinrich Schwabe vuonna 1843. Myöhemmät havainnot vahvistivat tämän löydön, ja sveitsiläinen tähtitieteilijä Rudolf Wolf (1816-1893) selvensi, että auringonpilkkujen enimmäismäärät toistuvat keskimäärin 11,1 vuoden kuluttua.

Joten paikkojen määrä vaihtelee päivästä toiseen ja vuodesta toiseen. Arvioidakseen auringon aktiivisuuden astetta auringonpilkkujen perusteella Wolf otti vuonna 1848 käyttöön käsitteen auringonpilkkujen suhteellisesta määrästä eli ns. Susi numerot. Jos merkitsemme g:llä täpläryhmien lukumäärää ja f:llä täplien kokonaismäärää, Wolf-luku - W - ilmaistaan ​​kaavalla:

Tämä luku, joka määrittää Auringon täplänmuodostusaktiivisuuden mittarin, ottaa huomioon sekä auringonpilkkuryhmien lukumäärän että itse tiettynä päivänä havaittujen auringonpilkkujen lukumäärän. Lisäksi jokainen ryhmä rinnastetaan kymmeneen yksikköön, ja jokainen piste otetaan yksikkönä. Päivän kokonaispistemäärä - suhteellinen susiluku - on näiden lukujen summa. Oletetaan, että havaitsemme Auringossa 23 täplää, jotka muodostavat kolme ryhmää. Silloin suden luku esimerkissämme on: W = 10 3 + 23 = 53. Auringon minimiaktiivisuuden jaksoina, kun Auringossa ei ole yhtään pistettä, se muuttuu nollaan. Jos Auringossa havaitaan yksittäinen auringonpilkku, susiluku on 11, ja aurinkoaktiivisuuden päivinä se on joskus yli 200.

Auringonpilkkujen keskimääräisen kuukausimäärän käyrä osoittaa selvästi auringon aktiivisuuden muutoksen luonteen. Tällaisia ​​tietoja on saatavilla vuodesta 1749 tähän päivään. Yli 200 vuoden keskiarvo määritti auringonpilkkujen muutosjaksoksi 11,2 vuotta. Totta, viimeisen 60 vuoden aikana päivätähteemme täplänmuodostusaktiivisuus on hieman kiihtynyt ja tämä ajanjakso on lyhentynyt 10,5 vuoteen. Lisäksi sen kesto vaihtelee huomattavasti syklistä toiseen. Siksi meidän ei pitäisi puhua auringon aktiivisuuden jaksoisuudesta, vaan syklisyydestä. Yksitoista vuoden sykli on aurinkomme tärkein ominaisuus.

Löydettyään auringonpilkkujen magneettikentän vuonna 1908 George Hale löysi ja niiden napaisuuden vaihtelun laki. Olemme jo sanoneet, että kehitetyssä ryhmässä on kaksi suurta pistettä - kaksi suurta magneettia. Niillä on vastakkainen polariteetti. Polaarisuusjärjestys Auringon pohjoisella ja eteläisellä pallonpuoliskolla on myös aina päinvastainen. Jos pohjoisella pallonpuoliskolla johtavalla (pää)pisteellä on esimerkiksi pohjoinen polariteetti ja takapisteellä (häntä) pisteellä on etelänapaisuus, niin päivänvalon eteläisellä pallonpuoliskolla kuva on päinvastainen: etupiste on etelänapaisuus, ja jälkipiste on pohjoisen napaisuuden kanssa. Merkittävin asia on kuitenkin se, että seuraavan 11 vuoden syklin aikana Auringon molemmilla puolipalloilla olevien ryhmien kaikkien täplien polariteetit muuttuvat päinvastaisiksi, ja uuden syklin alkaessa ne palaavat alkuperäiseen tilaansa. Täten, auringon magneettinen kierto on noin 22 vuotta vanha. Siksi monet aurinkotähtitieteilijät pitävät auringon aktiivisuuden pääasiallista 22 vuoden sykliä liittyvänä auringonpilkkujen magneettikentän napaisuuden muutokseen.

On jo pitkään todettu, että ajan myötä Auringon täplien lukumäärän muutoksen myötä soihtualueiden alueet ja auringonpurkausten voimat muuttuvat. Näitä ja muita tapahtuvia ilmiöitä V Auringon ilmakehä, jota nykyään kutsutaan auringon aktiivisuus. Sen saavutettavin elementti havainnointiin ovat suuria ryhmiä auringon täplät.

