žiadne Živá bytosť nebude rásť bez slnečného žiarenia. Všetko uschne, najmä rastliny. Dokonca aj prírodné zdroje - uhlie, zemný plyn, ropa - sú druh solárna energia ktorý bol pozastavený. Dokazuje to uhlík v nich obsiahnutý, nahromadený rastlinami. Akékoľvek zmeny vo výrobe energie zo Slnka podľa vedcov nevyhnutne povedú k zmene klímy na Zemi. Čo vieme o týchto zmenách? Čo sú slnečné škvrny, svetlice a čím je ich vzhľad pre nás plný?
Zdroj života
Hviezda zvaná Slnko je naším zdrojom tepla a energie. Vďaka tomuto svietidlu je na Zemi podporovaný život. O Slnku vieme viac ako o ktorejkoľvek inej hviezde. Je to pochopiteľné, pretože sme súčasťou slnečnej sústavy a sme od nej len 150 miliónov km.
Pre vedcov sú veľmi zaujímavé slnečné škvrny, ktoré vznikajú, vyvíjajú sa a miznú a namiesto zmiznutých sa objavujú nové. Niekedy sa môžu vytvoriť obrovské škvrny. Napríklad v apríli 1947 bolo možné na Slnku pozorovať komplexnú slnečnú škvrnu s rozlohou presahujúcou zemského povrchu 350 krát! Dalo sa to pozorovať voľným okom.
Štúdium procesov na centrálnom svietidle
Existujú veľké observatóriá, ktoré majú k dispozícii špeciálne teleskopy na štúdium Slnka. Vďaka takýmto zariadeniam môžu astronómovia zistiť, aké procesy prebiehajú na Slnku a ako ovplyvňujú život na zemi. Štúdiom slnečných procesov sa navyše vedci môžu dozvedieť viac o iných hviezdnych objektoch.
Slnečná energia v povrchová vrstva vystupuje ako svetlo. Astronómovia zaznamenávajú výrazný rozdiel v slnečnej aktivite, o čom svedčia slnečné škvrny, ktoré sa na hviezde objavujú. Sú to menej jasné a chladnejšie oblasti slnečného disku v porovnaní s celkovým jasom fotosféry.
slnečné útvary
Veľké škvrny sú dosť zložité. Vyznačujú sa penumbrou, ktorá obklopuje tmavú oblasť tieňa a má priemer viac ako dvojnásobok veľkosti samotného tieňa. Ak pozorujete slnečné škvrny na okraji disku nášho svietidla, máte dojem, že ide o hlbokú misku. Vyzerá to tak, pretože plyn v škvrnách je priehľadnejší ako v okolitej atmosfére. Preto náš pohľad preniká hlbšie. Teplota v tieni 3(4) x 103 K.
Astronómovia zistili, že základňa typickej slnečnej škvrny je 1500 km pod povrchom, ktorý ju obklopuje. Tento objav urobili vedci z University of Glasgow v roku 2009. Astronomickú skupinu viedol F. Watson.
Teplota slnečných útvarov
Je zaujímavé, že z hľadiska veľkosti môžu byť slnečné škvrny malé, s priemerom 1000 až 2000 km, aj obrie. Posledne menované sú oveľa väčšie ako glóbus.
Samotná škvrna je miestom, kde do fotosféry vstupujú najsilnejšie magnetické polia. Magnetické polia, ktoré znižujú tok energie, prichádzajú zo samotného vnútra Slnka. Preto je na povrchu v miestach, kde sú škvrny na slnku, teplota približne o 1500 K nižšia ako na okolitom povrchu. Preto tieto procesy spôsobujú, že tieto miesta sú menej svetlé.
Tmavé útvary na Slnku tvoria skupiny veľkých a malých škvŕn, ktoré môžu na disku hviezdy zaberať pôsobivú plochu. Vzor formácií je však nestabilný. Neustále sa mení, keďže aj slnečné škvrny sú nestabilné. Ako je uvedené vyššie, vznikajú, menia sa vo veľkosti a rozpadajú sa. Životnosť skupín tmavých útvarov je však dosť dlhá. Vydrží 2-3 solárne otáčky. Samotná doba rotácie Slnka trvá približne 27 dní.
Objavy
Keď slnko zapadne pod horizont, môžete vidieť škvrny veľká veľkosť. Čínski astronómovia takto skúmali slnečný povrch pred 2000 rokmi. V dávnych dobách sa verilo, že škvrny sú výsledkom procesov prebiehajúcich na Zemi. V 17. storočí tento názor vyvrátil Galileo Galilei. Vďaka použitiu ďalekohľadu sa mu podarilo urobiť veľa dôležitých objavov:
- o výskyte a zmiznutí škvŕn;
- o zmenách veľkosti a tmavých formáciách;
- tvar, ktorý majú čierne škvrny na Slnku, sa mení, keď sa blížia k hranici viditeľného disku;
- Štúdiom pohybu tmavých škvŕn na slnečnom disku Galileo dokázal rotáciu Slnka.
