Ei mitään Elävä olento ei kasva ilman auringonvaloa. Kaikki kuihtuu, varsinkin kasvit. Jopa luonnonvarat - hiili, maakaasu, öljy - ovat eräänlaisia aurinkoenergia joka on asetettu pitoon. Tämän todistaa niiden sisältämä hiili, joka on kertynyt kasveihin. Tiedemiesten mukaan kaikki muutokset Auringon energiantuotannossa johtavat väistämättä muutokseen maapallon ilmastossa. Mitä tiedämme näistä muutoksista? Mitä ovat auringonpilkut, soihdut ja mikä niiden ulkonäkö on meille täynnä?
Elämän lähde
Aurinko-niminen tähti on lämmön ja energian lähde. Tämän valaisimen ansiosta elämää tuetaan maan päällä. Tiedämme auringosta enemmän kuin mistään muusta tähdestä. Tämä on ymmärrettävää, koska olemme osa aurinkokuntaa ja olemme vain 150 miljoonan kilometrin päässä siitä.
Tiedemiehiä kiinnostavat auringonpilkut, jotka syntyvät, kehittyvät ja katoavat, ja kadonneiden sijasta ilmaantuu uusia. Joskus voi muodostua jättiläismäisiä pisteitä. Esimerkiksi huhtikuussa 1947 Auringossa voitiin havaita monimutkainen auringonpilkku, jonka pinta-ala oli yli maanpinta 350 kertaa! Sen voitiin havaita paljaalla silmällä.
Keskusvalaisimen prosessien tutkimus
On suuria observatorioita, joilla on käytössään erityiset kaukoputket auringon tutkimiseen. Tällaisten laitteiden ansiosta tähtitieteilijät voivat selvittää, mitä prosesseja tapahtuu Auringossa ja miten ne vaikuttavat elämään maan päällä. Lisäksi tutkijat voivat oppia lisää muista tähtikohteista tutkimalla auringon prosesseja.
Aurinkoenergia sisään pintakerros ilmestyy valona. Tähtitieteilijät havaitsevat merkittävän eron auringon aktiivisuudessa, minkä todistavat tähdelle ilmestyvät auringonpilkut. Ne ovat vähemmän kirkkaita ja kylmempiä aurinkolevyn alueita verrattuna fotosfäärin kokonaiskirkkauteen.
aurinkomuodostelmia
Suuret paikat ovat melko monimutkaisia. Niille on ominaista varjon tummaa aluetta ympäröivä penumbra, jonka halkaisija on yli kaksi kertaa varjon kokoinen. Jos havaitset auringonpilkkuja valaisimen kiekon reunalla, syntyy vaikutelma, että tämä on syvä astia. Se näyttää tältä, koska täplissä oleva kaasu on läpinäkyvämpää kuin ympäröivässä ilmakehässä. Siksi katseemme tunkeutuu syvemmälle. Varjon lämpötila 3(4) x 10 3 K.
Tähtitieteilijät ovat havainneet, että tyypillisen auringonpilkun kanta on 1500 km sitä ympäröivän pinnan alapuolella. Tämän löydön tekivät Glasgow'n yliopiston tutkijat vuonna 2009. Tähtitieteellistä ryhmää johti F. Watson.
Auringon muodostumien lämpötila
Mielenkiintoista on, että koon suhteen auringonpilkut voivat olla sekä pieniä, joiden halkaisija on 1000-2000 km, että jättiläisiä. Jälkimmäiset ovat paljon suurempia kuin maapallo.
Itse piste on paikka, jossa voimakkaimmat magneettikentät tulevat fotosfääriin. Energian virtausta vähentävät magneettikentät tulevat aivan Auringon sisältä. Siksi pinnalla, paikoissa, joissa auringossa on pisteitä, lämpötila on noin 1500 K alhaisempi kuin ympäröivällä pinnalla. Näin ollen nämä prosessit tekevät näistä paikoista vähemmän kirkkaita.
Auringon tummat muodostelmat muodostavat ryhmiä suurista ja pienistä täplistä, jotka voivat miehittää vaikuttavan alueen tähden kiekolla. Muodostelmien kuvio on kuitenkin epävakaa. Se muuttuu jatkuvasti, koska myös auringonpilkut ovat epävakaita. Kuten edellä mainittiin, ne syntyvät, muuttuvat kooltaan ja hajoavat. Tummien muodostelmien ryhmien elinikä on kuitenkin melko pitkä. Se kestää 2-3 aurinkokierrosta. Itse Auringon kiertoaika kestää noin 27 päivää.