Nyt on aika vastata ehkä kiehtovimpaan kysymykseen: "Mistä auringon aktiivisuus tulee ja miten selittää sen ominaisuuksia?"

Koska auringon aktiivisuuden määräävä tekijä on magneettikenttä, kaksinapaisen täpläryhmän - aktiivisen alueen Auringossa - syntyminen ja kehittyminen voidaan esittää seurauksena valtavan magneettikimpun tai auringon ilmakehään asteittaisesta noususta. putki, joka tulee ulos yhdestä pisteestä ja muodostaen kaaren, menee toiseen kohtaan. Paikassa, jossa putki lähtee fotosfääristä, on täplä, jolla on yksi magneettikentän napaisuus, ja missä se tulee takaisin fotosfääriin - päinvastaisella polariteetilla. Jonkin ajan kuluttua tämä magneettiputki romahtaa, ja magneettiköyden jäänteet vajoavat takaisin fotosfäärin alle ja Auringon aktiivinen alue katoaa. Tässä tapauksessa osa magneettikenttäviivoista menee kromosfääriin ja auringon koronaan. Tässä magneettikenttä ikään kuin tilaa liikkuvan plasman, jonka seurauksena aurinkoaine liikkuu magneettikentän linjoja pitkin. Tämä antaa kruunulle säteilevän ulkonäön. Se tosiasia, että Auringon aktiiviset alueet määräytyvät magneettisten voimaputkien avulla, ei ole enää epäilystäkään tutkijoiden keskuudessa. Magnetohydrodynaamiset vaikutukset selittävät myös kentän polariteetin kääntymisen kaksinapaisissa auringonpilkkuryhmissä. Mutta nämä ovat vasta ensimmäisiä askeleita kohti tieteellisesti perustetun teorian rakentamista, joka voi selittää kaikki suuren valaisimen toiminnan havaitut piirteet.

Keskimääräinen vuotuinen susiluku vuodesta 1947 vuoteen 2001

auringon fotosfääri

Selitys kaksinapaisten magneettisten alueiden esiintymisestä Auringossa. Valtava magneettiputki tulee konvektiiviselta vyöhykkeeltä auringon ilmakehään

Auringossa siis ikuinen taistelu kuuman kaasun painevoimien ja hirviömäisen painovoiman välillä. Ja sotkeutuvat magneettikentät estävät säteilyn. Heidän verkoissaan syntyy tahroja ja ne tuhoutuvat. Korkean lämpötilan plasma lentää ylös tai liukuu alas koronasta magneettisia voimalinjoja pitkin. Mistä muualta löydät tällaista?! Vain muilla tähdillä, mutta ne ovat hirvittävän kaukana meistä! Ja vain Auringossa voimme tarkkailla tätä luonnonvoimien ikuista taistelua, joka on jatkunut 5 miljardia vuotta. Ja vain painovoima voittaa siinä!

Auringonpurkausten "kaikuja".

23. helmikuuta 1956 Auringon Palvelun asemat merkittiin päivänvalo tehokkain salama. Ennennäkemättömän voimakas räjähdys heitti hehkuvan plasman jättimäisiä pilviä lähes aurinkoavaruuteen - jokainen moninkertaisesti. lisää maata! Ja yli 1000 km/s nopeudella he ryntäsivät kohti planeettamme. Tämän katastrofin ensimmäiset kaiut saavuttivat meidät nopeasti kosmisen kuilun kautta. Noin 8,5 minuuttia taudinpurkauksen alkamisen jälkeen huomattavasti lisääntynyt ultravioletti- ja röntgensäteiden virta saavutti maan ilmakehän ylemmän kerroksen - ionosfäärin, mikä lisäsi sen kuumenemista ja ionisaatiota. Tämä johti lyhytaaltoradioviestinnän jyrkkään heikkenemiseen ja jopa väliaikaiseen lakkaamiseen, koska sen sijaan, että ne heijastuisivat ionosfääristä, kuten näytöltä, ne alkoivat imeytyä intensiivisesti siihen ...

