U posljednjih godina znanstvenici su primijetili da Zemljino magnetsko polje slabi. Posljednjih 2000 godina slabi, no u zadnjih 500 godina taj se proces odvija nečuvenom brzinom.

Sunčevo polje, s druge strane, uvelike se intenziviralo u posljednjih 100 godina. Od 1901. solarno polje se povećalo za 230%. Za sada znanstvenici ne razumiju baš kakve će posljedice to imati za zemljane.

Jačanje solarnog polja:

Prema NASA-i, sljedeći, 24. solarni ciklus već započeo. Početkom 2008. godine zabilježena je Sunčeva baklja koja tome svjedoči. Očekuje se da će ovaj ciklus dosegnuti svoj vrhunac do 2012.

Što je, ovi tamne mrlje na suncu? Pokušajmo to shvatiti.

Jednom davno tamne mrlje na suncu razmatrani su mistična pojava. To se smatralo sve dok nije uspostavljena veza između sunčevih pjega i količine topline koju sunce emitira. Plin koji kipi na suncu stvara snažno magnetsko polje, koje se na nekim mjestima lomi, stvarajući nešto poput rupe ili tamne mrlje, oslobađajući tako dio svoje energije u svemir.

tamne mrlje rađaju se unutar svjetiljke. Na Sunce Kao i Zemlja, ima ekvator. Na Sunčevom ekvatoru brzina rotacije energije je veća nego na Sunčevim polovima. Dakle, dolazi do stalnog miješanja i uzburkavanja Sunčeve energije, a na mjestima njenog oslobađanja, na površini Sunca, pojavljuju se tamne mrlje. Toplina iz korone širi se u svemir.

Dan za danom sunce nam se čini isto. Međutim, nije. Sunce stalno se mijenja. traju u prosjeku 11 godina. " solarni minimum” je ciklus, s gotovo potpunim odsustvom mrlja. Padine djeluju umirujuće na Zemlju, povezuju se s razdobljima zahlađenja na Zemlji. " solarni vrhunci” je ciklus tijekom kojeg se formiraju mnoge mrlje i koronarne ejekcije.

Kada je sunce vrlo aktivno, puno tamne mrlje i emisije energije sa Sunca uzrokuju poremećaj Zemljinog magnetskog polja, u vezi s čime se koncept " solarna oluja“, te kao dio dugoročnog procesa kombiniraju koncept „svemirskog vremena“.

solarna oluja

Tijekom solarni maksimum opaža se koronarna aktivnost čak i na polovima Sunce. Sunčeva baklja jednaka je milijardama megatona dinamita. Koncentrirane emisije oslobađaju ogromnu količinu energije koja do Zemlje stiže za 15-ak minuta. Sunčeve emisije utječu ne samo na Zemljino magnetsko polje, već i na astronaute, satelite u orbiti, Zemljine elektrane, dobrobit ljudi, a ponekad uzrokuju i povećanje razine zračenja. Godine 1959. jedan je promatrač vidio bljesak golim okom. Dogodi li se takva epidemija danas, oko 130 milijuna ljudi ostat će bez struje najmanje mjesec dana. Sve je važnije razumjeti i predvidjeti sunčano vrijeme. Da bi se to postiglo, u svemir su lansirani sateliti uz pomoć kojih je moguće promatrati sunčeve pjege i prije nego što ono okrene svoju udarnu stranu prema Zemlji. solarna energija daje život svemu što postoji na Zemlji. Sunce nas štiti od kozmičkog utjecaja. Ali zaštita nas, ponekad, može naškoditi. Život na Zemlji postoji kao rezultat vrlo osjetljive ravnoteže.

Kao, na primjer, sredinom prošlog tisućljeća. Svaki stanovnik našeg planeta svjestan je da na glavnom izvoru topline i svjetlosti postoje mala zamračenja koja je teško uočiti bez posebnih uređaja. Ali ne znaju svi činjenicu da su oni ti koji dovode do toga što može uvelike utjecati na Zemljino magnetsko polje.

Definicija

razgovarajući prostim jezikom Sunčeve pjege su tamne mrlje koje se stvaraju na površini Sunca. Pogrešno je vjerovati da oni ne emitiraju jaku svjetlost, ali u usporedbi s ostatkom fotosfere oni su doista puno tamniji. Njihova glavna karakteristika je niske temperature. Dakle, Sunčeve pjege su hladnije za oko 1500 Kelvina od drugih područja koja ih okružuju. Zapravo, oni predstavljaju upravo područja kroz koja magnetska polja izaći na površinu. Zahvaljujući ovom fenomenu, možemo govoriti o takvom procesu kao što je magnetska aktivnost. Prema tome, ako ima malo mrlja, onda se to zove mirno razdoblje, a kada ih ima puno, tada će se takvo razdoblje nazvati aktivnim. Tijekom potonjeg, Sunčev je sjaj nešto svjetliji zbog baklji i flokula smještenih oko tamnih područja.

studiranje

Promatranje Sunčevih pjega traje već dugo, a korijeni sežu u doba pr. Dakle, Teofrast Akvinski još u 4. st. pr. e. spominjao njihovo postojanje u svojim djelima. Prva skica zatamnjenja na površini glavne zvijezde otkrivena je 1128. godine, pripada Johnu Worcesteru. Osim toga, u drevnim ruskim djelima XIV stoljeća spominju se crne solarne mrlje. Znanost ih je brzo počela proučavati 1600-ih. Većina znanstvenika tog razdoblja držala se verzije da su Sunčeve pjege planeti koji se kreću oko Sunčeve osi. Ali nakon što je Galileo izumio teleskop, ovaj mit je raspršen. On je prvi otkrio da su pjege sastavni dio same solarne strukture. Taj je događaj izazvao snažan val istraživanja i opažanja koji od tada nisu prestali. Moderna studija je nevjerojatna u svom opsegu. Za 400 godina napredak u ovom području postao je opipljiv, a sada Belgijska kraljevska zvjezdarnica broji broj sunčevih pjega, ali otkrivanje svih aspekata ovog kozmičkog fenomena još uvijek traje.