Löytöjä
Kun aurinko laskee horisontin alapuolelle, näet täplät iso koko. Näin kiinalaiset tähtitieteilijät tutkivat auringon pintaa 2000 vuotta sitten. Muinaisina aikoina uskottiin, että täplät ovat seurausta maapallolla tapahtuvista prosesseista. 1600-luvulla Galileo Galilei kumosi tämän mielipiteen. Teleskoopin käytön ansiosta hän onnistui tekemään monia tärkeitä löytöjä:
- täplien ilmestymisestä ja katoamisesta;
- koon muutoksista ja tummista muodostelmista;
- Auringon mustien pisteiden muoto muuttuu, kun ne lähestyvät näkyvän kiekon rajaa;
- Galileo osoitti auringon pyörimisen tutkimalla tummien pisteiden liikettä aurinkolevyllä.
Kaikista pienistä täplistä erottuu yleensä kaksi suurta, jotka muodostavat kaksisuuntaisen ryhmän.
Syyskuun 1. päivänä 1859 kaksi englantilaista tähtitieteilijää havainnoi Auringon valkoisessa valossa toisistaan riippumatta. He olivat R. Carrington ja S. Hodgson. He näkivät jotain salaman kaltaista. Se välähti yhtäkkiä yhden auringonpilkkuryhmän joukossa. Tätä ilmiötä kutsuttiin myöhemmin auringonpurkaukseksi.
Räjähdykset
Mitkä ovat auringonpurkausten ominaisuudet ja miten ne syntyvät? Lyhyesti: tämä on erittäin voimakas räjähdys päävalaisimessa. Hänen ansiostaan valtava määrä aurinkokehään kertynyttä energiaa vapautuu nopeasti. Kuten tiedät, tämän ilmapiirin tilavuus on rajallinen. Suurin osa taudinpurkauksista tapahtuu neutraaleiksi katsotuilla alueilla. Ne sijaitsevat suurten kaksinapaisten pisteiden välissä.
Yleensä aurinkosoihdut alkavat kehittyä jyrkän ja odottamattoman kirkkauden lisääntyessä soihdutuskohdassa. Tämä on kirkkaamman ja kuumemman fotosfäärin alue. Tätä seuraa katastrofaalisten mittasuhteiden räjähdys. Räjähdyksen aikana plasma kuumenee 40:stä 100 miljoonaan K. Näitä ilmenemismuotoja voidaan havaita auringon lyhyiden aaltojen ultravioletti- ja röntgensäteilyn moninkertaisessa vahvistumisessa. Lisäksi valaisin lähettää voimakasta ääntä ja heittää ulos kiihtyneitä verisoluja.
Mitä prosesseja tapahtuu ja mitä Auringolle tapahtuu soihdutusten aikana?
Joskus on niin voimakkaita soihdut, jotka synnyttävät auringon kosmisia säteitä. Kosmisen säteen protonit saavuttavat puolet valon nopeudesta. Nämä hiukkaset ovat tappavan energian kantajia. Ne voivat helposti tunkeutua kehoon avaruusalus ja tuhota eläviä organismeja solutasolla. Siksi aurinkoavaruusalukset muodostavat suuren vaaran miehistölle, jonka ohitti äkillinen salama lennon aikana.
Joten Aurinko lähettää säteilyä hiukkasten ja sähkömagneettisten aaltojen muodossa. Säteilyn kokonaisvirta (näkyvä) pysyy vakiona koko ajan. Ja prosenttiosuuden tarkkuudella. Heikkoja välähdyksiä voidaan aina havaita. Isoimmat tapahtuvat muutaman kuukauden välein. Auringon suurimman aktiivisuuden vuosina suuria soihdutuksia havaitaan useita kertoja kuukaudessa.
Tähtitieteilijät ovat pystyneet mittaamaan näiden prosessien kestoa tutkimalla, mitä Auringolle tapahtuu soihdutusten aikana. Pieni välähdys kestää 5-10 minuuttia. Tehokkain - jopa useita tunteja. Soihdutuksen aikana Auringon ympärillä olevaan tilaan sinkoutuu plasmaa, jonka massa on jopa 10 miljardia tonnia. Tämä vapauttaa energiaa, joka vastaa kymmeniä tai satoja miljoonia vetypommeja! Mutta suurimpienkin soihdutusten teho ei ole enempää kuin sadasosat prosentin koko auringonsäteilyn tehosta. Tästä syystä Auringon kirkkaus ei kasva havaittavasti soihdun aikana.
auringon muunnoksia
5800 K on suunnilleen sama lämpötila auringon pinnalla, ja keskellä se saavuttaa 16 miljoonaa K. Auringon pinnalla havaitaan kuplia (rakeisuus). Ne voidaan nähdä vain aurinkoteleskoopilla. Auringon ilmakehän konvektioprosessin kautta alemmat kerrokset lämpöenergia siirtyy fotosfääriin ja antaa sille vaahtoisen rakenteen.
