IN posledné roky vedci si to všimli Magnetické pole Zeme slabne. Posledných 2000 rokov slabne, no za posledných 500 rokov prebieha tento proces bezprecedentným tempom.

Slnečné pole sa naopak za posledných 100 rokov výrazne posilnilo. Od roku 1901 sa slnečné pole zväčšilo o 230 %. Vedci zatiaľ celkom nechápu, aké následky to bude mať pre pozemšťanov.

Posilnenie slnečného poľa:

Podľa Nasa ďalší, 24. slnečný cyklus už začala. Začiatkom roka 2008 bola zaznamenaná slnečná erupcia, čo tomu nasvedčovalo. Očakáva sa, že tento cyklus dosiahne svoj vrchol do roku 2012.

Čo sú tieto tmavé škvrny na slnku? Skúsme na to prísť.

Kde bolo, tam bolo, tmavé škvrny na slnku boli zvážené mystický fenomén. Verilo sa tomu, kým sa nezistilo spojenie medzi slnečnými škvrnami a množstvom tepla generovaného slnkom. Plyn kypiaci na slnku vytvára silné magnetické pole, ktoré sa na niektorých miestach láme a vytvára niečo ako dieru alebo tmavú škvrnu, čím uvoľňuje časť svojej energie do vesmíru.

Tmavé škvrny sa rodia vo vnútri hviezdy. U slnko, rovnako ako Zem, má rovník. Na slnečnom rovníku je rýchlosť rotácie energie väčšia ako na slnečných póloch. Dochádza tak k neustálemu miešaniu a víreniu slnečnej energie a na povrchu Slnka sa objavujú tmavé škvrny v miestach, kde sa uvoľňuje. Teplo z koróny sa šíri do vesmíru.

Deň čo deň sa nám slnko zdá rovnaké. Avšak nie je. slnko neustále sa mení. trvať v priemere 11 rokov. " Solárne minimum„je cyklus s takmer úplnou absenciou škvŕn. Minimá pôsobia na Zem upokojujúco, spájajú sa s nimi obdobia ochladzovania na Zemi. " Slnečné maximá„je cyklus, počas ktorého sa tvoria mnohé škvrny a koronárne emisie.

Keď je slnko veľmi aktívne, veľa tmavé škvrny a energetické emisie zo Slnka spôsobujú poruchy v magnetickom poli Zeme, preto koncept „ slnečná búrka“ a v rámci dlhodobého procesu ho spojiť s konceptom „vesmírneho počasia“.

Slnečná búrka

Počas slnečné maximum koronárna aktivita sa pozoruje aj na póloch slnko. Slnečná erupcia sa rovná miliardám megaton dynamitu. Koncentrované emisie uvoľňujú obrovské množstvo energie, ktoré sa dostane na Zem asi za 15 minút. Slnečné emisie ovplyvňujú nielen magnetické pole Zeme, ale aj astronautov, satelity na obežnej dráhe, zemské elektrárne, pohodu ľudí a niekedy spôsobujú zvýšenie úrovne žiarenia. V roku 1959 pozorovateľ videl záblesk voľným okom. Ak k podobnému prepuknutiu dôjde aj dnes, približne 130 miliónov ľudí zostane bez elektriny najmenej mesiac. Je čoraz dôležitejšie pochopiť a predpovedať slnečné počasie. Za týmto účelom boli do vesmíru vypustené satelity, pomocou ktorých je možné pozorovať škvrny na Slnku ešte predtým, než sa otočí svojou údernou stranou k Zemi. Solárna energia dáva život všetkému, čo na Zemi existuje. Slnko nás chráni pred kozmickými vplyvmi. No keď nás chráni, niekedy nám môže aj ublížiť. Život na Zemi existuje v dôsledku veľmi krehkej rovnováhy.

Ako napríklad v polovici minulého tisícročia. Každý obyvateľ našej planéty si uvedomuje, že na hlavnom zdroji tepla a svetla sú malé zatemnenia, ktoré je ťažké vidieť bez špeciálnych zariadení. Nie každý však vie, že práve ony môžu výrazne ovplyvniť magnetické pole Zeme.

Definícia

Rozprávanie jednoduchým jazykom Slnečné škvrny sú tmavé oblasti, ktoré sa tvoria na povrchu Slnka. Je chybou domnievať sa, že nevyžarujú jasné svetlo, ale v porovnaní so zvyškom fotosféry sú skutočne oveľa tmavšie. Ich hlavnou charakteristikou je nízka teplota. Slnečné škvrny na Slnku sú teda asi o 1500 Kelvinov chladnejšie ako ostatné oblasti okolo nich. V skutočnosti predstavujú práve tie oblasti, cez ktoré magnetické polia vyjsť na povrch. Vďaka tomuto javu môžeme hovoriť o takom procese, ako je magnetická aktivita. Ak je teda škvŕn málo, potom sa to nazýva pokojné obdobie, a keď ich je veľa, potom sa také obdobie nazýva aktívne. Počas toho druhého je žiara Slnka o niečo jasnejšia vďaka pochodniam a vločkám umiestneným okolo tmavých oblastí.

Študovať

Pozorovanie slnečných škvŕn prebieha už dlho, jeho korene siahajú do doby pred naším letopočtom. Teda Theophrastus Akvinský už v 4. storočí pred Kristom. e. spomenul ich existenciu vo svojich dielach. Prvý náčrt stmavnutia na povrchu hlavnej hviezdy bol objavený v roku 1128, patrí Johnovi Worchesterovi. Okrem toho sa v starých ruských dielach zo 14. storočia spomínajú čierne slnečné inklúzie. Veda ich začala rýchlo študovať v roku 1600. Väčšina vedcov toho obdobia sa držala verzie, že slnečné škvrny sú planéty pohybujúce sa okolo osi Slnka. Ale potom, čo Galileo vynašiel ďalekohľad, bol tento mýtus rozptýlený. Ako prvý zistil, že slnečné škvrny sú neoddeliteľnou súčasťou samotnej slnečnej štruktúry. Táto udalosť vyvolala silnú vlnu výskumov a pozorovaní, ktoré sa odvtedy nezastavili. Moderné štúdium ohromuje predstavivosť svojou mierou. V priebehu 400 rokov je pokrok v tejto oblasti badateľný a teraz Kráľovské belgické observatórium počíta počet slnečných škvŕn, no odhaľovanie všetkých stránok tohto kozmického javu stále prebieha.