Izgled

I u školi se djeci govori o postojanju magnetskog polja, ali se obično spominje samo poloidna komponenta. Ali teorija sunčevih pjega također uključuje proučavanje toroidnog elementa, naravno, već govorimo o magnetskom polju Sunca. U blizini Zemlje se ne može izračunati, jer se ne pojavljuje na površini. Druga je situacija s nebeskim tijelom. Pod određenim uvjetima, magnetska cijev isplivava kroz fotosferu. Kao što ste pogodili, ovo izbacivanje uzrokuje stvaranje sunčevih pjega na površini. Najčešće se to događa u velikom broju, zbog čega su najčešći skupovi pjega.

Svojstva

U prosjeku doseže 6000 K, dok je za mrlje oko 4000 K. No, to ih ne sprječava da i dalje proizvode snažnu količinu svjetlosti. sunčane pjege a aktivna područja, odnosno skupine sunčevih pjega, imaju različit životni vijek. Prvi žive od nekoliko dana do nekoliko tjedana. Ali potonji su mnogo uporniji i mogu ostati u fotosferi mjesecima. Što se tiče strukture svake pojedine točke, čini se da je komplicirana. Njegov središnji dio naziva se sjena, koja izvana izgleda monofono. Zauzvrat je okružen penumbrom, koja se razlikuje po svojoj varijabilnosti. Kao rezultat kontakta hladne plazme i magnetske, na njoj su primjetna kolebanja materije. Veličine pjega, kao i njihov broj u skupinama, mogu biti vrlo raznoliki.

Ciklusi Sunčeve aktivnosti

Svi znaju da se razina stalno mijenja. Ova odredba dovela je do pojave koncepta 11-godišnjeg ciklusa. Sunčeve pjege, njihov izgled i broj vrlo su usko povezani s ovom pojavom. Međutim, ovo pitanje ostaje kontroverzno, budući da jedan ciklus može varirati od 9 do 14 godina, a razina aktivnosti neumoljivo se mijenja iz stoljeća u stoljeće. Stoga mogu postojati razdoblja zatišja, kada pjege praktički ne postoje više od godinu dana. Ali može se dogoditi i suprotno, kada se njihov broj smatra abnormalnim. Prethodno je odbrojavanje početka ciklusa počelo od trenutka minimalne solarne aktivnosti. Ali s pojavom poboljšanih tehnologija, izračun se provodi od trenutka kada se promijeni polaritet točaka. Podaci o prošlim solarnim aktivnostima dostupni su za proučavanje, no malo je vjerojatno da će biti najveći vjerni pomoćnik u predviđanju budućnosti, jer je priroda Sunca vrlo nepredvidiva.

Utjecaj na planetu

Nije tajna da je Sunce usko povezano s našim svakodnevnim životom. Zemlja je stalno izložena napadima raznih iritansa izvana. Od njihovog destruktivnog djelovanja, planet je zaštićen magnetosferom i atmosferom. No, nažalost, ne mogu mu se u potpunosti oduprijeti. Tako se sateliti mogu onesposobiti, radiokomunikacije prekinuti, a astronauti izloženi povećanoj opasnosti. Osim toga, radijacija utječe na klimatske promjene, pa čak i na izgled čovjeka. Postoji takav fenomen kao sunčane pjege na tijelu koje se pojavljuju pod utjecajem ultraljubičastog zračenja.

Ovo pitanje još nije dovoljno proučeno, kao ni utjecaj sunčevih pjega na svakidašnjica od ljudi. Još jedan fenomen koji ovisi o magnetskim poremećajima može se nazvati Magnetske oluje postale su jedna od najpoznatijih posljedica sunčeve aktivnosti. Oni predstavljaju drugo vanjsko polje oko Zemlje, koje je paralelno s konstantom. Moderni znanstvenici povezuju čak i povećanu smrtnost, kao i pogoršanje bolesti kardio-vaskularnog sustava s pojavom upravo ovog magnetskog polja. A među ljudima se čak postupno počelo pretvarati u praznovjerje.

Povijest studija

Prvi izvještaji o sunčevim pjegama datiraju iz 800. godine pr. e. u Kini .

Crtice mjesta iz kronike Johna od Worcestera

Pjege su prvi put nacrtane 1128. u kronici Johna od Worcestera.

Prvo poznato spominjanje sunčevih pjega u staroruskoj literaturi nalazi se u Nikonovom ljetopisu, u zapisima koji datiraju iz druge polovice 14. stoljeća:

bijaše znak na nebu, sunce bijaše poput krvi, i po njemu su mjesta crna

budi znak na suncu, mjesta su crna na suncu, kao čavli, a tama je bila velika

Prve studije usredotočile su se na prirodu pjega i njihovo ponašanje. Unatoč činjenici da je fizička priroda pjega ostala nejasna sve do 20. stoljeća, promatranja su se nastavila. Do 19. stoljeća već je postojao dovoljno dug niz promatranja sunčevih pjega da bi se uočile periodične varijacije u aktivnosti Sunca. Godine 1845. D. Henry i S. Alexander (eng. S Aleksandar ) sa Sveučilišta Princeton proveli su promatranja Sunca pomoću posebnog termometra (en:thermopile) i utvrdili da je intenzitet emisije pjega, u usporedbi s okolnim područjima Sunca, smanjen.

nastanak

Pojava sunčeve pjege: magnetske linije prodiru kroz površinu Sunca

Mjesta se pojavljuju kao posljedica poremećaja pojedinačne dionice magnetsko polje sunca. Na početku tog procesa, cijevi magnetskog polja "probijaju" se kroz fotosferu u područje korone, a jako polje potiskuje konvektivno gibanje plazme u granulama, sprječavajući prijenos energije iz unutarnjih područja prema van u ovim zrncima. mjesta. Prvo se na ovom mjestu pojavljuje baklja, nešto kasnije i na zapadu - mala točka tzv vrijeme je, veličine nekoliko tisuća kilometara. Unutar nekoliko sati raste vrijednost magnetske indukcije (pri početnim vrijednostima od 0,1 Tesla), povećava se veličina i broj pora. One se spajaju jedna s drugom i tvore jednu ili više pjega. U razdoblju najveće aktivnosti pjega, veličina magnetske indukcije može doseći 0,4 Tesla.