Ei vain lämpötila Auringon pinnalla ja sen keskellä, vaan myös tiheys paineen kanssa. Syvyyden myötä kaikki indikaattorit kasvavat. Koska ytimen lämpötila on erittäin korkea, siellä tapahtuu reaktio: vety muuttuu heliumiksi, ja tässä tapauksessa vapautuu valtava määrä lämpöä. Siten Aurinkoa estetään puristamasta omaa painovoimaansa.
Mielenkiintoista on, että valomme on yksi tyypillinen tähti. Auringon halkaisijaltaan olevan tähden massa ja koko: 99,9 % esineiden massasta aurinkokunta ja 1,4 miljoonaa km. Auringolla, kuten tähdellä, on 5 miljardia vuotta elinaikaa. Se lämpenee vähitellen ja sen koko kasvaa. Teoriassa tulee hetki, jolloin kaikki keskusytimen vety on käytetty. Aurinko on 3 kertaa suurempi kuin nykyinen. Tämän seurauksena se jäähtyy ja muuttuu valkoiseksi kääpiöksi.
Syntyminen
Auringonpilkun ilmaantuminen: magneettiset viivat tunkeutuvat Auringon pintaan
Täplät näkyvät häiriöiden seurauksena yksittäisiä osia magneettikenttä Aurinko. Tämän prosessin alussa magneettijuovien säde "murtuu" fotosfäärin läpi korona-alueelle ja hidastaa plasman konvektioliikettä rakeistuskennoissa, mikä estää energian siirtymisen näiden sisäalueilta ulospäin. paikoissa. Soihtu ilmestyy ensin tähän paikkaan, hieman myöhemmin ja länteen - pieni piste nimeltään on aika, useita tuhansia kilometrejä. Muutaman tunnin sisällä magneettisen induktion voimakkuus kasvaa (alkuarvoilla 0,1 Tesla) ja 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 elinikä on useita kuukausia, eli yksittäisiä täpliä voidaan havaita Auringon useiden kierrosten aikana itsensä ympärillä. 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 on yksi täplä, joka elää vain muutaman päivän, tai kaksi täplää, joiden magneettiviivat suuntautuvat yhdestä toiseen.
Ensimmäinen, joka esiintyi tällaisessa kaksoisryhmässä, on nimeltään P-piste (eng. edeltävä), vanhin on F-piste (eng. seuraava).
Vain puolet täplistä elää yli kaksi päivää, ja vain kymmenesosa selviää 11 päivän kynnysestä.
Auringonpilkkuryhmät ulottuvat aina yhdensuuntaisesti auringon päiväntasaajan kanssa.
Ominaisuudet
Auringon pinnan keskilämpötila on noin 6000 C (tehollinen lämpötila 5770 K, säteilylämpötila 6050 K). Täplien keskimmäisellä, tummimmalla alueella lämpötila on vain noin 4000 C, normaalin pinnan rajaavien täplien ulkoalueiden lämpötila on 5000 - 5500 C. Huolimatta siitä, että täplien lämpötila on alhaisempi, niiden aine 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.
Auringonpilkut ovat Auringon suurimman aktiivisuuden 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. Magneettikentän häiriöiden vuoksi aurora borealis -tartuntojen todennäköisyys on alhainen maantieteelliset leveysasteet. Maan ionosfääri on myös alttiina auringon aktiivisuuden vaihteluille, mikä ilmenee lyhyiden radioaaltojen etenemisen muutoksena.
Vuosina, jolloin auringonpilkkuja on vähän, Auringon koko pienenee 0,1 %. Vuodet 1645–1715 (Maunder Low) tunnetaan globaalista jäähtymisestä, ja niitä kutsutaan pieneksi jääkaudeksi.