Vzhľad

Aj v škole sa deti učia o existencii magnetického poľa, no väčšinou sa spomína len poloidálna zložka. Ale teória slnečných škvŕn zahŕňa aj štúdium toroidného prvku, prirodzene už hovoríme o magnetickom poli Slnka. Nedá sa vypočítať v blízkosti Zeme, pretože sa nevyskytuje na povrchu. Iná situácia je s nebeským telesom. Za určitých podmienok magnetická trubica vypláva cez fotosféru. Ako ste možno uhádli, táto emisia spôsobuje tvorbu slnečných škvŕn na povrchu. Najčastejšie sa to deje hromadne, a preto sú najčastejšie skupinové akumulácie škvŕn.

Vlastnosti

V priemere dosahuje 6000 K, zatiaľ čo pre škvrny je to asi 4000 K. To im však nebráni v tom, aby stále produkovali silné množstvo svetla. Slnečné škvrny a aktívne regióny, to znamená skupiny škvŕn, majú rôznu životnosť. Prvé žijú od niekoľkých dní do niekoľkých týždňov. Ale posledné sú oveľa húževnatejšie a môžu zostať vo fotosfére celé mesiace. Pokiaľ ide o štruktúru každého jednotlivého miesta, zdá sa, že je zložitá. Jeho centrálna časť sa nazýva tieň, ktorý vyzerá monochromaticky. Na druhej strane je obklopený penumbrou, ktorá sa vyznačuje svojou variabilitou. V dôsledku kontaktu studenej plazmy a magnetickej plazmy sú na nej viditeľné vibrácie látky. Veľkosti slnečných škvŕn, ako aj ich počet v skupinách, môžu byť veľmi rôznorodé.

Cykly slnečnej aktivity

Každý vie, že úroveň sa neustále mení. Táto situácia viedla k vzniku koncepcie 11-ročného cyklu. Slnečné škvrny, ich vzhľad a počet s týmto javom veľmi úzko súvisia. Táto otázka však zostáva kontroverzná, pretože jeden cyklus sa môže meniť od 9 do 14 rokov a úroveň aktivity sa zo storočia na storočie neustále mení. Môžu teda nastať obdobia určitého pokoja, keď viac ako jeden rok prakticky neexistujú žiadne škvrny. Ale môže sa stať aj opak, keď sa ich počet považuje za abnormálny. Predtým sa odpočítavanie začiatku cyklu začínalo od okamihu minimálnej slnečnej aktivity. Ale s príchodom vylepšených technológií sa výpočet začína od okamihu, keď sa zmení polarita škvŕn. Údaje o minulej slnečnej aktivite sú k dispozícii na štúdium, ale je nepravdepodobné, že ich bude najviac verný asistent pri predpovedaní budúcnosti, pretože povaha Slnka je veľmi nepredvídateľná.

Vplyv na planétu

Nie je žiadnym tajomstvom, že Slnko úzko súvisí s naším každodenným životom. Zem je neustále vystavená útokom rôznych vonkajších dráždivých látok. Planétu pred ich ničivými účinkami chráni magnetosféra a atmosféra. Ale, žiaľ, nedokážu mu celkom odolať. Satelity tak môžu byť znefunkčnené, rádiové spojenie narušené a astronauti sú vystavení zvýšenému nebezpečenstvu. Okrem toho žiarenie ovplyvňuje zmenu klímy a dokonca aj vzhľad človeka. Existuje niečo ako slnečné škvrny na tele, ktoré sa objavujú pod vplyvom ultrafialového žiarenia.

Táto problematika ešte nebola poriadne preštudovaná, rovnako ako vplyv slnečných škvŕn na každodenný život z ľudí. Ďalší jav, ktorý závisí od magnetických porúch, môžeme nazvať Magnetické búrky sa stali jedným z najznámejších dôsledkov slnečnej aktivity. Predstavujú ďalšie vonkajšie pole okolo Zeme, ktoré je rovnobežné s konštantným. Moderní vedci dokonca spájajú zvýšenú úmrtnosť, ako aj exacerbáciu chorôb kardiovaskulárneho systému s príchodom práve tohto magnetického poľa. A medzi ľuďmi sa to dokonca postupne začalo meniť na povery.

História štúdia

Prvé správy o slnečných škvrnách pochádzajú z roku 800 pred Kristom. e. v Číne .

Náčrty škvŕn z kroniky Jána z Worcesteru

Škvrny boli prvýkrát načrtnuté v roku 1128 v kronike Jána z Worcesteru.

Prvá známa zmienka o slnečných škvrnách v staroruskej literatúre je v Nikonovej kronike v záznamoch z druhej polovice 14. storočia:

na oblohe bolo znamenie, slnko bolo ako krv a miesta v ňom boli čierne

na slnku bolo znamenie, miesta boli na slnku čierne ako klince a tma bola veľká

Skorý výskum sa zameral na povahu škvŕn a ich správanie. Napriek tomu, že fyzický charakter škvŕn zostal až do 20. storočia nejasný, pozorovania pokračovali. V 19. storočí už existovala dostatočne dlhá séria pozorovaní slnečných škvŕn na to, aby sa zaznamenali periodické zmeny slnečnej aktivity. V roku 1845 D. Henry a S. Alexander (angl. S. Alexander ) z Princetonskej univerzity vykonali pozorovania Slnka pomocou špeciálneho teplomera (en:thermopile) a zistili, že intenzita žiarenia slnečných škvŕn v porovnaní s okolitými oblasťami Slnka bola znížená.

Vznik

Vzhľad slnečnej škvrny: magnetické čiary prenikajú na povrch Slnka

Škvrny vznikajú v dôsledku porúch jednotlivé oblasti magnetické pole Slnka. Na začiatku tohto procesu trubice magnetického poľa „prerazia“ fotosféru do oblasti koróny a silné pole potláča konvekčný pohyb plazmy v granulách, čím bráni prenosu energie z vnútorných oblastí von v týchto miestach. . Najprv sa na tomto mieste objavuje pochodeň, o niečo neskôr a na západ – malý bod tzv je čas, veľký niekoľko tisíc kilometrov. V priebehu niekoľkých hodín sa veľkosť magnetickej indukcie zväčšuje (pri počiatočných hodnotách 0,1 Tesla), zväčšuje sa veľkosť a počet pórov. Vzájomne sa spájajú a tvoria jednu alebo viac škvŕn. V období najväčšej aktivity slnečných škvŕn môže hodnota magnetickej indukcie dosiahnuť 0,4 Tesla.