Život mrlja doseže nekoliko mjeseci, tj. pojedinačne grupe Sunčeve pjege se mogu promatrati unutar nekoliko revolucija Sunca. Upravo je ta činjenica (kretanje promatranih pjega duž Sunčevog diska) poslužila kao osnova za dokazivanje rotacije Sunca i omogućila je izvođenje prvih mjerenja perioda revolucije Sunca oko svoje osi.

Pjege se obično formiraju u skupinama, ali ponekad postoji jedna pjega koja živi samo nekoliko dana ili bipolarna skupina: dvije pjege različitog magnetskog polariteta, povezane linijama magnetskog polja. Zapadna točka u takvoj bipolarnoj skupini naziva se "vodeća", "glava" ili "P-točka" (od engleskog. prethodni), istočni - "rob", "rep" ili "F-točka" (od engleskog. slijedeći).

Samo polovica pjega živi više od dva dana, a samo desetina - više od 11 dana.

Na početku 11-godišnjeg ciklusa Sunčeve aktivnosti, Sunčeve pjege se pojavljuju na visokim heliografskim geografskim širinama (reda ±25-30°), a kako ciklus napreduje, pjege migriraju prema Sunčevom ekvatoru, dosežući geografske širine od ±5°. -10° na kraju ciklusa. Ovaj obrazac se naziva "Spörerov zakon".

Skupine sunčevih pjega su orijentirane približno paralelno sa solarnim ekvatorom, međutim, postoji određeni nagib osi grupe u odnosu na ekvator, koji ima tendenciju povećanja za grupe koje se nalaze dalje od ekvatora (tzv. "Joyev zakon").

Svojstva

Prosječna temperatura Sunčeve površine je oko 6000 K (efektivna temperatura je 5770 K, temperatura zračenja je 6050 K). Centralno, najtamnije područje pjega ima temperaturu od samo oko 4000 K, vanjska područja pjega koja graniče s normalnom površinom su od 5000 do 5500 K. Unatoč činjenici da je temperatura pjega niža, njihova tvar još uvijek emitira svjetlost, iako u manjoj mjeri od ostatka površine. Upravo zbog te temperaturne razlike pri promatranju stječe se dojam da su mrlje tamne, gotovo crne, iako zapravo i svijetle, ali se njihov sjaj gubi na pozadini svjetlijeg sunčevog diska.

Središnji tamni dio pjege naziva se sjena. Obično je njegov promjer oko 0,4 promjera pjege. U sjeni su jakost magnetskog polja i temperatura prilično ujednačeni, a intenzitet sjaja u vidljivom svjetlu je 5-15% fotosferske magnitude. Sjena je okružena polusjenom koja se sastoji od svijetlih i tamnih radijalnih vlakana s intenzitetom sjaja od 60 do 95% fotosferskog.

Površina Sunca u području gdje se pjega nalazi nalazi se približno 500-700 km niže od površine okolne fotosfere. Taj se fenomen naziva Wilsonova depresija.

Sunčeve pjege su područja najveće aktivnosti na Suncu. Ako ima mnogo točaka, tada postoji velika vjerojatnost da će se magnetske linije ponovno spojiti - linije koje prolaze unutar jedne skupine točaka rekombiniraju se s linijama iz druge skupine točaka koje imaju suprotni polaritet. Vidljivi rezultat ovog procesa je Sunčeva baklja. Nalet zračenja, koji dopire do Zemlje, uzrokuje jake poremećaje u njezinom magnetskom polju, remeti rad satelita, pa čak i utječe na objekte koji se nalaze na planetu. Zbog poremećaja u Zemljinom magnetskom polju, vjerojatnost polarne svjetlosti je mala zemljopisne širine. Ionosfera Zemlje također je podložna fluktuacijama Sunčeve aktivnosti, što se očituje u promjeni širenja kratkih radio valova.

Klasifikacija

Pjege se klasificiraju ovisno o životnom vijeku, veličini, položaju.

Faze razvoja

Lokalno pojačanje magnetskog polja, kao što je gore spomenuto, usporava kretanje plazme u konvekcijskim ćelijama, čime se usporava prijenos topline na površinu Sunca. Hlađenjem granula zahvaćenih ovim procesom (za oko 1000 °C) dolazi do njihovog tamnjenja i stvaranja jedne mrlje. Neki od njih nestaju nakon nekoliko dana. Drugi se razvijaju u bipolarne skupine dviju točaka s magnetskim linijama suprotnog polariteta. Od njih se mogu formirati skupine od mnogo pjega koje u slučaju daljnjeg povećanja površine polusjena ujedinjuju do stotine točaka, dosežući veličine stotina tisuća kilometara. Nakon toga dolazi do polaganog (tijekom nekoliko tjedana ili mjeseci) smanjenja aktivnosti mrlja i njihova veličina se smanjuje na male dvostruke ili pojedinačne točkice.

Najveće skupine sunčevih pjega uvijek imaju pridruženu skupinu na drugoj hemisferi (sjevernoj ili južnoj). Magnetske linije u takvim slučajevima izlaze iz mrlja na jednoj hemisferi i ulaze u mrlje na drugoj.

Veličina grupe mjesta

Veličina skupine pjega obično se karakterizira njezinim geometrijskim opsegom, kao i brojem pjega uključenih u nju i njihovom ukupnom površinom.

U grupi može biti od jedne do stotinu i pol ili više točaka. Površine skupina, koje se prikladno mjere u milijuntim dijelovima površine sunčeve hemisfere (m.s.p.), variraju od nekoliko m.s.p. do nekoliko tisuća m.s.p.

Maksimalna površina za cijelo razdoblje kontinuiranog promatranja skupina Sunčevih pjega (od 1874. do 2012.) bila je skupina br. 1488603 (prema Greenwich katalogu), koja se na Sunčevom disku pojavila 30. ožujka 1947., u maksimumu 18. 11-godišnji ciklus Sunčeve aktivnosti. Do 8. travnja njegova je ukupna površina dosegla 6132 m.s.p. (1,87 10 10 km², što je više od 36 puta više od površine globusa). U fazi svog najvećeg razvoja ova skupina se sastojala od više od 170 pojedinačnih Sunčevih pjega.

cikličnost

Sunčev ciklus povezan je s učestalošću Sunčevih pjega, njihovom aktivnošću i životnim vijekom. Jedan ciklus pokriva otprilike 11 godina. U razdobljima minimalne aktivnosti Sunčevih pjega ima vrlo malo ili ih uopće nema, dok ih u razdobljima maksimuma može biti nekoliko stotina. Na kraju svakog ciklusa polaritet Sunčevog magnetskog polja se obrne, pa je ispravnije govoriti o 22-godišnjem Sunčevom ciklusu.