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 vaikuttavien rakeiden jäähdyttäminen (noin 1000 C) 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.
syklisyyttä
Auringon aktiivisuuden jälleenrakennus 11 000 vuoden ajan
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
11 vuotta on likimääräinen ajanjakso. Vaikka se kestää keskimäärin 11,04 vuotta, syklit vaihtelevat 9-14 vuoden välillä. Myös keskiarvot muuttuvat vuosisatojen kuluessa. Joten 1900-luvulla keskimääräinen syklin pituus oli 10,2 vuotta. Maunderin minimin (yhdessä muiden aktiviteettiminimien kanssa) sanotaan lisäävän sykliä sadan vuoden luokkaan. Grönlannin jään Be 10 -isotoopin analyyseistä on saatu tietoa, että viimeisten 10 000 vuoden aikana on ollut yli 20 tällaista pitkää minimiä.
Jakson pituus ei ole vakio. Sveitsiläinen tähtitieteilijä Max Waldmeier väitti, että siirtyminen auringon aktiivisuudesta minimiin ja maksimiin tapahtuu nopeammin, mitä suurempi on tässä syklissä tallennettujen auringonpilkkujen enimmäismäärä.
Jakson alku ja loppu
Magneettikentän spatiaalinen ja ajallinen jakautuminen Auringon pinnalla.
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.
Syklit tunnistetaan sarjanumero, alkaen ensimmäisestä, jonka Johann Rudolf Wolf totesi vuonna 1749. Nykyinen sykli (huhtikuu 2009) on numero 24.
| Tiedot viimeaikaisista aurinkosykleistä | |||
| syklin numero | Aloita vuosi ja kuukausi | Suurin vuosi ja kuukausi | Kohteiden enimmäismäärä |
| 18 | 1944-02 | 1947-05 | 201 |
| 19 | 1954-04 | 1957-10 | 254 |
| 20 | 1964-10 | 1968-03 | 125 |
| 21 | 1976-06 | 1979-01 | 167 |
| 22 | 1986-09 | 1989-02 | 165 |
| 23 | 1996-09 | 2000-03 | 139 |
| 24 | 2008-01 | 2012-12 | 87. |
1800-luvulla ja noin vuoteen 1970 asti oletettiin, että auringonpilkkujen enimmäismäärässä oli jaksollisuus. Nämä 80 vuoden syklit (pienimmät auringonpilkkujen maksimit vuosina 1800-1840 ja 1890-1920) liittyvät tällä hetkellä konvektioprosesseihin. Muut hypoteesit puhuvat vielä suurempien, 400 vuoden syklien olemassaolosta.
Kirjallisuus
- Avaruusfysiikka. Little Encyclopedia, Moskova: Neuvostoliiton tietosanakirja, 1986
| 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 |
koronaalisia reikiä · Koronaaliset silmukat · koronaaliset massapoistot · Auringonpimennys · auringonpilkkuja · aurinko taskulamppu · Rakeet · Mourton Waves · Näkyvyys · Auringon säteily (auringon vaihtelut) · Spicules · Supergranulaatio · aurinkoinen tuuli · auringonpurkaus | |
| Liittyvät aiheet | aurinkokunta · aurinkodynamo | |
| Spektriluokka: | ||
Wikimedia Foundation. 2010 .
Katso, mitä "Auringonpilkut" ovat muissa sanakirjoissa:
cm… Synonyymien sanakirja
Kuten aurinko taivaalla, samassa auringossa ne kuivuivat, täpliä auringossa, täpliä auringossa .. Sanakirja venäläisistä synonyymeistä ja ilmaisuista, jotka ovat merkitykseltään samanlaisia. alla. toim. N. Abramova, M .: Venäjän sanakirjat, 1999. aurinko, aurinko, (lähempänä meitä) tähti, parhelion, ... ... Synonyymien sanakirja
Tällä termillä on muita merkityksiä, katso Aurinko (merkityksiä). Aurinko... Wikipedia
taskulamput
Rakeet ovat pieniä (kooltaan noin 1000 km) elementtejä, jotka muistuttavat epäsäännöllisen muotoisia soluja, jotka ruudukon tavoin peittävät koko Auringon fotosfäärin, lukuun ottamatta auringonpilkkuja. Nämä pinnan ominaisuudet ovat alkuun konvektiiviset solut ulottuvat syvälle aurinkoon. Näiden solujen keskellä kuuma aine nousee Auringon sisäkerroksista, leviää sitten vaakasuoraan pinnan poikki, jäähtyy ja vajoaa alas solun tummiin ulkoreunoihin. Yksittäiset rakeet eivät elä kovin kauan, vain noin 20 minuuttia. Tämän seurauksena rakeistusverkosto muuttaa jatkuvasti ulkonäköään. Tämä muutos näkyy selvästi Ruotsin Vacuum Solar Telescope -teleskoopin elokuvassa (470 kB MPEG). Rakeiden sisällä olevat virtaukset voivat saavuttaa yli 7 km:n sekunnissa yliääninopeuden ja tuottaa ääni "töksyjä", jotka johtavat aaltojen muodostumiseen Auringon pinnalle.