Medzi všetkými malými škvrnami zvyčajne vynikajú dve veľké, ktoré tvoria bipolárnu skupinu.
1. septembra 1859 nezávisle od seba dvaja anglickí astronómovia pozorovali Slnko v bielom svetle. Boli to R. Carrington a S. Hodgson. Videli niečo ako blesk. Zrazu sa mihlo medzi jednou skupinou slnečných škvŕn. Tento jav bol neskôr nazvaný slnečná erupcia.
Výbuchy
Aké sú vlastnosti slnečných erupcií a ako k nim dochádza? Stručne: toto je veľmi silný výbuch na hlavnom svietidle. Vďaka nemu sa rýchlo uvoľňuje obrovské množstvo energie, ktorá sa nahromadila v slnečnej atmosfére. Ako viete, objem tejto atmosféry je obmedzený. Väčšina ohnísk sa vyskytuje v oblastiach považovaných za neutrálne. Nachádzajú sa medzi veľkými bipolárnymi škvrnami.
Slnečné erupcie sa spravidla začínajú vyvíjať s prudkým a neočakávaným zvýšením jasu v mieste erupcie. Toto je oblasť svetlejšej a teplejšej fotosféry. Nasleduje výbuch katastrofálnych rozmerov. Pri výbuchu sa plazma zahreje od 40 do 100 miliónov K. Tieto prejavy možno pozorovať pri mnohonásobnom zosilnení ultrafialového a röntgenového žiarenia krátkych vĺn Slnka. Naše svietidlo navyše vydáva silný zvuk a vyháňa zrýchlené krvinky.
Aké procesy prebiehajú a čo sa deje so Slnkom počas erupcií?
Niekedy sú také silné erupcie, ktoré generujú slnečné kozmické lúče. Protóny kozmického žiarenia dosahujú polovičnú rýchlosť svetla. Tieto častice sú nositeľmi smrtiacej energie. Môžu ľahko preniknúť do tela vesmírna loď a ničiť živé organizmy na bunkovej úrovni. Preto solárne kozmické lode predstavujú vysoké nebezpečenstvo pre posádku, ktorú počas letu prekonal náhly záblesk.
Slnko teda vyžaruje žiarenie vo forme častíc a elektromagnetických vĺn. Celkový tok žiarenia (viditeľný) zostáva po celý čas konštantný. A s presnosťou na zlomok percenta. Vždy je možné pozorovať slabé záblesky. Tie veľké sa dejú každých pár mesiacov. Počas rokov maximálnej slnečnej aktivity sú pozorované veľké erupcie niekoľkokrát za mesiac.
Štúdiom toho, čo sa deje so Slnkom počas erupcií, astronómovia dokázali zmerať trvanie týchto procesov. Malý záblesk trvá 5 až 10 minút. Najvýkonnejší - až niekoľko hodín. Pri erupcii je do priestoru okolo Slnka vyvrhnutá plazma s hmotnosťou až 10 miliárd ton. Tým sa uvoľní energia, ktorá má ekvivalent desiatok až stoviek miliónov vodíkových bômb! Ale sila aj tých najväčších erupcií nebude väčšia ako stotiny percenta sily celkového slnečného žiarenia. Preto pri erupcii nie je badateľný nárast svietivosti Slnka.
slnečné premeny
5800 K je približne rovnaká teplota na povrchu Slnka a v strede dosahuje 16 miliónov K. Na slnečnom povrchu sú pozorované bubliny (zrnitosť). Vidieť ich možno len slnečným ďalekohľadom. Procesom konvekcie v slnečnej atmosfére, spodné vrstvy tepelná energia sa prenáša do fotosféry a dáva jej penovú štruktúru.
Rozdielna je nielen teplota na povrchu Slnka a v jeho samom strede, ale aj hustota s tlakom. S hĺbkou sa všetky ukazovatele zvyšujú. Keďže teplota v jadre je veľmi vysoká, prebieha tam reakcia: vodík sa premieňa na hélium a v tomto prípade sa uvoľňuje obrovské množstvo tepla. Takto je Slnko chránené pred stláčaním vlastnou gravitáciou.