Trajanje ciklusa

Iako prosječni ciklus Sunčeve aktivnosti traje oko 11 godina, postoje ciklusi dugi od 9 do 14 godina. Prosjeci se također mijenjaju kroz stoljeća. Tako je u 20. stoljeću prosječna duljina ciklusa bila 10,2 godine.

Oblik ciklusa nije konstantan. Švicarski astronom Max Waldmeier tvrdio je da se prijelaz s minimalne na maksimalnu solarnu aktivnost događa brže što je veći maksimalan broj sunčevih pjega zabilježen u ovom ciklusu (tzv. "Waldmeierovo pravilo").

Početak i kraj ciklusa

U prošlosti se početkom ciklusa smatrao trenutak kada je Sunčeva aktivnost bila na minimumu. Zahvaljujući modernim metodama mjerenjima postalo je moguće odrediti promjenu polariteta sunčevog magnetskog polja, pa se sada kao početak ciklusa uzima trenutak promjene polariteta pjega.

Numeriranje ciklusa predložio je R. Wolf. Prvi ciklus, prema ovoj numeraciji, započeo je 1749. godine. Godine 2009. započeo je 24. solarni ciklus.

• Zadnji red podataka - prognoza

Postoji periodična promjena maksimalnog broja Sunčevih pjega s karakterističnim periodom od oko 100 godina ("sekularni ciklus"). Posljednji padovi ovog ciklusa bili su oko 1800-1840 i 1890-1920. Postoji pretpostavka o postojanju ciklusa još većeg trajanja.

vidi također

Bilješke

Linkovi

• Ujedinjena baza podataka o magnetskim poljima sunčevih pjega - uključuje slike sunčevih pjega iz razdoblja 1957.-1997.
• Slike Sunčevih pjega iz zvjezdarnice Locarno Monti - pokrivaju razdoblje 1981.-2011.
• Svemirska fizika. Mala enciklopedija M.: Sovjetska enciklopedija, 1986

Animacije-sheme procesa nastanka Sunčevih pjega

• kako nastaju sunčeve pjege? (Kako nastaju sunčeve pjege?)

Sunce
Struktura	Jezgra · Zona prijenosa zračenja · konvektivna zona
Atmosfera	Fotosfera · Kromosfera · solarna korona
Prošireno struktura	Heliosfera (Heliosferski strujni sloj · granica udarnog vala) · heliosferni omotač · heliopauza · pramčani udarni val
koji se odnosi na sunce pojave	Pomrčina Sunca · Sunčeva aktivnost ( sunčane pjege · solarne baklje · izbacivanje koronalne mase) · Sunčevo zračenje (Varijacije sunčevog zračenja) · koronarne rupe · Krunske petlje · baklje · Granule · flokule · Izbočine i vlakna · Spikule · Supergranulacija · sunčan vjetar · Morton val
Povezane teme	Sunčev sustav · solarni dinamo · Evolucija zvijezda

Sunčane pjege

Sunce je jedina od svih zvijezda koju ne vidimo kao svjetlucavu točku, već kao sjajni disk. Zahvaljujući tome, astronomi imaju priliku proučavati razne detalje na njegovoj površini.

Što je pjege od sunca?

Sunčeve pjege su daleko od stabilnih formacija. One nastaju, razvijaju se i nestaju, a umjesto nestalih pojavljuju se nove. Povremeno se stvaraju goleme mrlje. Tako je u travnju 1947. godine na Suncu uočena složena mrlja: njezina je površina premašila površinu globus 350 puta! Bilo je jasno vidljivo golim okom.

Sunčane pjege

Tako velike sunčeve pjege uočene su od davnina. U Nikonovoj kronici iz 1365. godine spominje se kako su naši preci u Rusiji kroz dim šumskih požara vidjeli na Suncu "tamne mrlje, poput čavala".

Pojavljujući se na istočnom (lijevom) rubu Sunca, krećući se po njegovom disku slijeva nadesno i nestajući iza zapadnog (desnog) ruba dnevnog svjetla, Sunčeve pjege pružaju izvrsnu priliku ne samo za provjeru rotacije Sunca oko svoje osi , ali i odrediti period te rotacije (točnije, odredio je iz Dopplerovog pomaka spektralnih linija). Mjerenja su pokazala: period rotacije Sunca na ekvatoru je 25,38 dana (u odnosu na promatrača na Zemlji u kretanju - 27,3 dana), u srednjim geografskim širinama - 27 dana i blizu polova oko 35 dana. Dakle, Sunce se okreće brže na ekvatoru nego na polovima. Zonska rotacija svjetiljke svjedoče o njegovom plinovitom stanju. Središnji dio velike točke u teleskopu izgleda potpuno crno. Ali mrlje izgledaju tamne samo zato što ih promatramo na pozadini svijetle fotosfere. Kad bi se pjega mogla promatrati zasebno, vidjelo bi se da ona svijetli jače od električnog luka, jer joj je temperatura oko 4500 K, odnosno 1500 K manja od temperature fotosfere. Sunčeva pjega srednje veličine naspram noćnog neba izgledala bi sjajna poput Mjeseca za punog Mjeseca. Samo mrlje ne emitiraju žuto, već crvenkasto svjetlo.

Obično je tamna jezgra velike mrlje okružena sivom polusjenom koja se sastoji od svijetlih radijalnih vlakana smještenih na tamnoj pozadini. Sva ova struktura je jasno vidljiva čak iu malom teleskopu.

mrlje na suncu

Davne 1774. godine škotski astronom Alexander Wilson (1714.-1786.), promatrajući pjege na rubu sunčevog diska, zaključio je da su velike pjege udubljenja u fotosferi. Daljnji proračuni su pokazali da se "dno" Sunčeve pjege nalazi ispod razine fotosfere prosječno 700 km. Jednom riječju, pjege su ogromni lijevci u fotosferi.