Superrakeita
Superrakeilla on konvektiivinen luonne, joka on samanlainen kuin tavallisten rakeiden luonne, mutta niillä on huomattava suuret koot(noin 35 000 km). Toisin kuin tavallisella silmällä fotosfäärissä näkyvät rakeet, superrakeet paljastavat itsensä useimmiten Doppler-ilmiön avulla, jonka mukaan meitä kohti liikkuvasta aineesta tuleva säteily siirtyy siniseksi aallonpituusakselia pitkin ja liikkuvan aineen säteily. meiltä, siirtyy punaiselle puolelle. Superrakeet peittävät myös koko Auringon pinnan ja kehittyvät jatkuvasti. Yksittäiset superrakeet voivat elää yhden tai kaksi päivää ja olla keskinopeus Virtaukset ovat noin 0,5 km sekunnissa. Supergranulaattien sisällä olevat konvektiiviset plasmavirrat haravoivat magneettikenttäviivat solun reunoille, missä tämä kenttä muodostaa kromosfääriverkoston.
Se tosiasia, että Auringossa on pisteitä, ihmiset ovat tienneet hyvin pitkään. Muinaisissa venäläisissä ja kiinalaisissa kronikoissa sekä muiden kansojen kronikoissa viitattiin usein auringonpilkkujen havaintoihin. Venäjän kronikoissa todettiin, että täplät olivat näkyvissä "Aki kynnet". Tietueet auttoivat vahvistamaan myöhemmin (vuonna 1841) luodun kaavan auringonpilkkujen määrän ajoittain lisääntymisestä. Tällaisen esineen havaitsemiseksi yksinkertaisella silmällä (tietenkin varotoimenpiteiden mukaisesti - paksusti savustetun lasin tai valaistun negatiivikalvon läpi), on välttämätöntä, että sen koko Auringossa on vähintään 50 - 100 tuhatta kilometriä, mikä on kymmeniä kertoja suurempi kuin maan säde.
Aurinko koostuu kuumista kaasuista, jotka liikkuvat ja sekoittuvat jatkuvasti, joten auringon pinnalla ei ole mitään jatkuvaa ja muuttumatonta. Vakaimmat muodostelmat ovat auringonpilkkuja. Mutta niiden ulkonäkö muuttuu päivästä toiseen, ja nekin nyt ilmestyvät ja sitten katoavat. Ilmestymishetkellä auringonpilkku on yleensä pieni, se voi kadota, mutta voi myös lisääntyä huomattavasti.
Magneettikentillä on päärooli useimmissa Auringossa havaittavissa ilmiöissä. Auringon magneettikentällä on hyvin monimutkainen rakenne ja se muuttuu jatkuvasti. Auringon plasmakierron konvektiivisella vyöhykkeellä ja Auringon differentiaalisen pyörimisen yhteisvaikutus kiihdyttää jatkuvasti heikkojen magneettikenttien vahvistumisprosessia ja uusien syntymistä. Ilmeisesti tämä seikka on syy auringonpilkkujen ilmestymiseen Auringossa. Täplät ilmestyvät ja katoavat. Niiden määrä ja koko vaihtelee. Mutta suunnilleen 11 vuoden välein täplien määrästä tulee suurin. Silloin Auringon sanotaan olevan aktiivinen. Samalla ajanjaksolla (~ 11 vuotta) tapahtuu myös Auringon magneettikentän polariteetin vaihtuminen. On luonnollista olettaa, että nämä ilmiöt liittyvät toisiinsa.
Aktiivisen alueen kehitys alkaa magneettikentän lisääntymisellä fotosfäärissä, mikä johtaa kirkkaampien alueiden - taskulamppujen - ilmestymiseen (auringon fotosfäärin lämpötila on keskimäärin 6000 K, taskulamppujen alueella noin 300 K korkeampi). Magneettikentän vahvistuminen edelleen johtaa pisteiden ilmaantumiseen.