Životnosť škvŕn dosahuje niekoľko mesiacov, tzn samostatné skupinyškvrny možno pozorovať počas niekoľkých otáčok Slnka. Práve táto skutočnosť (pohyb pozorovaných škvŕn po slnečnom disku) slúžila ako základ pre dôkaz rotácie Slnka a umožnila uskutočniť prvé merania periódy otáčania Slnka okolo jeho osi.

Škvrny sa zvyčajne tvoria v skupinách, ale niekedy sa objaví jedna škvrna, ktorá trvá len niekoľko dní, alebo bipolárna skupina: dve škvrny rôznej magnetickej polarity, spojené magnetickými siločiarami. Západný bod v takejto bipolárnej skupine sa nazýva „vedúci“, „hlava“ alebo „bod P“ (z angl. predchádzajúce), východný - „otrok“, „chvost“ alebo „bod F“ (z angl. nasledujúce).

Iba polovica škvŕn žije viac ako dva dni a len desatina žije viac ako 11 dní.

Na začiatku 11-ročného cyklu slnečnej aktivity sa slnečné škvrny objavujú vo vysokých heliografických šírkach (rádovo ±25-30°) a ako cyklus postupuje, škvrny migrujú k slnečnému rovníku a dosahujú zemepisnú šírku ±5 -10° na konci cyklu. Tento vzorec sa nazýva „Spoererov zákon“.

Skupiny slnečných škvŕn sú orientované približne rovnobežne so slnečným rovníkom, ale existuje určitý sklon osi skupiny vzhľadom k rovníku, ktorý má tendenciu sa zväčšovať pre skupiny umiestnené ďalej od rovníka (takzvaný „Joyov zákon“).

Vlastnosti

Priemerná teplota slnečného povrchu je asi 6000 K (efektívna teplota - 5770 K, teplota žiarenia - 6050 K). Centrálna, najtmavšia oblasť škvŕn má teplotu len okolo 4000 K, vonkajšie oblasti škvŕn ohraničujúce normálny povrch sú od 5000 do 5500 K. Napriek tomu, že teplota škvŕn je nižšia, ich hmota stále vyžaruje svetlo, aj keď v menšom rozsahu ako zvyšok povrchu. Práve pre tento teplotný rozdiel má človek pri pozorovaní pocit, že škvrny sú tmavé, takmer čierne, aj keď v skutočnosti tiež svietia, no ich žiara sa stráca na pozadí jasnejšieho slnečného disku.

Centrálna tmavá časť škvrny sa nazýva tieň. Typicky je jeho priemer približne 0,4-násobok priemeru škvrny. V tieni sú sila magnetického poľa a teplota celkom rovnomerné a intenzita žiary vo viditeľnom svetle je 5-15% fotosférickej hodnoty. Tieň je obklopený penumbrou, pozostávajúcou zo svetlých a tmavých radiálnych vlákien s intenzitou žiary 60 až 95 % fotosférickej.

Povrch Slnka v oblasti, kde sa slnečná škvrna nachádza, sa nachádza približne o 500-700 km nižšie ako povrch okolitej fotosféry. Tento jav sa nazýva „Wilsonova depresia“.

Slnečné škvrny sú oblasti s najväčšou aktivitou na Slnku. Ak je škvŕn veľa, potom je vysoká pravdepodobnosť, že dôjde k opätovnému spojeniu magnetických čiar - čiary prechádzajúce v rámci jednej skupiny škvŕn sa rekombinujú s čiarami z inej skupiny škvŕn, ktoré majú opačnú polaritu. Viditeľným výsledkom tohto procesu je slnečná erupcia. Výbuch žiarenia dopadajúci na Zem spôsobuje silné poruchy v jej magnetickom poli, narúša činnosť satelitov a dokonca ovplyvňuje aj objekty nachádzajúce sa na planéte. V dôsledku porúch v magnetickom poli Zeme sa zvyšuje pravdepodobnosť výskytu polárnych svetiel pri nízkych teplotách. zemepisných šírkach. Aj ionosféra Zeme podlieha výkyvom slnečnej aktivity, čo sa prejavuje zmenami v šírení krátkych rádiových vĺn.

Klasifikácia

Škvrny sú klasifikované v závislosti od ich životnosti, veľkosti a umiestnenia.

Etapy vývoja

Lokálne zosilnenie magnetického poľa, ako už bolo spomenuté vyššie, spomaľuje pohyb plazmy v konvekčných bunkách, čím sa spomalí prenos tepla na povrch Slnka. Ochladenie granúl ovplyvnených týmto procesom (približne o 1000 °C) vedie k ich stmavnutiu a vytvoreniu jedinej škvrny. Niektoré z nich po niekoľkých dňoch zmiznú. Iné sa vyvinú do bipolárnych skupín dvoch škvŕn, ktorých magnetické čiary majú opačnú polaritu. Môžu vytvárať skupiny mnohých škvŕn, ktoré, ak sa plocha ďalej zväčšuje, polotieň kombinujú až stovky škvŕn dosahujúcich veľkosti stoviek tisíc kilometrov. Potom dochádza k pomalému (počas niekoľkých týždňov alebo mesiacov) poklesu aktivity škvŕn a zmenšeniu ich veľkosti na malé dvojité alebo jednoduché bodky.

Najväčšie skupiny slnečných škvŕn majú vždy pripojenú skupinu na druhej pologuli (severnej alebo južnej). V takýchto prípadoch magnetické čiary vychádzajú zo škvŕn na jednej pologuli a vstupujú do škvŕn na druhej.

Veľkosti spotových skupín

Veľkosť skupiny škvŕn je zvyčajne charakterizovaná jej geometrickým rozsahom, ako aj počtom škvŕn v nej zahrnutých a ich celkovou plochou.

V skupine môže byť jeden až jeden a pol sto alebo viac škvŕn. Plochy skupín, ktoré sa bežne merajú v milióntinach plochy slnečnej pologule (m.s.p.), sa líšia od niekoľkých m.s.s. až niekoľko tisíc m.s.p.

Maximálna plocha za celé obdobie nepretržitého pozorovania skupín slnečných škvŕn (od roku 1874 do roku 2012) bola skupina č.1488603 (podľa katalógu Greenwich), ktorá sa na slnečnom disku objavila 30. marca 1947, v maxime 18. 11-ročný cyklus slnečnej aktivity. Do 8. apríla jeho celková plocha dosiahla 6132 m.s.f. (1,87·10 10 km², čo je viac ako 36-násobok rozlohy zemegule). Na svojom vrchole túto skupinu tvorilo viac ako 170 jednotlivých slnečných škvŕn.