Zaujímavé je, že naše svietidlo je jedna typická hviezda. Hmotnosť a veľkosť hviezdy Slnko v tomto poradí: 99,9% hmotnosti objektov slnečná sústava a 1,4 milióna km. Slnko, podobne ako hviezda, má pred sebou 5 miliárd rokov života. Postupne sa zahreje a zväčší sa. Teoreticky príde okamih, keď sa všetok vodík v centrálnom jadre spotrebuje. Slnko bude 3-násobok svojej súčasnej veľkosti. V dôsledku toho sa ochladí a zmení sa na bieleho trpaslíka.
vznik
Vznik slnečnej škvrny: magnetické čiary prenikajú na povrch Slnka
Škvrny sa objavujú v dôsledku porúch jednotlivé sekcie magnetické pole Slnko. Na začiatku tohto procesu sa zväzok magnetických čiar „prelomí“ cez fotosféru do oblasti koróny a spomaľuje konvekčný pohyb plazmy v granulačných bunkách, čím bráni prenosu energie z vnútorných oblastí do vonkajších oblastí. Miesta. 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 zvýši (pri počiatočných hodnotách 0,1 Tesla) a zväčší sa veľkosť a počet pórov. Vzájomne sa spájajú a tvoria jednu alebo viac škvŕn. V období najväčšej aktivity škvŕn môže veľkosť magnetickej indukcie dosiahnuť 0,4 Tesla.
Životnosť škvŕn dosahuje niekoľko mesiacov, to znamená, že jednotlivé škvrny možno pozorovať počas niekoľkých otáčok Slnka okolo seba. Práve táto skutočnosť (pohyb pozorovaných škvŕn po slnečnom kotúči) slúžila ako základ pre dôkaz rotácie Slnka a umožnila uskutočniť prvé merania periódy rotácie Slnka okolo jeho osi.
Škvrny sa zvyčajne tvoria v skupinách, ale niekedy existuje jedna škvrna, ktorá žije len niekoľko dní alebo dve škvrny, s magnetickými čiarami smerujúcimi z jednej do druhej.
Prvý, ktorý sa objavil v takejto dvojitej skupine, sa nazýva bod P (angl. predchádzajúci), najstarší je bod F (angl. nasledujúci).
Iba polovica škvŕn žije viac ako dva dni a iba desatina prežije 11-dňový prah.
Skupiny slnečných škvŕn sa vždy tiahnu rovnobežne so slnečným rovníkom.
Vlastnosti
Priemerná teplota povrchu Slnka je asi 6000 C (efektívna teplota je 5770 K, teplota žiarenia je 6050 K). Centrálna, najtmavšia oblasť škvŕn má teplotu len okolo 4000 C, vonkajšie plochy škvŕn hraničiace s normálnym povrchom sú od 5000 do 5500 C. Napriek tomu, že teplota škvŕn je nižšia, ich látka stále vyžaruje svetlo, aj keď v menšej miere ako zvyšok povrchu. Práve pre tento teplotný rozdiel má človek pri pozorovaní dojem, že škvrny sú tmavé, takmer čierne, v skutočnosti síce tiež svietia, no ich žiara sa stráca na pozadí jasnejšieho slnečného disku.
Slnečné škvrny sú oblasti s najväčšou aktivitou na Slnku. Ak je škvŕn veľa, potom je vysoká pravdepodobnosť, že sa magnetické čiary znova spoja - čiary prechádzajúce vnútri jednej skupiny škvŕn sa rekombinujú s čiarami z inej skupiny škvŕn, ktoré majú opačnú polaritu. Viditeľným výsledkom tohto procesu je slnečná erupcia. Výbuch žiarenia, ktorý sa dostane na Zem, spôsobuje silné poruchy v jej magnetickom poli, narúša činnosť satelitov a dokonca ovplyvňuje objekty nachádzajúce sa na planéte. V dôsledku porúch v magnetickom poli je pravdepodobnosť polárnej žiary nízka zemepisných šírkach. Aj ionosféra Zeme podlieha výkyvom slnečnej aktivity, čo sa prejavuje zmenou šírenia krátkych rádiových vĺn.
V rokoch, keď je málo slnečných škvŕn, sa veľkosť Slnka zmenšuje o 0,1 %. Roky medzi 1645 a 1715 (Maunderova nížina) sú známe globálnym ochladzovaním a označujú sa ako malá doba ľadová.
Klasifikácia
Škvrny sú klasifikované v závislosti od dĺžky života, veľkosti, 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 (asi 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 s magnetickými čiarami opačnej polarity. Môžu sa z nich vytvárať skupiny mnohých škvŕn, ktoré v prípade ďalšieho zväčšovania plochy polotieň zjednocujú až stovky škvŕn dosahujúcich veľkosti stoviek tisíc kilometrov. Potom dochádza k pomalému (v priebehu niekoľkých týždňov alebo mesiacov) poklesu aktivity škvŕn a ich veľkosť sa zmenšuje na malé dvojité alebo jednoduché bodky.