Oko mrlja u zrakama vodika jasno je vidljiva vrtložna struktura kromosfere. Ova vrtložna struktura ukazuje na postojanje snažnih gibanja plina oko točke. Isti uzorak stvaraju strugotine željeza posute po listu kartona ako se ispod njih stavi magnet. Ova sličnost navela je američkog astronoma Georgea Halea (1868.-1938.) da posumnja da su sunčeve pjege ogromni magneti.

Hale je znao da se spektralne linije cijepaju kada se plin koji emitira stavi u magnetsko polje (tzv. Zeemanovo cijepanje). A kad je astronom usporedio veličinu cijepanja uočenog u spektru sunčevih pjega s rezultatima laboratorijskih eksperimenata S plina u magnetskom polju, otkrio je da su magnetska polja pjega tisućama puta veća od indukcije zemljinog magnetskog polja. Snaga magnetskog polja na površini Zemlje je oko 0,5 oersteda. A kod Sunčevih pjega uvijek je više od 1500 oersteda - ponekad doseže i 5000 oersteda!

Otkriće magnetske prirode Sunčevih pjega jedno je od najvažnijih otkrića u astrofizici s početka 20. stoljeća. Po prvi put je otkriveno da ne samo naša Zemlja, već i druga nebeska tijela imaju magnetska svojstva. Sunce je u tom pogledu došlo do izražaja. Samo naš planet ima permanentno dipolno magnetsko polje s dva pola, a Sunčevo magnetsko polje ima složenu strukturu, štoviše, "okreće se", odnosno mijenja predznak, odnosno polaritet. Iako su sunčeve pjege vrlo jaki magneti, ukupno magnetsko polje Sunca rijetko prelazi 1 oersted, što je nekoliko puta više od prosječnog polja Zemlje.

Jako magnetsko polje u bipolarnoj skupini sunčevih pjega

Upravo je jako magnetsko polje pjega razlog njihove niske temperature. Uostalom, polje stvara izolacijski sloj ispod mrlje i zbog toga naglo usporava proces konvekcije - smanjuje dotok energije iz dubine zvijezde.

Velike mrlje radije se pojavljuju u parovima. Svaki takav par nalazi se gotovo paralelno sa solarnim ekvatorom. Vodeća ili glavna točka obično se kreće malo brže od zadnje točke (repa). Stoga se tijekom prvih nekoliko dana mrlje udaljavaju jedna od druge. Istodobno se povećava veličina mrlja.

Često se između dvije glavne točke pojavljuje "lanac" malih točkica. Nakon što se to dogodi, repna pjega može brzo propasti i nestati. Ostaje samo vodeća pjega, koja se sporije smanjuje i živi u prosjeku 4 puta duže od svog pratioca. Sličan proces razvoja karakterističan je za gotovo svaku veću skupinu Sunčevih pjega. Većina mrlja živi samo nekoliko dana (čak i nekoliko sati!), dok druge traju nekoliko mjeseci.

Mrlje, čiji promjer doseže 40-50 tisuća km, mogu se vidjeti kroz svjetlosni filtar (gusto dimljeno staklo) golim okom.

Što su solarne baklje?

1. rujna 1859. dva engleska astronoma, Richard Carrington i S. Hodgson, neovisno promatrajući Sunce u bijeloj svjetlosti, vidjeli su nešto poput munje kako iznenada bljesne među jednom skupinom sunčevih pjega. Bilo je to prvo opažanje nove, još nepoznate pojave na Suncu; kasnije je to nazvano solarna baklja.

Što je solarna baklja? Ukratko, radi se o najjačoj eksploziji na Suncu, uslijed koje se vrlo brzo oslobađa ogromna količina energije akumulirana u ograničenom volumenu sunčeve atmosfere.

Najčešće se bljeskovi javljaju u neutralnim područjima koja se nalaze između velikih točaka suprotnog polariteta. Obično razvoj baklje počinje naglim povećanjem svjetline područja baklje - područja svjetlije, a time i toplije fotosfere. Zatim dolazi do katastrofalne eksplozije, tijekom koje se sunčeva plazma zagrijava na 40-100 milijuna K. To se očituje u višestrukom pojačanju kratkovalnog zračenja Sunca (ultraljubičastog i rendgenskog), kao iu povećanju u "radio glasu" dnevnog svjetla i u oslobađanju ubrzanih solarnih korpuskula (čestica) . A u nekim od najsnažnijih baklji nastaju čak i solarne kozmičke zrake čiji protoni postižu brzine jednake polovici brzine svjetlosti. Takve čestice imaju smrtonosnu energiju. U stanju su prodrijeti gotovo nesmetano svemirski brod i uništavaju stanice živog organizma. Stoga solarne kozmičke zrake mogu predstavljati ozbiljnu opasnost za posadu koju tijekom leta uhvati iznenadni bljesak.

Dakle, Sunčeve baklje emitiraju zračenje u obliku elektromagnetskih valova i u obliku čestica materije. Pojačanje elektromagnetskog zračenja događa se u širokom rasponu valnih duljina - od tvrdih rendgenskih zraka i gama zraka do kilometarskih radiovalova. U tom slučaju, ukupni tok vidljivog zračenja uvijek ostaje konstantan unutar frakcija postotka. Slabe baklje na Suncu pojavljuju se gotovo uvijek, a velike - jednom u nekoliko mjeseci. Ali tijekom godina maksimalne solarne aktivnosti, velike solarne baklje događaju se nekoliko puta mjesečno. Obično mali bljesak traje 5-10 minuta; najmoćniji - nekoliko sati. Tijekom tog vremena oblak plazme mase do 10 milijardi tona biva izbačen u okosolarni prostor i oslobađa se energija koja je ekvivalentna eksploziji desetaka ili čak stotina milijuna hidrogenskih bombi! Međutim, snaga čak ni najvećih baklji ne prelazi stotinke postotka snage ukupnog sunčevog zračenja. Stoga, tijekom bljeska, nema zamjetnog povećanja sjaja naše dnevne svjetlosti.