Auringonpilkkujen magneettisen napaisuuden muuttaminen

Joskus erittäin voimakkailla välähdyksellä radiohäiriöt kestävät useita päiviä peräkkäin, kunnes levoton valaisin "palautuu normaaliksi". Riippuvuus jäljitetään tässä niin selvästi, että tällaisten häiriöiden taajuuden perusteella voidaan arvioida auringon aktiivisuuden tasoa. Mutta tärkeimmät häiriöt, jotka tähtien soihdutusaktiivisuus aiheuttaa Maan päällä, ovat edessä.

Planeettamme lyhytaaltosäteilyn (ultravioletti- ja röntgensäteet) jälkeen saapuu suurienergisten auringon kosmisten säteiden virta. Totta, Maan magneettikuori suojaa meitä melko luotettavasti näiltä tappavilta säteiltä. Mutta avoimessa avaruudessa työskenteleville astronauteille ne aiheuttavat erittäin vakavan vaaran: altistuminen voi helposti ylittää sallitun annoksen. Siksi noin 40 maailman observatoriota osallistuu jatkuvasti Auringon partiopalveluun - he suorittavat jatkuvia havaintoja päivätähden heijastustoiminnasta.

Maapallon geofysikaalisten ilmiöiden jatkokehitystä voidaan odottaa päivän tai kahden päivän kuluttua taudinpurkauksesta. Juuri tämä aika - 30-50 tuntia - tarvitaan plasmapilvien saavuttamiseen maan "läheisyyksiin". Loppujen lopuksi auringonpurkaus on jotain avaruusase, joka ampuu planeettojenväliseen avaruuteen solujen - aurinkoaineen hiukkasten: elektronien, protonien (vetyatomien ytimien), alfa-hiukkasten (heliumatomien ytimien) kanssa. Helmikuussa 1956 puhjenneen verisolujen massa oli miljardeja tonneja!

Heti kun aurinkohiukkasten pilvet törmäsivät maahan, kompassin neulat löivät ja planeetan yläpuolella oleva yötaivas koristeli monivärisillä auroran välähdyksellä. Potilaiden keskuudessa sydänkohtaukset ovat yleistyneet ja liikenneonnettomuuksien määrä on lisääntynyt.

Auringonpurkauksen vaikutustyypit Maahan

Mitä siellä on magneettisia myrskyjä, revontulet... Kirjaimellisesti koko maapallo vapisi jättimäisten korpuskulaaristen pilvien paineen alla: maanjäristyksiä tapahtui monilla seismisillä vyöhykkeillä 2 . Ja ikään kuin kaiken huipuksi päivän kesto muuttui äkillisesti jopa 10 ... mikrosekuntia!

Avaruustutkimus on osoittanut, että maapalloa ympäröi magnetosfääri eli magneettikuori; magnetosfäärin sisällä maanpäällisen magneettikentän voimakkuus hallitsee planeettojen välisen kentän voimakkuutta. Ja jotta soihdulla olisi vaikutusta Maan magnetosfääriin ja itse Maahan, sen on tapahduttava aikana, jolloin Auringon aktiivinen alue sijaitsee lähellä aurinkokiekon keskustaa, eli se on suunnattu meitä kohti. planeetta. Muuten kaikki soihdutussäteilyt (sähkömagneettiset ja korpuskulaariset) ryntäävät sivuttain.

Auringon pinnalta ulkoavaruuteen syöksyvä plasma on tiheydeltään tiettyä ja pystyy kohdistamaan painetta kaikkiin sen tiellä kohtaaviin esteisiin. Tällainen merkittävä este on Maan magneettikenttä - sen magnetosfääri. Se vastustaa auringon aineen virtausta. Tulee hetki, jolloin molemmat paineet ovat tasapainossa tässä vastakkainasettelussa. Sitten päivän puolelta auringon plasmavirran puristaman Maan magnetosfäärin raja asetetaan noin 10 maan säteen etäisyydelle planeettamme pinnasta ja plasma, joka ei pysty liikkumaan suoraan, alkaa virrata. magnetosfäärin ympärillä. Tässä tapauksessa aurinkoaineen hiukkaset venyttävät sen magneettikenttäviivaa ja Maan yöpuolelle (vastakkaiseen suuntaan Auringosta) muodostuu magnetosfäärin lähelle pitkä pillu (häntä), joka ulottuu magneettikentän ulkopuolelle. Kuun kiertoradalla. Maa magneettikuorineen on tämän korpuskulaarisen virtauksen sisällä. Ja jos tavallista aurinkotuulta, joka virtaa jatkuvasti magnetosfäärin ympärillä, voidaan verrata kevyeen tuuleen, niin voimakkaan voimakkaan tuulta auringonpurkaus kuin kauhea hurrikaani. Kun tällainen hurrikaani osuu maapallon magneettiseen kuoreen, se puristuu vielä voimakkaammin auringonkukan puolelta ja magneettinen myrsky.