Najväčšie skupiny slnečných škvŕn majú vždy pridruženú skupinu na druhej pologuli (severnej alebo južnej). Magnetické čiary v takýchto prípadoch vychádzajú zo škvŕn na jednej hemisfére a vstupujú do škvŕn v druhej.
cyklickosť
Rekonštrukcia slnečnej aktivity za 11 000 rokov
Slnečný cyklus súvisí s frekvenciou slnečných škvŕn, ich aktivitou a dĺžkou života. Jeden cyklus trvá približne 11 rokov. Počas obdobia minimálnej aktivity slnečných škvŕn je slnečných škvŕn veľmi málo alebo vôbec žiadne, zatiaľ čo v obdobiach 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
11 rokov je približné časové rozpätie. Hoci v priemere trvá 11,04 roka, existujú cykly v dĺžke od 9 do 14 rokov. V priebehu storočí sa menia aj priemery. Takže v 20. storočí bola priemerná dĺžka cyklu 10,2 roka. Maunderovo minimum (spolu s ďalšími minimami aktivity) údajne zvyšuje cyklus na rádovo sto rokov. Na základe analýzy izotopu Be 10 v grónskom ľade boli získané údaje, že za posledných 10 000 rokov bolo viac ako 20 takýchto dlhých miním.
Dĺžka cyklu nie je konštantná. 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.
Začiatok a koniec cyklu
Priestorovo-časové rozloženie magnetického poľa na povrchu Slnka.
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 škvŕn považuje za začiatok cyklu.
Cykly sú identifikované podľa sériové číslo, počnúc prvým, ktorý v roku 1749 zaznamenal Johann Rudolf Wolf. Aktuálny cyklus (apríl 2009) má číslo 24.
| Údaje o nedávnych slnečných cykloch | |||
| číslo cyklu | Začiatok roka a mesiaca | Rok a mesiac maxima | Maximálny počet miest |
| 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. |
V 19. storočí a približne do roku 1970 existovali dohady, že maximálny počet slnečných škvŕn je periodicita. Tieto 80-ročné cykly (s najmenšími maximami slnečných škvŕn v rokoch 1800-1840 a 1890-1920) sú v súčasnosti spojené s konvekčnými procesmi. Iné hypotézy hovoria o existencii ešte väčších, 400-ročných cyklov.
Literatúra
- Vesmírna fyzika. Malá encyklopédia, Moskva: Sovietska encyklopédia, 1986
| slnko | ||
|---|---|---|
| Štruktúra | Jadro · Žiarivá prenosová zóna · konvekčná zóna |  |
| Atmosféra | Photosphere · Chromosféra · slnečná koróna | |
| Rozšírené štruktúru |
Heliosféra (Heliosférický prúdový list · hranica rázovej vlny) · heliosférický plášť · heliopauza · luk rázová vlna | |
| týkajúci sa slnka javov |
koronálne diery · Koronálne slučky · výrony koronálnej hmoty · Zatmenie Slnka · slnečné škvrny · solárna baterka · Granule · Mourtonské vlny · Prominencia · Slnečné žiarenie (Slnečné variácie) · Spicules · Supergranulácia · slnečný vietor · slnečná erupcia | |
| Súvisiace témy | slnečná sústava · solárne dynamo | |
| Spektrálna trieda: | ||
Nadácia Wikimedia. 2010.
Pozrite sa, čo sú „Slnečné škvrny“ v iných slovníkoch:
Cm… Slovník synonym
Ako slnko na oblohe, na tom istom slnku sa sušili, škvrny na slnku, škvrny na slnku .. Slovník ruských synoným a výrazov podobných významom. pod. vyd. N. Abramova, M .: Ruské slovníky, 1999. slnko, slnko, (k nám najbližšie) hviezda, parhelium, ... ... Slovník synonym
Tento výraz má iné významy, pozri Slnko (významy). Slnko ... Wikipedia
pochodne
Granule sú malé (okolo 1000 km veľké) prvky, podobné bunkám nepravidelného tvaru, ktoré ako mriežka pokrývajú celú fotosféru Slnka, s výnimkou tzv. slnečné škvrny. Tieto vlastnosti povrchu sú top konvekčné bunky siahajúce hlboko do Slnka. V strede týchto buniek horúca hmota stúpa z vnútorných vrstiev Slnka, potom sa šíri horizontálne po povrchu, ochladzuje sa a klesá na tmavých vonkajších okrajoch bunky. Jednotlivé granule nežijú veľmi dlho, len asi 20 minút. Výsledkom je, že granulačná sieť neustále mení svoj vzhľad. Táto zmena je jasne viditeľná na filme (470 kB MPEG) nasnímanom švédskym vákuovým solárnym teleskopom. Prúdy vo vnútri granúl môžu dosiahnuť nadzvukovú rýchlosť viac ako 7 km za sekundu a produkovať zvukové "buchoty", ktoré vedú k tvorbe vĺn na povrchu Slnka.