Tijekom leta prve posade na američkoj orbitalnoj postaji Skylab (svibanj-lipanj 1973.) uspjeli su fotografirati bljesak u svjetlu željezne pare na temperaturi od 17 milijuna K, koja bi trebala biti toplija nego u središtu solarni fuzijski reaktor. A posljednjih godina zabilježeni su pulsevi gama zračenja iz nekoliko baklji.

Takvi impulsi vjerojatno duguju svoje porijeklo uništenje parovi elektron-pozitron. Poznato je da je pozitron antičestica elektrona. Ima istu masu kao elektron, ali ima suprotan električni naboj. Kada se elektron i pozitron sudare, što se može dogoditi u Sunčevim bakljama, odmah se anihiliraju, pretvarajući se u dva fotona gama zraka.

Kao i svako zagrijano tijelo, Sunce neprekidno emitira radio valove. toplinski radio emisija tihog sunca, kad na njemu nema mrlja i bljeskova, stalno dolazi iz kromosfere i na milimetarskim i na centimetarskim valovima, a iz korone na metarskim valovima. Ali čim se pojave velike mrlje, pojavi se bljesak, jak radio rafali... A tada se radioemisija Sunca naglo poveća tisućama ili čak milijunima puta!

Fizikalni procesi koji dovode do pojave solarnih baklji vrlo su složeni i još uvijek nedovoljno poznati. Međutim, sama činjenica pojave Sunčevih baklji gotovo isključivo u velikim skupinama Sunčevih pjega svjedoči o odnosu baklji s jakim magnetskim poljima na Suncu. A bljesak je, naizgled, ništa više od grandiozne eksplozije uzrokovane iznenadnom kompresijom solarne plazme pod pritiskom jakog magnetskog polja. Energija magnetskih polja, na neki način oslobođena, stvara solarnu baklju.

Zračenje sunčevih baklji često dopire do našeg planeta, snažno utječući na gornje slojeve zemljine atmosfere (ionosferu). Oni također dovode do pojave magnetskih oluja i polarne svjetlosti, ali to je priča za nas.

Ritmovi sunca

Godine 1826. njemački astronom amater, ljekarnik Heinrich Schwabe (1789.-1875.) iz Dessaua započeo je sustavna promatranja i skice Sunčevih pjega. Ne, on uopće nije namjeravao proučavati Sunce - zanimalo ga je nešto sasvim drugo. Tada se mislilo da se nepoznati planet kreće između Sunca i Merkura. A budući da ga je bilo nemoguće vidjeti u blizini sjajne zvijezde, Schwabe je odlučio promatrati sve što je vidljivo na sunčevom disku. Uostalom, ako takav planet stvarno postoji, onda će prije ili kasnije sigurno proći kroz disk Sunca u obliku malog crnog kruga ili točke. I evo konačno će biti "uhvaćena"!

Međutim, Schwabe je, prema vlastitim riječima, "izašao u potragu za očevim magarcima, pronašao je kraljevstvo". Godine 1851. Kozmos Alexandera Humboldta (1769.-1859.) objavio je rezultate Schwabeovih promatranja, iz kojih je proizlazilo da se broj Sunčevih pjega prilično pravilno povećavao i smanjivao tijekom 10-godišnjeg razdoblja. Ova periodičnost u promjeni broja Sunčevih pjega, kasnije nazvana 11-godišnji ciklus Sunčeve aktivnosti, otkrio ga je Heinrich Schwabe 1843. Naknadna promatranja potvrdila su ovo otkriće, a švicarski astronom Rudolf Wolf (1816.-1893.) pojasnio je da se maksimumi broja Sunčevih pjega u prosjeku ponavljaju nakon 11,1 godinu.

Dakle, broj mjesta varira iz dana u dan i iz godine u godinu. Kako bi na temelju broja Sunčevih pjega prosudio stupanj Sunčeve aktivnosti, Wolf je 1848. godine uveo koncept relativnog broja Sunčevih pjega, odnosno tzv. Vukovi brojevi. Ako s g označimo broj skupina pjega, a s f ukupni broj pjega, tada se Wolfov broj - W - izražava formulom:

Ovaj broj, koji određuje mjeru Sunčeve aktivnosti stvaranja pjega, uzima u obzir i broj grupa Sunčevih pjega i broj samih Sunčevih pjega opaženih na bilo koji dan. Štoviše, svaka grupa je izjednačena s deset jedinica, a svako mjesto se uzima kao jedinica. Ukupni rezultat za dan - relativni Wolfov broj - zbroj je ovih brojeva. Recimo da na Suncu promatramo 23 pjege koje čine tri skupine. Tada će Wolfov broj u našem primjeru biti: W = 10 3 + 23 = 53. U razdobljima minimalne sunčeve aktivnosti, kada na Suncu nema niti jedne pjege, on se pretvara u nulu. Ako se na Suncu uoči samo jedna točka, tada će Wolfov broj biti jednak 11, au danima maksimalne sunčeve aktivnosti ponekad je veći od 200.

Krivulja prosječnog mjesečnog broja Sunčevih pjega jasno pokazuje prirodu promjene Sunčeve aktivnosti. Takvi podaci dostupni su od 1749. do danas. U prosjeku tijekom 200 godina utvrđeno je da je razdoblje promjene sunčevih pjega 11,2 godine. Istina, tijekom proteklih 60 godina tijek aktivnosti stvaranja pjega naše dnevne zvijezde donekle se ubrzao i to se razdoblje smanjilo na 10,5 godina. Osim toga, njegovo trajanje izrazito varira od ciklusa do ciklusa. Stoga ne treba govoriti o periodičnosti Sunčeve aktivnosti, nego o cikličnosti. Jedanaestogodišnji ciklus najvažnija je značajka našeg Sunca.