Cyklickosť

Slnečný cyklus je spojený s frekvenciou slnečných škvŕn, ich aktivitou a dĺžkou života. Jeden cyklus trvá približne 11 rokov. Počas obdobia minimálnej aktivity je na Slnku veľmi málo alebo žiadne slnečné škvrny, zatiaľ čo v období maxima ich môže byť niekoľko stoviek. Na konci každého cyklu sa polarita slnečného magnetického poľa obráti, takže je správnejšie hovoriť o 22-ročnom slnečnom cykle.

Trvanie cyklu

Hoci priemerný cyklus slnečnej aktivity trvá približne 11 rokov, existujú cykly v dĺžke od 9 do 14 rokov. V priebehu storočí sa menia aj priemery. V 20. storočí teda bola priemerná dĺžka cyklu 10,2 roka.

Tvar cyklu nie je konštantný. Švajčiarsky astronóm Max Waldmeier tvrdil, že prechod z minimálnej na maximálnu slnečnú aktivitu nastáva tým rýchlejšie, čím väčší je maximálny počet slnečných škvŕn zaznamenaných v tomto cykle (takzvané „Waldmeierovo pravidlo“).

Začiatok a koniec cyklu

V minulosti sa za začiatok cyklu považoval moment, keď bola slnečná aktivita na minime. Vďaka moderné metódy meraniami bolo možné určiť zmenu polarity slnečného magnetického poľa, takže teraz sa moment zmeny polarity slnečných škvŕn považuje za začiatok cyklu.

Číslovanie cyklov navrhol R. Wolf. Prvý cyklus sa podľa tohto číslovania začal v roku 1749. V roku 2009 sa začal 24. slnečný cyklus.

• Údaje posledného riadku – predpoveď

Dochádza k periodicite zmien maximálneho počtu slnečných škvŕn s charakteristickou periódou asi 100 rokov („sekulárny cyklus“). Posledné minimá tohto cyklu nastali približne v rokoch 1800-1840 a 1890-1920. Existuje predpoklad o existencii cyklov ešte dlhšieho trvania.

pozri tiež

Poznámky

Odkazy

• Zjednotená databáza magnetického poľa slnečných škvŕn – zahŕňa snímky slnečných škvŕn z rokov 1957-1997
• Snímky slnečných škvŕn z observatória Locarno Monti - pokrýva obdobie rokov 1981-2011
• Fyzika vesmíru. Malá encyklopédia M.: Sovietska encyklopédia, 1986

Animačné diagramy procesu tvorby slnečných škvŕn

• ako vznikajú slnečné škvrny? (Ako vznikajú slnečné škvrny?)

slnko
Štruktúra	Core · Zóna prenosu žiarenia · Konvekčná zóna
Atmosféra	Photosphere · Chromosféra · Slnečná koróna
Rozšírené štruktúru	Heliosféra (vrstva heliosférického prúdu · Hranica rázovej vlny) · Heliosférický plášť · Heliopauza · Nárazová vlna hlavy
Súvisí so Slnkom javov	Zatmenie Slnka · Slnečná aktivita ( Slnečné škvrny · Slnečné erupcie · výron koronálnej hmoty) · Slnečné žiarenie (variácie slnečného žiarenia) · Koronálne diery · Koronálne slučky · Pochodne · Granule · Vločky · Prominencie a vlákna · Spicules · Supergranulácia · slnečný vietor · Mortonova vlna
Súvisiace témy	slnečná sústava · Solárne Dynamo · Hviezdny vývoj

Slnečné škvrny

Slnko je jediná zo všetkých hviezd, ktorú nevidíme ako trblietavý bod, ale ako žiariaci kotúč. Vďaka tomu môžu astronómovia študovať rôzne detaily na jeho povrchu.

Čo je to slnečné škvrny?

Slnečné škvrny sú ďaleko od stabilných útvarov. Vznikajú, rozvíjajú sa a miznú a objavujú sa nové, ktoré nahrádzajú tie, ktoré zanikli. Občas sa vytvoria obrovské škvrny. V apríli 1947 bola teda na Slnku pozorovaná zložitá škvrna: jej plocha presahovala plochu povrchu zemegule 350 krát! Bolo to jasne viditeľné voľným okom 1.

Slnečné škvrny

Takéto veľké škvrny na Slnku boli zaznamenané už v staroveku. V kronike Nikon z roku 1365 možno nájsť zmienku o tom, ako naši predkovia na Rusi videli na Slnku „tmavé škvrny ako klince“ cez dym lesných požiarov.

Slnečné škvrny, ktoré sa objavujú na východnom (ľavom) okraji Slnka, pohybujú sa pozdĺž jeho disku zľava doprava a miznú za západným (pravým) okrajom denného svetla, poskytujú vynikajúcu príležitosť nielen na overenie rotácie Slnka okolo jeho osi. , ale aj určiť periódu tejto rotácie (presnejšie ju určuje Dopplerovým posunom spektrálnych čiar). Merania ukázali: doba rotácie Slnka na rovníku je 25,38 dňa (vzhľadom na pozorovateľa na pohybujúcej sa Zemi - 27,3 dňa), v stredných zemepisných šírkach - 27 dní a na póloch asi 35 dní. Slnko teda rotuje rýchlejšie na rovníku ako na póloch. Rotácia zóny svietidlo indikuje jeho plynné skupenstvo. Stredná časť veľkej škvrny vyzerá v ďalekohľade úplne čierna. Ale škvrny sa javia ako tmavé len preto, že ich pozorujeme na pozadí jasnej fotosféry. Ak by sa škvrna dala preskúmať samostatne, videli by sme, že žiari silnejšie ako elektrický oblúk, keďže jej teplota je asi 4 500 K, teda o 1 500 K nižšia ako teplota fotosféry. Stredne veľká slnečná škvrna na nočnej oblohe by vyzerala jasná ako Mesiac pri splne. Iba škvrny vyžarujú nie žlté, ale červenkasté svetlo.

Tmavé jadro veľkej škvrny je zvyčajne obklopené sivou penumbrou pozostávajúcou zo svetlých radiálnych vlákien umiestnených na tmavom pozadí. Celá táto štruktúra je dobre viditeľná aj malým ďalekohľadom.