Supergranule
Supergranule majú konvekčný charakter, podobný charakteru bežných granúl, ale majú výrazne veľké veľkosti(cca 35 000 km). Na rozdiel od granúl, ktoré sú na fotosfére viditeľné bežným okom, sa supergranuly najčastejšie prejavujú Dopplerovým javom, podľa ktorého žiarenie prichádzajúce z látky pohybujúcej sa smerom k nám posúva na osi vlnovej dĺžky modrú farbu a žiarenie pohybujúcej sa látky od nás, sa posúva na červenú stranu. Supergranule pokrývajú aj celý povrch Slnka a neustále sa vyvíjajú. Jednotlivé supergranule môžu žiť jeden alebo dva dni a majú priemerná rýchlosť prúdy sú asi 0,5 km za sekundu. Konvektívna plazma prúdiaca vo vnútri supergranúl posúva siločiary magnetického poľa k okrajom bunky, kde toto pole vytvára chromosférickú mriežku.
To, že na Slnku sú škvrny, ľudia vedia už veľmi dlho. V starých ruských a čínskych kronikách, ako aj v kronikách iných národov, boli často zmienky o pozorovaniach slnečných škvŕn. V ruských kronikách bolo zaznamenané, že škvrny boli viditeľné "Aki nechty". Záznamy pomohli potvrdiť neskôr (v roku 1841) vzorec pravidelného zvyšovania počtu slnečných škvŕn. Aby sme si takýto objekt všimli jednoduchým okom (samozrejme za dodržania preventívnych opatrení – cez husto zadymené sklo alebo osvetlený negatívny film), je potrebné, aby jeho veľkosť na Slnku bola aspoň 50 – 100 tisíc kilometrov, čo je desaťkrát väčší ako polomer Zeme.
Slnko pozostáva z horúcich plynov, ktoré sa neustále pohybujú a miešajú, a preto na slnečnom povrchu nie je nič stále a nemenné. Najstabilnejšie útvary sú slnečné škvrny. Ale ich vzhľad sa mení zo dňa na deň a aj oni sa teraz objavujú a potom miznú. V momente objavenia je slnečná škvrna zvyčajne malá, môže zmiznúť, ale môže sa aj výrazne zväčšiť.
Magnetické polia hrajú hlavnú úlohu vo väčšine javov pozorovaných na Slnku. Slnečné magnetické pole má veľmi zložitú štruktúru a neustále sa mení. Kombinované pôsobenie cirkulácie slnečnej plazmy v konvekčnej zóne a diferenciálnej rotácie Slnka neustále podnecuje proces zosilňovania slabých magnetických polí a vznik nových. Zdá sa, že táto okolnosť je dôvodom výskytu slnečných škvŕn na Slnku. Škvrny sa objavujú a miznú. Ich počet a veľkosť sa líšia. Ale približne každých 11 rokov sa počet škvŕn stáva najväčším. Potom sa hovorí, že Slnko je aktívne. S rovnakým obdobím (~ 11 rokov) nastáva aj prepólovanie magnetického poľa Slnka. Je prirodzené predpokladať, že tieto javy sú vzájomne prepojené.
Rozvoj aktívnej oblasti začína nárastom magnetického poľa vo fotosfére, čo vedie k vzniku jasnejších oblastí - fakieľ (teplota slnečnej fotosféry je v priemere 6000 K, v oblasti fakieľ je to asi 300 K vyššie). Ďalšie posilnenie magnetického poľa vedie k vzniku škvŕn.
Na začiatku 11-ročného cyklu sa škvrny začínajú objavovať v malom počte v relatívne vysokých zemepisných šírkach (35 - 40 stupňov) a potom zóna tvorby škvŕn postupne klesá k rovníku, do zemepisnej šírky plus 10 - mínus 10 stupňov. , ale na samom rovníku škvŕn spravidla nemôže byť.
Galileo Galilei bol jedným z prvých, ktorí si všimli, že škvrny nie sú pozorované všade na Slnku, ale hlavne v stredných zemepisných šírkach, v takzvaných „kráľovských zónach“.
Najprv sa zvyčajne objavia jednotlivé škvrny, ale potom z nich vznikne celá skupina, v ktorej sa rozlišujú dve veľké škvrny - jedna na západnom, druhá na východnom okraji skupiny. Na začiatku nášho storočia sa ukázalo, že polarity východných a západných škvŕn sú vždy opačné. Tvoria akoby dva póly jedného magnetu, a preto sa takáto skupina nazýva bipolárna. Typická slnečná škvrna meria niekoľko desiatok tisíc kilometrov.
Galileo nakreslil škvrny okolo niektorých z nich sivým okrajom.
Škvrna sa totiž skladá z centrálnej, tmavšej časti – tieňa a svetlejšej oblasti – penumbry.