11-vuotisen syklin alussa täpliä alkaa ilmaantua pieninä määrinä suhteellisen korkeilla leveysasteilla (35 - 40 astetta), ja sitten täplän muodostumisvyöhyke laskeutuu vähitellen päiväntasaajalle, leveysasteelle plus 10 - miinus 10 astetta. , mutta täplien päiväntasaajan kohdalla se ei yleensä voi olla.
Galileo Galilei oli yksi ensimmäisistä, jotka huomasivat, että täpliä ei havaita kaikkialla Auringossa, vaan pääasiassa keskimmäisillä leveysasteilla, niin sanottujen "kuninkaallisten vyöhykkeiden" sisällä.
Ensin ilmestyy yleensä yksittäisiä täpliä, mutta sitten niistä syntyy kokonainen ryhmä, jossa erotetaan kaksi suurta täplää - toinen ryhmän länsi-, toinen itäreunassa. Vuosisadamme alussa kävi selväksi, että itäisten ja länsipisteiden polariteetit ovat aina vastakkaisia. Ne muodostavat ikään kuin yhden magneetin kaksi napaa, ja siksi tällaista ryhmää kutsutaan bipolaariseksi. Tyypillinen auringonpilkku on useita kymmeniä tuhansia kilometrejä.
Galileo, luonnostelee täpliä, merkitsi harmaan rajan joidenkin niistä.
Itse asiassa täplä koostuu keskeisestä, tummemmasta osasta - varjosta ja vaaleammasta alueesta - penumbrasta.
Joskus sen levyllä näkyy auringonpilkkuja jopa paljaalla silmällä. Näiden muodostumien näennäinen mustuus johtuu siitä, että niiden lämpötila on noin 1500 astetta alhaisempi kuin ympäröivän fotosfäärin lämpötila (ja vastaavasti jatkuva säteily niistä on paljon pienempi). Yksi kehittynyt täplä koostuu tummasta soikeasta - niin kutsutusta täplän varjosta, jota ympäröi vaaleampi kuituinen penumbra. Kehittymättömiä pieniä täpliä ilman penumbraa kutsutaan huokosiksi. Täplät ja huokoset muodostavat usein monimutkaisia ryhmiä.
Tyypillinen auringonpilkkuryhmä esiintyy aluksi yhtenä tai useampana huokosena häiriöttömän fotosfäärin alueella. Useimmat näistä ryhmistä häviävät yleensä 1-2 päivän kuluttua. Mutta jotkut kasvavat ja kehittyvät jatkuvasti muodostaen melko monimutkaisia rakenteita. Auringonpilkkujen halkaisija voi olla suurempi kuin maapallo. He muodostavat usein ryhmiä. Ne muodostuvat muutamassa päivässä ja yleensä häviävät viikossa. Jotkut suuret täplät voivat kuitenkin säilyä jopa kuukauden. Suuret ryhmät auringonpilkut ovat aktiivisempia kuin pienet ryhmät tai yksittäiset auringonpilkut.
Aurinko muuttaa Maan magnetosfäärin ja ilmakehän tilaa. Auringonpilkkuista tulevat magneettikentät ja hiukkasvirrat saavuttavat maan ja vaikuttavat ensisijaisesti aivoihin, sydän- ja verisuonijärjestelmään verenkiertoelimistö henkilön fyysisen, hermostuneen ja psyykkisen tilansa perusteella. Auringon korkea aktiivisuus, sen nopeat muutokset kiihottavat ihmistä ja siten kollektiivia, luokkaa, yhteiskuntaa, varsinkin kun on yhteisiä kiinnostuksen kohteita ja ymmärrettävä ja koettu idea.
Kääntyessään Auringon puoleen toisella pallonpuoliskollaan Maa vastaanottaa energiaa. Tämä virtaus voidaan kuvata liikkuvana aaltona: missä valo putoaa - sen harja, missä on pimeää - epäonnistuminen. Toisin sanoen energiaa tulee ja menee. Mihail Lomonosov puhui tästä kuuluisassa luonnonlaissaan.
Teoria maapallon energiansaannin aaltomaisesta luonteesta sai heliobiologian perustajan Aleksanteri Tšiževskin kiinnittämään huomiota lisääntyneen auringon aktiivisuuden ja maan kataklysmien väliseen yhteyteen. Ensimmäinen tutkijan tekemä havainto juontaa juurensa kesäkuulta 1915. Revontulet loistivat pohjoisessa, havaittiin sekä Venäjällä että sisällä Pohjois-Amerikka, A" magneettisia myrskyjä häiritsi jatkuvasti sähkeiden liikkumista. "Juuri tänä aikana tiedemies kiinnittää huomiota siihen tosiasiaan, että lisääntynyt auringon aktiivisuus osuu samaan aikaan maan verenvuodatuksen kanssa. Itse asiassa heti suurten pisteiden ilmestymisen jälkeen Auringossa vihamielisyydet kiihtyivät monilla rintamilla Ensimmäinen maailmansota.