Slnečné škvrny

V roku 1774 škótsky astronóm Alexander Wilson (1714-1786), ktorý pozoroval škvrny na okraji slnečného disku, dospel k záveru, že veľké škvrny sú depresie vo fotosfére. Následné výpočty ukázali, že „spodok“ škvrny leží pod úrovňou fotosféry v priemere 700 km. Jedným slovom, škvrny sú obrovské lieviky vo fotosfére.

Okolo škvŕn vo vodíkových lúčoch je jasne viditeľná vírová štruktúra chromosféry. Táto vírová štruktúra naznačuje existenciu prudkých pohybov plynu okolo miesta. Rovnaký vzor vytvárajú železné piliny nasypané na kartón, ak je pod nimi umiestnený magnet. Táto podobnosť viedla amerického astronóma Georgea Halea (1868-1938) k podozreniu, že slnečné škvrny sú obrovské magnety.

Hale vedel, že spektrálne čiary sa rozdelia, ak sa emitujúci plyn nachádza v magnetickom poli (tzv Zeemanovo štiepenie). A keď astronóm porovnal množstvo pozorovaného štiepenia v spektre slnečných škvŕn s výsledkami laboratórnych experimentov s plynu v magnetickom poli zistil, že magnetické polia škvŕn sú tisíckrát vyššie ako indukcia zemského magnetického poľa. Intenzita magnetického poľa na zemskom povrchu je asi 0,5 oerstedu. A v slnečných škvrnách je to vždy viac ako 1500 orerstedov - niekedy dosahuje 5000 orerstedov!

Objav magnetickej podstaty slnečných škvŕn je jedným z najvýznamnejších objavov astrofyziky na začiatku 20. storočia. Prvýkrát sa zistilo, že nielen naša Zem, ale aj iné nebeské telesá majú magnetické vlastnosti. Slnko sa v tomto smere dostalo do popredia. Len naša planéta má konštantné dipólové magnetické pole s dvoma pólmi a magnetické pole Slnka má zložitú štruktúru, ba čo viac, „prevracia sa“, teda mení svoje znamenie, čiže polaritu. A hoci slnečné škvrny sú veľmi silné magnety, celkové magnetické pole Slnka len zriedka presiahne 1 oersted, čo je niekoľkonásobok priemerného poľa Zeme.

Silné magnetické pole v skupine bipolárnych slnečných škvŕn

Silné magnetické pole slnečných škvŕn je práve dôvodom ich nízkej teploty. Pole totiž vytvára pod slnečnou škvrnou izolačnú vrstvu a vďaka tomu prudko spomaľuje proces konvekcie – znižuje tok energie z hlbín hviezdy.

Veľké škvrny sa radšej objavujú v pároch. Každý takýto pár sa nachádza takmer rovnobežne so slnečným rovníkom. Vedúca alebo hlavová škvrna sa zvyčajne pohybuje o niečo rýchlejšie ako koncová (chvostová) škvrna. Preto sa počas prvých dní škvrny od seba vzdialia. Zároveň sa zväčšuje veľkosť škvŕn.

Často sa medzi dvoma hlavnými bodmi objaví „reťazec“ malých škvŕn. Akonáhle sa to stane, chvostová škvrna sa môže rýchlo rozpadnúť a zmiznúť. Zostáva len popredné miesto, ktoré klesá pomalšie a žije v priemere 4-krát dlhšie ako jeho spoločník. Podobný vývojový proces je charakteristický pre takmer každú veľkú skupinu slnečných škvŕn. Väčšina škvŕn trvá len niekoľko dní (aj niekoľko hodín!), zatiaľ čo iné trvajú niekoľko mesiacov.

Škvrny, ktorých priemer dosahuje 40-50 tisíc km, je možné vidieť cez filter (husto dymové sklo) voľným okom.

Čo sú to slnečné erupcie?

1. septembra 1859 dvaja anglickí astronómovia - Richard Carrington a S. Hodgson, ktorí nezávisle od seba pozorovali Slnko v bielom svetle, videli náhle medzi jednou skupinou slnečných škvŕn niečo ako blesk. Išlo o prvé pozorovanie nového, zatiaľ neznámeho javu na Slnku; neskôr sa tomu hovorilo slnečná erupcia.

Čo je to slnečná erupcia? Stručne povedané, ide o silný výbuch na Slnku, v dôsledku ktorého sa rýchlo uvoľní obrovské množstvo energie nahromadenej v obmedzenom objeme slnečnej atmosféry.

Svetlice sa najčastejšie vyskytujú v neutrálnych oblastiach medzi veľkými bodmi s opačnou polaritou. Typicky sa vývoj vzplanutia začína náhlym zvýšením jasu oblasti erupcie - oblasti svetlejšej, a teda teplejšej fotosféry. Potom dôjde ku katastrofálnej explózii, pri ktorej sa slnečná plazma zahreje na 40-100 miliónov K. To sa prejavuje mnohonásobným zvýšením krátkovlnného žiarenia Slnka (ultrafialové a röntgenové žiarenie), ako aj zosilnením „rádiového hlasu“ denného svetla a pri emisii zrýchlených slnečných teliesok (častíc). A niektoré z najsilnejších erupcií dokonca generujú slnečné kozmické žiarenie, ktorého protóny dosahujú rýchlosť rovnajúcu sa polovici rýchlosti svetla. Takéto častice majú smrtiacu energiu. Sú schopní preniknúť takmer bez prekážok vesmírna loď a ničiť bunky živého organizmu. Slnečné kozmické lúče preto môžu predstavovať vážne nebezpečenstvo pre posádku zachytenú náhlym zábleskom počas letu.

Slnečné erupcie teda vyžarujú žiarenie vo forme elektromagnetických vĺn a vo forme častíc hmoty. K zosilneniu elektromagnetického žiarenia dochádza v širokom rozsahu vlnových dĺžok – od tvrdých röntgenových a gama lúčov až po kilometrové rádiové vlny. V tomto prípade zostáva celkový tok viditeľného žiarenia vždy konštantný s presnosťou na zlomok percenta. Slabé erupcie na Slnku sa vyskytujú takmer vždy a veľké raz za niekoľko mesiacov. Ale počas rokov maximálnej slnečnej aktivity sa veľké slnečné erupcie vyskytujú niekoľkokrát za mesiac. Typicky malý záblesk trvá 5-10 minút; najsilnejší - niekoľko hodín. Počas tejto doby sa do blízkeho slnečného priestoru vyvrhne oblak plazmy s hmotnosťou až 10 miliárd ton a uvoľní sa energia zodpovedajúca výbuchu desiatok alebo dokonca stoviek miliónov vodíkových bômb! Sila ani tých najväčších erupcií však nepresahuje stotiny percenta sily celkového žiarenia Slnka. Preto počas erupcie nedochádza k výraznému zvýšeniu svietivosti nášho denného svetla.