Slnečné škvrny sú niekedy na jeho disku viditeľné aj voľným okom. Zjavná čiernosť týchto útvarov je spôsobená skutočnosťou, že ich teplota je asi o 1500 stupňov nižšia ako teplota okolitej fotosféry (a teda aj ich nepretržité žiarenie je oveľa menšie). Jedna vyvinutá škvrna pozostáva z tmavého oválu - takzvaného tieňa škvrny, ktorý je obklopený svetlejšou vláknitou penumbrou. Nerozvinuté malé škvrny bez penumbry sa nazývajú póry. Škvrny a póry často tvoria zložité skupiny.
Typická skupina slnečných škvŕn sa spočiatku javí ako jeden alebo viacero pórov v oblasti nenarušenej fotosféry. Väčšina z týchto skupín zvyčajne zmizne po 1-2 dňoch. Niektoré však neustále rastú a vyvíjajú sa a vytvárajú pomerne zložité štruktúry. Slnečné škvrny môžu mať väčší priemer ako Zem. Často tvoria skupiny. Vznikajú za pár dní a zvyčajne do týždňa zmiznú. Niektoré veľké škvrny však môžu pretrvávať až mesiac. Veľké skupiny slnečné škvrny sú aktívnejšie ako malé skupiny alebo jednotlivé slnečné škvrny.
Slnko mení stav zemskej magnetosféry a atmosféry. Magnetické polia a prúdy častíc, ktoré pochádzajú zo slnečných škvŕn, sa dostávajú na Zem a ovplyvňujú predovšetkým mozog, kardiovaskulárny a kardiovaskulárny systém obehový systém na jej fyzický, nervový a psychický stav. Vysoká miera slnečnej aktivity, jej rýchle zmeny vzrušujú človeka, a teda aj kolektív, triedu, spoločnosť, najmä keď sú spoločné záujmy a zrozumiteľná a vnímaná myšlienka.
Zem pri otáčaní jednej alebo druhej pologule k Slnku dostáva energiu. Tento tok možno znázorniť ako putujúcu vlnu: tam, kde dopadá svetlo - jeho hrebeň, kde je tma - zlyhanie. Inými slovami, energia prichádza a odchádza. Michail Lomonosov o tom hovoril vo svojom slávnom prirodzenom zákone.
Teória vlnového charakteru dodávky energie na Zem podnietila Alexandra Čiževského, zakladateľa heliobiológie, aby venoval pozornosť súvislosti medzi zvýšenou slnečnou aktivitou a pozemskými kataklizmami. Prvé pozorovanie vedca sa datuje do júna 1915. Na severe žiarili polárne žiary, pozorované v Rusku aj v Severná Amerika, A " magnetické búrky neustále narúšal pohyb telegramov.“ Práve v tomto období vedec upozorňuje na skutočnosť, že zvýšená slnečná aktivita sa zhoduje s krviprelievaním na Zemi. Vskutku, hneď po objavení sa veľkých škvŕn na Slnku sa nepriateľstvo zintenzívnilo na mnohých frontoch Prvá svetová vojna.
Teraz astronómovia hovoria, že naša hviezda je čoraz jasnejšia a teplejšia. Je to spôsobené tým, že za posledných 90 rokov sa aktivita jeho magnetického poľa viac ako zdvojnásobila, pričom najväčší nárast nastal za posledných 30 rokov. V Chicagu na výročnej konferencii Americkej astronomickej spoločnosti odznelo varovanie vedcov pred problémami, ktoré hrozia ľudstvu. Tak ako sa počítače na celej planéte prispôsobujú prevádzkovým podmienkam v roku 2000, naša hviezda vstúpi do najturbulentnejšej fázy svojho 11-ročného cyklického cyklu. Teraz budú vedci schopní presne predpovedať slnečné erupcie, čo umožní pripraviť vopred pre prípadné poruchy v prevádzke rádiových a elektrických sietí. Teraz väčšina slnečných observatórií potvrdila „výstrahu pred búrkami“ na budúci rok, pretože. vrchol slnečnej aktivity sa pozoruje každých 11 rokov a predchádzajúca búrka bola pozorovaná v roku 1989.
To môže viesť k tomu, že na Zemi vypadnú elektrické vedenia, zmenia sa dráhy satelitov, ktoré zabezpečujú chod komunikačných systémov, „priame“ lietadlá a zaoceánske parníky. Slnečné „nepokoje“ sú zvyčajne charakterizované silnými erupciami a objavením sa mnohých rovnakých škvŕn.
Alexander Chizhevsky späť v 20. rokoch. zistil, že slnečná aktivita ovplyvňuje extrémne pozemské udalosti - epidémie, vojny, revolúcie... Zem sa netočí len okolo Slnka - všetok život na našej planéte pulzuje v rytmoch slnečnej aktivity, - ustanovil.