Nakon što je 1908. godine otkrio magnetsko polje sunčevih pjega, George Hale je otkrio i zakon izmjene njihovog polariteta. Već smo rekli da u razvijenoj skupini postoje dvije velike mrlje - dva velika magneta. Imaju suprotni polaritet. Redoslijed polariteta na sjevernoj i južnoj hemisferi Sunca također je uvijek suprotan. Ako na sjevernoj hemisferi vodeća (glavna) pjega ima, na primjer, sjeverni polaritet, a zadnja (repna) pjega ima južni polaritet, tada će na južnoj hemisferi dnevnog svjetla slika biti suprotna: vodeća pjega je s južni polaritet, a stražnja pjega je sa sjevernim polaritetom. Ali ono što je najnevjerojatnije je da se u sljedećem 11-godišnjem ciklusu polariteti svih sunčevih pjega u skupinama na obje hemisfere Sunca preokrenu, a s početkom novog ciklusa one se vraćaju u svoje prvobitno stanje. Tako, solarni magnetski ciklus ima otprilike 22 godine. Stoga mnogi solarni astronomi smatraju da je glavni 22-godišnji ciklus solarne aktivnosti povezan s promjenom polariteta magnetskog polja u sunčevim pjegama.

Odavno je utvrđeno da se s promjenom broja pjega na Suncu mijenjaju površine baklji i snaga sunčevih baklji. Ovi i drugi fenomeni koji se javljaju V atmosfera Sunca, koja se danas naziva sunčeva aktivnost. Njegov najpristupačniji element za promatranje su velike skupine sunčane pjege.

Sada je vrijeme da odgovorimo na možda najintrigantnije pitanje: "Odakle dolazi sunčeva aktivnost i kako objasniti njezine značajke?"

Budući da je odlučujući čimbenik Sunčeve aktivnosti magnetsko polje, nastanak i razvoj bipolarne skupine pjega - aktivnog područja na Suncu - može se prikazati kao rezultat postupnog uspinjanja u Sunčevu atmosferu ogromnog magnetskog snopa ili cijev koja izlazi iz jednog mjesta i oblikujući luk ulazi u drugo mjesto. Na mjestu gdje cijev izlazi iz fotosfere nalazi se mrlja s jednim polaritetom magnetskog polja, a na mjestu gdje ponovno ulazi u fotosferu - s suprotnim polaritetom. Nakon nekog vremena ova magnetska cijev kolabira, a ostaci magnetskog užeta tonu natrag pod fotosferu i aktivno područje na Suncu nestaje. U tom slučaju, dio linija magnetskog polja ide u kromosferu i Sunčevu koronu. Ovdje magnetsko polje, takoreći, naređuje pokretnoj plazmi, uslijed čega se solarna tvar kreće duž linija magnetskog polja. To kruni daje blistav izgled. Znanstvenici više ne sumnjaju da su aktivna područja na Suncu određena magnetskim silnicama. Magnetohidrodinamički učinci također objašnjavaju promjenu polariteta polja u bipolarnim skupinama sunčevih pjega. Ali ovo su samo prvi koraci prema izgradnji znanstveno utemeljene teorije koja može objasniti sve uočene značajke aktivnosti velikog svjetlećeg tijela.

Prosječna godišnja brojnost vukova od 1947. do 2001

fotosfera sunca

Objašnjenje pojave bipolarnih magnetskih područja na Suncu. Ogromna magnetska cijev izlazi iz konvektivne zone u sunčevu atmosferu

Dakle, na Suncu vječna borba između sila pritiska vrućeg plina i monstruozne gravitacije. A isprepletena magnetska polja staju na put zračenju. U njihovim mrežama nastaju i uništavaju se mrlje. Visokotemperaturna plazma leti gore ili klizi dolje iz korone duž magnetskih linija sile. Gdje još možete pronaći ovako nešto?! Samo na drugim zvijezdama, ali one su užasno daleko od nas! I samo na Suncu možemo promatrati tu vječnu borbu sila prirode, koja traje već 5 milijardi godina. I u njemu će pobijediti samo gravitacija!

"Odjeci" solarnih baklji

Dana 23. veljače 1956. godine označene su postaje Službe Sunca dnevno svjetlo najjači bljesak. Eksplozija neviđene snage bacila je divovske oblake užarene plazme u prostor blizu Sunca - svaki višestruko više. više zemlje! I s brzinom većom od 1000 km / s, jurili su prema našem planetu. Prvi odjeci ove katastrofe brzo su doprli do nas kroz svemirski ponor. Otprilike 8,5 minuta nakon početka izbijanja, znatno povećan protok ultraljubičastih i X-zraka stigao je do gornjih slojeva zemljine atmosfere - ionosfere, povećao je njezino zagrijavanje i ionizaciju. To je dovelo do naglog pogoršanja, pa čak i privremenog prestanka kratkovalne radiokomunikacije, jer umjesto da se reflektiraju od ionosfere, kao od ekrana, počele su ih intenzivno apsorbirati ...

Promjena magnetskog polariteta sunčevih pjega

Ponekad, s vrlo jakim bljeskovima, radio smetnje traju nekoliko dana zaredom, sve dok se nemirno svjetiljke "vrati u normalu". Ovisnost je ovdje tako jasno prikazana da se učestalost takve interferencije može koristiti za procjenu razine solarne aktivnosti. Ali glavne smetnje izazvane na Zemlji bakljama zvijezde su pred nama.

Prateći kratkovalno zračenje (ultraljubičasto i X-zrake) našeg planeta, dopire struja visokoenergetskih sunčevih kozmičkih zraka. Istina, magnetska ljuska Zemlje prilično nas pouzdano štiti od tih smrtonosnih zraka. Ali za astronaute koji rade u otvorenom svemiru oni predstavljaju vrlo ozbiljnu opasnost: izloženost može lako premašiti dopuštenu dozu. Zbog toga oko 40 zvjezdarnica svijeta stalno sudjeluje u patrolnoj službi Sunca - provode kontinuirana promatranja aktivnosti baklje dnevne zvijezde.

Daljnji razvoj geofizičkih fenomena na Zemlji može se očekivati ​​dan-dva nakon izbijanja. Upravo je to vrijeme - 30-50 sati - potrebno da oblaci plazme dođu do Zemljine "blizine". Uostalom, solarna baklja je nešto poput svemirske puške koja puca u međuplanetarni prostor s korpuskulama - česticama sunčeve tvari: elektronima, protonima (jezgre atoma vodika), alfa česticama (jezgre atoma helija). Masa korpuskula eruptiranih izbijanjem u veljači 1956. iznosila je milijarde tona!