Počas letu prvej posádky na americkej orbitálnej stanici Skylab (máj-jún 1973) sa podarilo odfotografovať záblesk vo svetle železnej pary pri teplote 17 miliónov K, ktorá by mala byť teplejšia ako v centre solárny termonukleárny reaktor. A v posledných rokoch boli zaznamenané pulzy gama žiarenia z niekoľkých erupcií.

Takéto impulzy pravdepodobne vďačia za svoj pôvod zničenie elektrón-pozitrónové páry. Pozitron, ako je známe, je antičastica elektrónu. Má rovnakú hmotnosť ako elektrón, ale je vybavený opačným elektrickým nábojom. Keď sa elektrón a pozitrón zrazia, čo sa môže stať pri slnečných erupciách, okamžite sa zničia a premenia sa na dva fotóny gama žiarenia.

Ako každé zohriate teleso, aj Slnko nepretržite vysiela rádiové vlny. Termálne rádiové vyžarovanie z tichého slnka, keď na ňom nie sú žiadne škvrny ani záblesky, neustále prichádza z chromosféry pri milimetrových a centimetrových vlnách a z koróny pri metrových vlnách. Akonáhle sa však objavia veľké škvrny, dôjde k záblesku, na pozadí pokojného rádiového vyžarovania vznikajú silné rádiové vlny. výbuchy rádia... A potom sa rádiové vyžarovanie Slnka náhle zvýši tisíckrát alebo dokonca miliónkrát!

Fyzikálne procesy vedúce k slnečným erupciám sú veľmi zložité a stále nedostatočne pochopené. Avšak samotná skutočnosť, že slnečné erupcie sa objavujú takmer výlučne vo veľkých skupinách slnečných škvŕn, naznačuje, že erupcie súvisia so silnými magnetickými poľami na Slnku. A erupcia zjavne nie je nič iné ako kolosálny výbuch spôsobený náhlou kompresiou slnečnej plazmy pod tlakom silného magnetického poľa. Je to energia magnetických polí, ktorá sa nejakým spôsobom uvoľní, čo dáva vznik slnečnej erupcii.

Žiarenie zo slnečných erupcií sa často dostáva na našu planétu a má silný dopad na horné vrstvy zemskej atmosféry (ionosféru). Vedú aj k vzniku magnetických búrok a polárnych žiar, ale o tom až v budúcnosti.

Rytmy Slnka

V roku 1826 začal nemecký amatérsky astronóm, lekárnik Heinrich Schwabe (1789-1875) z Dessau so systematickým pozorovaním a náčrtmi slnečných škvŕn. Nie, vôbec nemal v úmysle študovať Slnko – zaujímalo ho niečo úplne iné. V tom čase sa predpokladalo, že medzi Slnkom a Merkúrom sa pohybuje neznáma planéta. A keďže ju nebolo možné vidieť v blízkosti jasnej hviezdy, Schwabe sa rozhodol pozorovať všetko, čo bolo na slnečnom disku viditeľné. Ak totiž takáto planéta naozaj existuje, tak skôr či neskôr určite prejde cez disk Slnka v podobe malého čierneho kruhu alebo bodky. A potom bude konečne „chytená“!

Schwabe však podľa vlastných slov „šiel hľadať osly svojho otca a našiel kráľovstvo“. V roku 1851 boli v knihe „Cosmos“ od Alexandra Humboldta (1769-1859) publikované výsledky Schwabeho pozorovaní, z ktorých vyplýva, že počet slnečných škvŕn sa počas 10-ročného obdobia pomerne pravidelne zvyšuje a znižuje. Táto periodicita v zmene počtu slnečných škvŕn, neskôr tzv 11-ročný cyklus slnečnej aktivity, objavil Heinrich Schwabe v roku 1843. Následné pozorovania tento objav potvrdili a švajčiarsky astronóm Rudolf Wolf (1816-1893) objasnil, že maximá v počte slnečných škvŕn sa opakujú v priemere každých 11,1 roka.

Počet škvŕn sa teda mení zo dňa na deň a z roka na rok. Na posúdenie stupňa slnečnej aktivity na základe počtu slnečných škvŕn zaviedol Wolf v roku 1848 pojem relatívneho počtu slnečných škvŕn alebo tzv. Vlčie čísla. Ak označíme g počet skupín škvŕn a f celkový počet škvŕn, potom Wolfovo číslo - W - je vyjadrené vzorcom:

Toto číslo, ktoré určuje mieru aktivity slnečných škvŕn Slnka, berie do úvahy tak počet skupín slnečných škvŕn, ako aj počet samotných slnečných škvŕn pozorovaných v konkrétny deň. Okrem toho sa každá skupina rovná desiatim jednotkám a každé miesto sa berie ako jednotka. Celkové skóre za deň - relatívne číslo Wolfa - je súčtom týchto čísel. Povedzme, že na Slnku pozorujeme 23 škvŕn, ktoré tvoria tri skupiny. Potom Wolfovo číslo v našom príklade bude: W = 10 3 + 23 = 53. V obdobiach minimálnej slnečnej aktivity, keď na Slnku nie je jediná škvrna, sa zmení na nulu. Ak je na Slnku iba jedna škvrna, potom sa číslo Wolf bude rovnať 11 a v dňoch maximálnej slnečnej aktivity je to niekedy viac ako 200.

Krivka priemerného mesačného počtu slnečných škvŕn jasne ukazuje charakter zmien slnečnej aktivity. Takéto údaje sú k dispozícii od roku 1749 až po súčasnosť. Spriemerovanie za 200 rokov určilo obdobie výmeny slnečných škvŕn na 11,2 roka. Je pravda, že za posledných 60 rokov sa aktivita slnečných škvŕn nášho denného svetla o niečo zrýchlila a toto obdobie sa znížilo na 10,5 roka. Okrem toho sa jeho trvanie výrazne líši od cyklu k cyklu. Preto by sme nemali hovoriť o periodicite slnečnej aktivity, ale o cyklickosti. Jedenásťročný cyklus je najdôležitejšou črtou nášho Slnka.