Francúzsky historik a sociológ Hippolyte Tarde označil poéziu za predtuchu pravdy. V roku 1919 Chiževskij napísal báseň, v ktorej predvídal svoj osud. Bol zasvätený Galileovi Galileimu:
A vstávať znova a znova
slnečné škvrny,
A triezve mysle sa zatemnili,
A trón padol a boli nevyhnutné
Hladný mor a hrôzy moru
A tvár života sa zmenila na grimasu:
Kompas sa rozbehol, ľudia sa búrili,
A nad Zemou a nad ľudskou hmotou
Slnko robilo svoj zákonný pohyb.
Ó ty, ktorý si videl slnečné škvrny
S veľkou drzosťou,
Nevedeli ste, ako mi budú jasné
A tvoje smútky sú blízko, Galileo!
V rokoch 1915-1916, po tom, čo sa dialo na rusko-nemeckom fronte, Alexander Čiževskij urobil objav, ktorý zasiahol jeho súčasníkov. Nárast slnečnej aktivity zaznamenaný ďalekohľadom sa časovo zhodoval so zintenzívnením nepriateľských akcií. Zvedavý, strávil štatistická štúdia medzi príbuznými a priateľmi pre možnú súvislosť medzi neuropsychickými a fyziologickými reakciami s výskytom erupcií a slnečných škvŕn. Matematicky spracoval prijaté tablety a dospel k úžasnému záveru: Slnko ovplyvňuje celý náš život oveľa jemnejšie a hlbšie, ako sa predtým zdalo. V krvavom a blatistom zmätku konca storočia vidíme jasné potvrdenie jeho myšlienok. A v špeciálnych službách rozdielne krajiny teraz sa analýze slnečnej aktivity venujú celé oddelenia... Predovšetkým sa dokázala synchronizácia maxím slnečnej aktivity s obdobiami revolúcií a vojen, obdobia zvýšenej aktivity slnečných škvŕn sa často zhodovali s najrôznejšími verejnými nepokojmi.
Nedávno niekoľko vesmírnych satelitov zaznamenalo vyvrhnutie slnečných protuberancií, ktoré sa vyznačuje nezvyčajným vysoký stupeň röntgenového žiarenia. Takéto javy predstavujú vážne ohrozenie pre zem a jej obyvateľov. Záblesk takejto veľkosti má potenciál destabilizovať energetické siete. Našťastie tok energie neovplyvnil Zem a nenastali žiadne očakávané problémy. Samotná udalosť je však predzvesťou takzvaného „slnečného maxima“, sprevádzaného uvoľnením oveľa väčšieho množstva energie, ktorá môže znefunkčniť komunikačné komunikácie a elektrické vedenia, transformátory, astronautov a vesmírne satelity, ktoré sú mimo magnetického poľa Zeme. a nie sú chránené budú ohrozené.atmosféra planéty. Dnes je na obežnej dráhe viac satelitov NASA ako kedykoľvek predtým. Existuje aj ohrozenie lietadiel, vyjadrené v možnosti prerušenia rádiovej komunikácie, rušenia rádiových signálov.
Slnečné maximá je ťažké predpovedať, známe je len to, že sa opakujú približne každých 11 rokov. Ďalší by sa mal uskutočniť v polovici roku 2000 a jeho trvanie bude jeden až dva roky. Tak hovorí David Hathaway, heliofyzik z Marshall Space Flight Center, NASA.
Protuberancie počas slnečného maxima sa môžu vyskytovať denne, ale nie je presne známe, akú silu budú mať a či ovplyvnia našu planétu. Za posledných pár mesiacov boli výbuchy slnečnej aktivity a výsledné toky energie smerom k Zemi príliš slabé na to, aby spôsobili nejaké škody. Okrem röntgenového žiarenia so sebou tento jav nesie aj ďalšie nebezpečenstvá: Slnko vyvrhuje miliardu ton ionizovaného vodíka, ktorého vlna sa šíri rýchlosťou milión míľ za hodinu a Zem môže doraziť za niekoľko dní. Viac veľký problém sú energetické vlny protónov a alfa častíc. Pohybujú sa oveľa rýchlejšími rýchlosťami a nenechávajú čas na prijatie protiopatrení, na rozdiel od vĺn ionizovaného vodíka, ktoré môžu dostať satelity a lietadlá z cesty.
V niektorých z najextrémnejších prípadov môžu všetky tri vlny dosiahnuť Zem náhle a takmer súčasne. Neexistuje žiadna ochrana, vedci zatiaľ nedokážu presne predpovedať takéto uvoľnenie a ešte viac jeho dôsledky.
Látky a v dôsledku toho pokles toku prenosu tepelnej energie v týchto oblastiach.
Počet slnečných škvŕn (a s tým spojené Wolfovo číslo) je jedným z hlavných ukazovateľov slnečnej magnetickej aktivity.
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 zakreslené v roku 1128 v kronike Jána z Worcesteru.