Čim su se oblaci solarnih čestica sudarili sa Zemljom, igle kompasa su poskočile, a noćno nebo iznad planeta bilo je ukrašeno raznobojnim bljeskovima polarne svjetlosti. Među oboljelima su učestali srčani udari, a povećan je i broj prometnih nesreća.

Vrste utjecaja Sunčeve baklje na Zemlju

Što je tamo magnetske oluje, aurore... Doslovno je cijela kugla zemaljska zadrhtala pod pritiskom gigantskih korpuskularnih oblaka: potresi su se dogodili u mnogim seizmičkim zonama 2 . I, kao vrh svega, trajanje dana naglo se promijenilo za čak 10 ... mikrosekundi!

Svemirska istraživanja su pokazala da je zemaljska kugla okružena magnetosferom, odnosno magnetskim omotačem; unutar magnetosfere jakost zemaljskog magnetskog polja prevladava nad jakošću međuplanetarnog polja. A da bi baklja imala utjecaja na Zemljinu magnetosferu i samu Zemlju, mora se dogoditi u trenutku kada se aktivno područje na Suncu nalazi blizu središta Sunčevog diska, odnosno okrenuto je prema našem planeta. Inače će sva bakljeva zračenja (elektromagnetska i korpuskularna) jurnuti u stranu.

Plazma, koja juri s površine Sunca u svemir, ima određenu gustoću i sposobna je vršiti pritisak na sve prepreke koje joj se nađu na putu. Takva značajna prepreka je Zemljino magnetsko polje – njena magnetosfera. Suprotstavlja se protoku sunčeve tvari. Dolazi trenutak kada su oba pritiska uravnotežena u ovom sukobu. Tada se granica Zemljine magnetosfere, komprimirana strujanjem solarne plazme s dnevne strane, postavlja na udaljenost od oko 10 radijusa Zemlje od površine našeg planeta, a plazma, budući da se ne može kretati ravno, počinje teći oko magnetosfere. U tom slučaju čestice Sunčeve materije rastežu svoje magnetske silnice, a na noćnoj strani Zemlje (u suprotnom smjeru od Sunca) u blizini magnetosfere formira se duga perjanica (rep) koja se proteže izvan orbita Mjeseca. Zemlja sa svojom magnetskom ljuskom nalazi se unutar ovog korpuskularnog toka. A ako se uobičajeni solarni vjetar, koji neprestano struji oko magnetosfere, može usporediti s laganim povjetarcem, onda brzi tok korpuskula koje stvara snažan solarna baklja poput strašnog uragana. Kada takav uragan udari u magnetski omotač zemaljske kugle, on se još jače sabija sa strane suncokreta i magnetska oluja.

Dakle, Sunčeva aktivnost utječe na zemaljski magnetizam. Njegovim jačanjem povećava se učestalost i intenzitet magnetskih oluja. Ali ta je veza prilično složena i sastoji se od cijelog lanca fizičkih interakcija. Glavna poveznica u tom procesu je pojačani protok korpuskula koji se javlja tijekom sunčevih baklji.

Dio energetskih korpuskula u polarnim širinama izbija iz magnetske zamke u zemljinu atmosferu. A onda, na visinama od 100 do 1000 km, brzi protoni i elektroni, sudarajući se s česticama zraka, pobuđuju ih i čine da svijetle. Kao rezultat toga, postoji Polarna svjetlost.

Povremeno "oživljavanje" velikog svjetiljke prirodni je fenomen. Tako su, na primjer, nakon grandiozne solarne baklje opažene 6. ožujka 1989., korpuskularne struje uzbudile doslovno cijelu magnetosferu našeg planeta. Kao rezultat toga, na Zemlji je izbila snažna magnetska oluja. Pratila ga je zapanjujuća polarna svjetlost koja je stigla do tropskog pojasa na području Kalifornijskog poluotoka! Tri dana kasnije dogodila se nova snažna epidemija, au noći s 13. na 14. ožujka stanovnici južne obale Krima također su se divili očaravajućim bljeskovima koji su se pružali na zvjezdanom nebu iznad stjenovitih zuba Ai-Petri. Bio je to jedinstven prizor, sličan sjaju vatre koja je odmah progutala pola neba.

Svi ovdje spomenuti geofizički učinci – ionosferske i magnetske oluje te polarna svjetlost – sastavni su dio najsloženijeg znanstvenog problema tzv. problem Sunce-Zemlja. Međutim, utjecaj Sunčeve aktivnosti na Zemlju nije ograničen na ovo. "Dah" dnevnog svjetla stalno se očituje u promjenama vremena i klime.

Klima nije ništa drugo nego dugotrajni vremenski režim na određenom području, a određena je njegovim geografskim položajem na zemaljskoj kugli i prirodom atmosferskih procesa.

Lenjingradski znanstvenici iz Istraživačkog instituta za Arktik i Antarktik uspjeli su otkriti da u godinama minimalne sunčeve aktivnosti prevladava geografska širina. U ovom slučaju, vrijeme na sjevernoj hemisferi je relativno mirno. U godinama maksimuma, naprotiv, meridionalna cirkulacija se pojačava, odnosno dolazi do intenzivne izmjene zračnih masa između tropskih i polarnih područja. Vrijeme postaje nestabilno, postoje značajna odstupanja od dugoročnih klimatskih normi.

Zapadna Europa: Britansko otočje u području snažne ciklone. Snimak iz svemira

1 Svatko bi trebao upamtiti da ni u kojem slučaju ne smijete gledati u Sunce bez zaštite očiju tamnim filterima. Tako da možete odmah izgubiti vid

2Znanstvenik Murmanske podružnice Astronomsko-geodetskog društva Rusije (njegov predsjednik) Viktor Evgenyevich Troshenkov proučavao je utjecaj sunčeve aktivnosti na tektoniku globusa. Ponovljena analiza seizmičke aktivnosti našeg planeta tijekom 230 godina (1750.-1980.) koju je proveo na globalnoj razini pokazala je prisutnost linearne veze između seizmičnosti Zemlje (potresi) i solarnih oluja.