Nyt tähtitieteilijät sanovat, että tähtemme kirkastuu ja kuumenee. Tämä johtuu siitä, että viimeisten 90 vuoden aikana sen magneettikentän aktiivisuus on yli kaksinkertaistunut, ja suurin kasvu on tapahtunut viimeisten 30 vuoden aikana. Chicagossa American Astronomical Societyn vuosikonferenssissa tiedemiehet varoittivat ihmiskuntaa uhkaavista ongelmista. Samoin kuin tietokoneet ympäri planeettaa sopeutuvat toimintaolosuhteisiin vuonna 2000, tähtemme siirtyy 11 vuoden syklinsä myrskyisimpään vaiheeseen. Nyt tiedemiehet pystyvät ennustamaan tarkasti auringonpurkausta, mikä mahdollistaa valmistautumisen etukäteen mahdollisten radio- ja sähköverkkojen toimintahäiriöiden varalta. Nyt useimmat aurinkoobservatoriot ovat vahvistaneet "myrskyvaroituksen" ensi vuodelle, koska. Auringon aktiivisuuden huippu havaitaan 11 vuoden välein, ja edellinen myrsky havaittiin vuonna 1989.
Tämä voi johtaa siihen, että maan voimalinjat epäonnistuvat, satelliittien kiertoradat muuttuvat, mikä varmistaa viestintäjärjestelmien, "suorien" lentokoneiden ja valtamerialusten toiminnan. Auringon "mellakalle" on yleensä ominaista voimakkaat soihdut ja monien samojen paikkojen ilmaantuminen.
Aleksander Chizhevsky 20-luvulla. havaitsi, että auringon aktiivisuus vaikuttaa äärimmäisiin maallisiin tapahtumiin - epidemiat, sodat, vallankumoukset ... Maa ei vain pyöri Auringon ympäri - kaikki elämä planeetallamme sykkii auringon toiminnan rytmeissä, - hän totesi.
Ranskalainen historioitsija ja sosiologi Hippolyte Tarde kutsui runoutta totuuden aavisteeksi. Vuonna 1919 Chizhevsky kirjoitti runon, jossa hän näki kohtalonsa. Se oli omistettu Galileo Galileille:
Ja nousta uudestaan ja uudestaan
aurinkopisteet,
Ja raitis mieli pimeni,
Ja valtaistuin kaatui ja olivat väistämättömiä
Nälkäinen rutto ja ruton kauhut
Ja elämän kasvot muuttuivat irvistykseksi:
Kompassi ryntäsi ympäriinsä, ihmiset mellakoivat,
Ja yli maan ja yli ihmismassan
Aurinko teki laillisen liikkeensä.
Oi sinä, joka näit auringonpilkkuja
Upealla rohkeudella,
Et tiennyt, kuinka ne olisivat minulle selkeitä
Ja surusi ovat lähellä, Galileo!
Vuosina 1915-1916 Venäjän ja Saksan rintamalla tapahtumia seuraten Aleksanteri Tšiževski teki löydön, joka yllätti hänen aikalaisiaan. Teleskoopin kautta havaittu auringon aktiivisuuden lisääntyminen osui samaan aikaan vihollisuuksien kiihtymisen kanssa. Utelias, hän vietti tilastollinen tutkimus sukulaisten ja ystävien keskuudessa mahdollisesta yhteydestä neuropsyykkisten ja fysiologisten reaktioiden välillä soihdun ja auringonpilkkujen ilmaantumisen kanssa. Matemaattisesti prosessoimalla vastaanotetut tabletit hän tuli hämmästyttävään johtopäätökseen: Aurinko vaikuttaa koko elämäämme paljon hienovaraisemmin ja syvemmälle kuin ennen näytti. Vuosisadan lopun verisessä ja mutaisessa sotkussa näemme selkeän vahvistuksen hänen ideoilleen. Ja erikoispalveluissa eri maat nyt kokonaiset osastot analysoivat auringon aktiivisuutta... Pääasiassa todistettiin auringon aktiivisuusmaksimien synkronointi vallankumousten ja sotien kausien kanssa, auringonpilkkujen lisääntyneen aktiivisuuden jaksot osuivat usein yhteen kaikenlaisten julkisten myllerrysten kanssa.