So svojím objavom magnetického poľa slnečných škvŕn v roku 1908 objavil aj George Hale zákon o striedaní ich polarity. Už sme povedali, že v rozvinutej skupine sú dve veľké škvrny - dva veľké magnety. Majú opačnú polaritu. Postupnosť polarít na severnej a južnej pologuli Slnka je tiež vždy opačná. Ak na severnej pologuli má vedúca (hlavová) slnečná škvrna napríklad severnú polaritu a zadná (chvostová) slnečná škvrna má južnú polaritu, potom na južnej pologuli denného svetla bude obraz opačný: vedúca slnečná škvrna má južnú polaritu. polarita a koncová slnečná škvrna má severnú polaritu. Najpozoruhodnejšie však je, že v nasledujúcom 11-ročnom cykle sa polarita všetkých škvŕn v skupinách na oboch pologuliach Slnka zmení na opačnú a s nástupom nového cyklu sa vrátia do pôvodného stavu. teda slnečný magnetický cyklus má približne 22 rokov. Preto mnohí solárni astronómovia považujú za hlavný 22-ročný cyklus slnečnej aktivity spojený so zmenou polarity magnetického poľa v slnečných škvrnách.

Už dlho sa zistilo, že v čase so zmenou počtu škvŕn na Slnku sa menia oblasti miest vzplanutia a sila slnečných erupcií. Tieto a ďalšie javy, ktoré sa vyskytujú V atmosféra Slnka, dnes bežne nazývaná slnečná aktivita. Jeho najdostupnejším prvkom na pozorovanie je veľké skupiny slnečné škvrny.

Teraz je čas odpovedať na možno najzaujímavejšiu otázku: „Odkiaľ pochádza slnečná aktivita a ako možno vysvetliť jej vlastnosti?

Keďže určujúcim faktorom slnečnej aktivity je magnetické pole, vznik a vývoj bipolárnej skupiny slnečných škvŕn - aktívnej oblasti na Slnku - možno znázorniť ako výsledok postupného stúpania do slnečnej atmosféry obrovského magnetického lana resp. rúrka, ktorá vychádza z jedného miesta a tvoriac oblúk vstupuje do iného miesta. V bode, kde trubica opúšťa fotosféru, sa objaví škvrna s jednou polaritou magnetického poľa a tam, kde opäť vstupuje do fotosféry - s opačnou polaritou. Po určitom čase sa táto magnetická trubica zrúti a zvyšky magnetického lana sa ponoria späť pod fotosféru a aktívna oblasť na Slnku zmizne. V tomto prípade časť magnetických siločiar ide do chromosféry a slnečnej koróny. Tu magnetické pole akýmsi spôsobom riadi pohyb plazmy, v dôsledku čoho sa slnečná hmota pohybuje pozdĺž magnetických siločiar. To dáva korune žiarivý vzhľad. O tom, že aktívne oblasti na Slnku sú určené trubice s magnetickým tokom, už vedci nepochybujú. Magnetohydrodynamické efekty tiež vysvetľujú zmenu polarity poľa v bipolárnych skupinách slnečných škvŕn. Ale toto sú len prvé kroky k vybudovaniu vedecky podloženej teórie, ktorá dokáže vysvetliť všetky pozorované črty činnosti veľkého svietidla.

Priemerné ročné počty vlkov od roku 1947 do roku 2001

Fotosféra Slnka

Vysvetlenie výskytu bipolárnych magnetických oblastí na Slnku. Z konvekčnej zóny stúpa do slnečnej atmosféry obrovská magnetická trubica

Takže na Slnku sa to stáva večný boj medzi tlakovými silami horúceho plynu a monštruóznou gravitáciou. A prepletené magnetické polia stoja v ceste žiareniu. V ich sieťach sa objavujú a kolabujú škvrny. Vysokoteplotná plazma letí hore alebo kĺže z koróny pozdĺž magnetických siločiar. Kde inde nájdete niečo také?! Len na iné hviezdy, ale tie sú od nás strašne ďaleko! A len na Slnku môžeme pozorovať tento večný boj prírodných síl, ktorý trvá už 5 miliárd rokov. A zvíťazí v ňom iba gravitácia!

"Echo" slnečných erupcií

23. februára 1956 stanice Slnečnej služby oslavovali dňa denné svetlo najvýkonnejší blesk. Pri explózii bezprecedentnej sily boli do cirkumsolárneho priestoru vrhnuté obrovské oblaky horúcej plazmy - každá je mnohonásobne väčšia. viac ako Zem! A rýchlosťou viac ako 1000 km/s sa rútili smerom k našej planéte. Prvé ozveny tejto katastrofy sa k nám rýchlo dostali cez kozmickú priepasť. Približne 8,5 minúty po začiatku erupcie sa výrazne zvýšený tok ultrafialového a röntgenového žiarenia dostal do horných vrstiev zemskej atmosféry - ionosféry, čím sa zintenzívnil jej ohrev a ionizácia. To viedlo k prudkému zhoršeniu až dočasnému zastaveniu rádiovej komunikácie na krátkych vlnách, pretože namiesto odrazu od ionosféry, ako od obrazovky, začali byť ňou intenzívne pohlcované...

Zmena magnetickej polarity slnečných škvŕn

Niekedy, s veľmi silnými erupciami, rádiové rušenie trvá niekoľko dní v rade, kým sa nepokojná hviezda „vráti do normálu“. Závislosť sa tu dá vysledovať tak jasne, že úroveň slnečnej aktivity možno posúdiť podľa frekvencie takéhoto rušenia. Ale hlavné poruchy spôsobené na Zemi erupciou hviezdy sú pred nami.

Po krátkovlnnom žiarení (ultrafialové a röntgenové žiarenie) sa k našej planéte dostane prúd vysokoenergetického slnečného kozmického žiarenia. Je pravda, že magnetický obal Zeme nás celkom spoľahlivo chráni pred týmito smrtiacimi lúčmi. Pre astronautov pracujúcich vo vesmíre však predstavujú veľmi vážne nebezpečenstvo: radiačná záťaž môže ľahko prekročiť prípustnú dávku. To je dôvod, prečo sa asi 40 observatórií po celom svete neustále podieľa na Slnečnej hliadkovej službe - vykonávajú nepretržité pozorovania erupčnej aktivity denného svetla.

Ďalší vývoj geofyzikálnych javov na Zemi možno očakávať deň alebo dva dni po vypuknutí. To je presne čas – 30 – 50 hodín – potrebný na to, aby oblaky plazmy dosiahli „susedstvo“ Zeme. Slnečná erupcia je totiž niečo ako kozmické delo, ktoré vystreľuje telieska - častice slnečnej hmoty: elektróny, protóny (jadrá atómov vodíka), alfa častice (jadrá atómov hélia) do medziplanetárneho priestoru. Množstvo teliesok, ktoré vybuchla erupcia vo februári 1956, predstavovalo miliardy ton!