Näin ollen auringon aktiivisuus vaikuttaa maan magnetismiin. Sen vahvistuessa magneettisten myrskyjen taajuus ja voimakkuus lisääntyvät. Mutta tämä yhteys on melko monimutkainen ja koostuu koko ketjusta fyysisiä vuorovaikutuksia. Pääasiallinen linkki tässä prosessissa on lisääntynyt solujen virtaus, joka tapahtuu auringonpurkausten aikana.

Osa napa-leveysasteilla olevista energeettisistä soluista murtautuu magneettisesta ansasta maan ilmakehään. Ja sitten 100 - 1000 km korkeudessa nopeat protonit ja elektronit törmäävät ilmahiukkasiin kiihottavat niitä ja saavat ne hehkumaan. Tämän seurauksena on Revontulet.

Suuren valaisimen säännöllinen "herätys" on luonnollinen ilmiö. Joten esimerkiksi 6. maaliskuuta 1989 havaitun suurenmoisen auringonpurkauksen jälkeen korpuskulaariset virrat kiihottivat kirjaimellisesti koko planeettamme magnetosfäärin. Tämän seurauksena voimakas magneettinen myrsky puhkesi maan päällä. Sen mukana oli hämmästyttävä aurora borealis, joka saavutti trooppisen vyöhykkeen Kalifornian niemimaan alueella! Kolme päivää myöhemmin tapahtui uusi voimakas epidemia, ja yöllä 13.–14. maaliskuuta myös Krimin etelärannikon asukkaat ihailivat lumoavia välähdyksiä, jotka ulottuivat tähtitaivaalla Ai-Petrin kivihampaiden yläpuolelle. Se oli ainutlaatuinen näky, samanlainen kuin tulen hehku, joka välittömästi nielaisi puolet taivasta.

Kaikki tässä mainitut geofysikaaliset vaikutukset - ionosfääriset ja magneettiset myrskyt ja revontulet - ovat olennainen osa monimutkaisinta tieteellistä ongelmaa nimeltä aurinko-maa-ongelma. Auringon aktiivisuuden vaikutus Maahan ei kuitenkaan rajoitu tähän. Päivänvalon "hengitys" ilmenee jatkuvasti sään ja ilmaston muutoksina.

Ilmasto ei ole muuta kuin tietyllä alueella vallitseva pitkäaikainen säätila, ja sen määrää sen maantieteellinen sijainti maapallolla ja ilmakehän prosessien luonne.

Leningradin tutkijat Arktisen ja Etelämantereen tutkimuslaitoksesta onnistuivat selvittämään, että aurinkoaktiivisuuden vähimmäisvuosina vallitsee leveyspiirin ilmankierto. Tässä tapauksessa sää pohjoisella pallonpuoliskolla on suhteellisen tyyni. Maksimivuosina päinvastoin meridionaalinen kierto voimistuu, eli ilmamassojen intensiivinen vaihto trooppisten ja napa-alueiden välillä. Sää muuttuu epävakaaksi, on merkittäviä poikkeamia pitkän aikavälin ilmastonormeista.

Länsi-Eurooppa: Brittisaaret voimakkaan syklonin alueella. Kuvattu avaruudesta

1 Kaikkien tulee muistaa, että et missään tapauksessa saa katsoa aurinkoa suojaamatta silmiäsi tummilla suodattimilla. Voit siis menettää näkösi välittömästi

2Venäjän tähtitieteellisen ja geodeettisen seuran Murmanskin osaston tutkija (sen puheenjohtaja) Viktor Evgenyevich Troshenkov tutki auringon toiminnan vaikutusta maapallon tektoniikkaan. Hänen suorittamansa toistuva analyysi planeettamme seismisestä aktiivisuudesta 230 vuoden ajan (1750-1980) maailmanlaajuisella tasolla osoitti lineaarisen suhteen olemassaolon Maan seismisyyden (maanjäristykset) ja aurinkomyrskyjen välillä.