Viime aikoina useat avaruussatelliitit ovat tallentaneet auringon näkymien sinkoamisen, jolle on ominaista epätavallinen korkeatasoinen röntgensäteilyä. Sellaiset ilmiöt edustavat vakava uhka maan ja sen asukkaiden puolesta. Tämän suuruinen salama voi horjuttaa sähköverkkoja. Onneksi energiavirta ei vaikuttanut Maahan eikä odotettavissa olevia ongelmia tapahtunut. Mutta itse tapahtuma on niin kutsutun "auringon maksimin" ennuste, johon liittyy paljon suuremman energiamäärän vapautuminen, joka voi estää viestintäviestinnän ja voimalinjat, muuntajat, astronautit ja avaruussatelliitit, jotka ovat Maan magneettikentän ulkopuolella. ja joita ei ole suojattu, planeetan ilmakehä on vaarassa. Nykyään kiertoradalla on enemmän NASA-satelliitteja kuin koskaan ennen. Ilma-aluksiin kohdistuu myös uhka, joka ilmenee mahdollisuutena keskeyttää radioviestintä ja häiritä radiosignaaleja.
Auringon maksimiarvoja on vaikea ennustaa, tiedetään vain, että ne toistuvat noin 11 vuoden välein. Seuraavan pitäisi tapahtua vuoden 2000 puolivälissä ja sen kesto on yhdestä kahteen vuoteen. Näin sanoo NASAn Marshall Space Flight Centerin heliofyysikko David Hathaway.
Auringon maksimin aikana voi esiintyä näkyvyyttä päivittäin, mutta ei tiedetä tarkasti, mikä voima niillä on ja vaikuttaako ne planeettaamme. Muutaman viime kuukauden ajan auringon toiminnan purkaukset ja niistä johtuvat energiavirrat Maata kohti ovat olleet liian heikkoja aiheuttamaan vahinkoa. Röntgensäteiden lisäksi tähän ilmiöön liittyy muita vaaroja: Aurinko päästää ulos miljardi tonnia ionisoitua vetyä, jonka aalto kulkee miljoonan mailin nopeudella ja voi saavuttaa Maan muutamassa päivässä. Lisää iso ongelma ovat protonien ja alfahiukkasten energiaaaltoja. Ne liikkuvat paljon nopeammin eivätkä jätä aikaa vastatoimiin, toisin kuin ionisoidun vedyn aallot, jotka voivat saada satelliitit ja lentokoneet pois tieltä.
Joissakin äärimmäisissä tapauksissa kaikki kolme aaltoa voivat saavuttaa maan yhtäkkiä ja melkein samanaikaisesti. Suojaa ei ole, tutkijat eivät vielä pysty ennustamaan tarkasti tällaista vapautumista ja varsinkin sen seurauksia.
Aineet ja sen seurauksena lämpöenergian siirtovirran väheneminen näillä alueilla.
Auringonpilkkujen määrä (ja siihen liittyvä susiluku) on yksi auringon magneettisen aktiivisuuden tärkeimmistä indikaattoreista.
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 Auringon havaintoja erityisellä lämpömittarilla (en:thermopile) ja totesi, että täplien emission voimakkuus verrattuna Auringon ympäröiviin alueisiin on pienempi.
Syntyminen
Täplät syntyvät Auringon magneettikentän yksittäisissä osissa tapahtuvien häiriöiden seurauksena. 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 täplää tällaisessa kaksinapaisessa ryhmässä kutsutaan "johtavaksi", "pääksi" tai "P-pisteeksi" (englanninkielisestä edellisestä), itäistä "orja", "häntä" tai "F-piste" (alk. Englanninkielinen seuraava).
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 fotosfääri alueella, jossa täplä sijaitsee, sijaitsee noin 500-700 km syvemmällä kuin ympäröivän fotosfäärin yläraja. 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 napaisuus. 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 rikkomusten vuoksi revontulien todennäköisyys matalilla maantieteellisillä leveysasteilla kasvaa. 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 fotosfääriin. 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. Ryhmien pinta-alat, jotka mitataan kätevästi auringon puolipallon pinta-alan miljoonasosina (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 mitä 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. Nykyaikaisten mittausmenetelmien ansiosta on tullut 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.