Len čo sa oblaky slnečných častíc zrazili so Zemou, strelky kompasu sa začali zmietať a nočnú oblohu nad planétou zdobili rôznofarebné záblesky polárnej žiary. Medzi pacientmi sa prudko zvýšil počet infarktov a zvýšil sa počet dopravných nehôd.

Typy dopadov slnečnej erupcie na Zem

Čo je tam magnetické búrky, polárna žiara... Pod tlakom gigantických korpuskulárnych mrakov sa otriasla doslova celá zemeguľa: zemetrasenia sa vyskytli v mnohých seizmických zónach 2 . A akoby k tomu všetkému sa dĺžka dňa náhle zmenila až o 10... mikrosekúnd!

Vesmírny výskum ukázal, že zemeguľu obklopuje magnetosféra, teda magnetický obal; vnútri magnetosféry prevláda sila magnetického poľa Zeme nad silou medziplanetárneho poľa. A aby erupcia mala dopad na zemskú magnetosféru a Zem samotnú, musí k nej dôjsť v čase, keď sa aktívna oblasť na Slnku nachádza blízko stredu slnečného disku, teda orientovaná na našu planétu. V opačnom prípade preletí všetko erupčné žiarenie (elektromagnetické a korpuskulárne).

Plazma, ktorá sa rúti z povrchu Slnka do vesmíru, má určitú hustotu a je schopná vyvíjať tlak na akékoľvek prekážky, s ktorými sa stretne na svojej ceste. Takouto významnou prekážkou je magnetické pole Zeme – jej magnetosféra. Pôsobí proti toku slnečnej hmoty. Prichádza moment, keď sa v tejto konfrontácii oba tlaky vyrovnajú. Potom sa hranica zemskej magnetosféry, tlačená prúdom slnečnej plazmy z dennej strany, vytvorí vo vzdialenosti približne 10 polomerov Zeme od povrchu našej planéty a plazma, ktorá sa nemôže pohybovať priamo, začne obtekať magnetosféra. V tomto prípade častice slnečnej hmoty natiahnu svoje magnetické siločiary a na nočnej strane Zeme (v smere opačnom od Slnka) sa v blízkosti magnetosféry vytvorí dlhá stopa (chvost), ktorá presahuje obežnú dráhu Zeme. Mesiac. Zem s magnetickým obalom sa ocitne vo vnútri tohto korpuskulárneho toku. A ak obyčajný slnečný vietor, ktorý neustále prúdi okolo magnetosféry, možno prirovnať k ľahkému vánku, potom rýchly prúd teliesok generovaný silným slnečná erupcia, je ako strašný hurikán. Keď takýto hurikán zasiahne magnetický obal zemegule, stiahne sa ešte silnejšie na subslnečnej strane a odohrá sa na Zemi. magnetická búrka.

Slnečná aktivita teda ovplyvňuje zemský magnetizmus. So zosilnením sa frekvencia a intenzita magnetických búrok zvyšuje. Ale toto spojenie je dosť zložité a pozostáva z celého reťazca fyzických interakcií. Hlavným článkom tohto procesu je zvýšený tok teliesok, ku ktorému dochádza počas slnečných erupcií.

Niektoré energetické telieska v polárnych zemepisných šírkach sa dostanú z magnetickej pasce do zemskej atmosféry. A potom, vo výškach od 100 do 1000 km, rýchle protóny a elektróny, ktoré sa zrážajú s časticami vzduchu, ich vzrušia a rozžiaria. V dôsledku toho existuje Polárne svetlá.

Pravidelné „oživovania“ veľkého svietidla sú prirodzeným javom. Napríklad po grandióznej slnečnej erupcii pozorovanej 6. marca 1989 korpuskulárne toky rozprúdili doslova celú magnetosféru našej planéty. V dôsledku toho vypukla na Zemi silná magnetická búrka. Sprevádzala ju polárna žiara ohromujúceho rozsahu, ktorá zasiahla tropickú zónu v oblasti Kalifornského polostrova! O tri dni neskôr došlo k novému silnému prepuknutiu a v noci z 13. na 14. marca obyvatelia južného pobrežia Krymu tiež obdivovali očarujúce záblesky rozprestreté na hviezdnej oblohe nad skalnatými zubami Aj-Petriho. Bol to jedinečný pohľad, ako žiara ohňa, ktorá okamžite pohltila polovicu oblohy.

Všetky tu spomínané geofyzikálne efekty – ionosférické a magnetické búrky a polárne žiary – sú neoddeliteľnou súčasťou najkomplexnejšieho vedeckého problému tzv. problém "Slnko-Zem". Vplyv slnečnej aktivity na Zem sa však neobmedzuje len na toto. „Dych“ denného svetla sa neustále prejavuje v zmenách počasia a klímy.

Klíma nie je nič iné ako dlhodobý charakter počasia v danej oblasti a je určená jej geografickou polohou na zemeguli a povahou atmosférických procesov.

Leningradskí vedci z Výskumného ústavu Arktídy a Antarktídy dokázali odhaliť, že v rokoch minimálnej slnečnej aktivity prevláda zemepisná cirkulácia vzduchu. V tomto prípade sa počasie na severnej pologuli stáva relatívne pokojným. Počas maximálnych rokov sa naopak meridionálna cirkulácia zintenzívňuje, to znamená, že dochádza k intenzívnej výmene vzdušných hmôt medzi tropickými a polárnymi oblasťami. Počasie sa stáva nestabilným a pozorujú sa výrazné odchýlky od dlhodobých klimatických noriem.

Západná Európa: Britské ostrovy v oblasti silného cyklónu. Foto z vesmíru

1Každý by si mal pamätať, že by ste sa nikdy nemali pozerať do Slnka bez toho, aby ste si chránili oči tmavými filtrami. Okamžite môžete prísť o zrak

2Výskumný pracovník Murmanskej pobočky Astronomickej a geodetickej spoločnosti Ruska (jej predseda) Viktor Evgenievich Trošenkov študoval vplyv slnečnej aktivity na tektoniku zemegule. Jeho opätovná analýza seizmickej aktivity našej planéty za 230 rokov (1750-1980) na globálnej úrovni ukázala prítomnosť lineárneho vzťahu medzi zemskou seizmicitou (zemetraseniami) a slnečnými búrkami.