Prvá známa zmienka o slnečných škvrnách v starovekej ruskej literatúre sa nachádza v Nikonovej kronike v záznamoch z druhej polovice 14. storočia:
na nebi bolo znamenie, slnko bolo ako krv a podľa neho sú miesta čierne
buď znamením na slnku, miesta sú na slnku čierne ako klince a tma bola veľká
Prvé štúdie sa zamerali 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 bolo možné pozorovať periodické zmeny v aktivite Slnka. 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 vyžarovania škvŕn v porovnaní s okolitými oblasťami Slnka je znížená.
vznik
Škvrny vznikajú ako dôsledok porúch v jednotlivých úsekoch magnetického poľa Slnka. Na začiatku tohto procesu sa trubice magnetického poľa „prerazia“ cez fotosféru do oblasti koróny a silné pole potláča konvekčný pohyb plazmy v granulách, čím bráni prenosu energie z vnútorných oblastí do vonkajších oblastí. Miesta. 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 narastie hodnota magnetickej indukcie (pri počiatočných hodnotách 0,1 Tesla), zväčší sa veľkosť a počet pórov. Vzájomne sa spájajú a tvoria jednu alebo viac škvŕn. V období najväčšej aktivity škvŕn môže veľkosť magnetickej indukcie dosiahnuť 0,4 Tesla.
Životnosť škvŕn dosahuje niekoľko mesiacov, tj. jednotlivé skupiny slnečné škvrny možno pozorovať v rámci niekoľkých otáčok Slnka. Práve táto skutočnosť (pohyb pozorovaných škvŕn po slnečnom kotúči) slúžila ako základ pre dôkaz rotácie Slnka a umožnila uskutočniť prvé merania periódy rotácie Slnka okolo jeho osi.
Škvrny sa zvyčajne tvoria v skupinách, ale niekedy existuje jediná škvrna, ktorá žije len niekoľko dní, alebo bipolárna skupina: dve škvrny rôznej magnetickej polarity, spojené magnetickými siločiarami. Západný bod v takejto bipolárnej skupine sa nazýva „vedúci“, „hlavný“ alebo „bod P“ (z angličtiny predchádzajúceho), východný sa nazýva „otrok“, „chvost“ alebo „bod F“ (od Nasledujúce v angličtine).
Iba polovica škvŕn žije viac ako dva dni a iba desatina - 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 vzor sa nazýva „Spörerov zákon“.
Skupiny slnečných škvŕn sú orientované približne rovnobežne so slnečným rovníkom, existuje však určitý sklon osi skupiny voči rovníku, ktorý má tendenciu zväčšovať sa pre skupiny umiestnené ďalej od rovníka (tzv. „Joyov zákon“).
Vlastnosti
Fotosféra Slnka v oblasti, kde sa škvrna nachádza, sa nachádza približne o 500-700 km hlbšie ako horná hranica 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 sa magnetické čiary znova spoja - čiary prechádzajúce vnútri jednej skupiny škvŕn sa rekombinujú s čiarami z inej skupiny škvŕn, ktoré majú opačnú polaritu. Viditeľným výsledkom tohto procesu je slnečná erupcia. Výbuch žiarenia, ktorý sa dostane na Zem, spôsobuje silné poruchy v jej magnetickom poli, narúša činnosť satelitov a dokonca ovplyvňuje objekty nachádzajúce sa na planéte. V dôsledku narušenia magnetického poľa Zeme sa zvyšuje pravdepodobnosť polárnej žiary v nízkych zemepisných šírkach. Aj ionosféra Zeme podlieha výkyvom slnečnej aktivity, čo sa prejavuje zmenou šírenia krátkych rádiových vĺn.
Klasifikácia
Škvrny sú klasifikované v závislosti od dĺžky života, veľkosti, umiestnenia.
Etapy vývoja
Lokálne zosilnenie magnetického poľa, ako už bolo spomenuté vyššie, spomaľuje pohyb plazmy v konvekčných článkoch, čím sa spomaľuje prenos tepla do slnečnej fotosféry. Ochladenie granúl ovplyvnených týmto procesom (asi 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 s magnetickými čiarami opačnej polarity. Môžu sa z nich vytvárať skupiny mnohých škvŕn, ktoré v prípade ďalšieho zväčšovania plochy polotieň zjednocujú až stovky škvŕn dosahujúcich veľkosti stoviek tisíc kilometrov. Potom dochádza k pomalému (v priebehu niekoľkých týždňov alebo mesiacov) poklesu aktivity škvŕn a ich veľkosť sa zmenšuje na malé dvojité alebo jednoduché bodky.
Najväčšie skupiny slnečných škvŕn majú vždy pridruženú skupinu na druhej pologuli (severnej alebo južnej). Magnetické čiary v takýchto prípadoch vychádzajú zo škvŕn na jednej hemisfére a vstupujú do škvŕn v 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.p. až niekoľko tisíc m.s.p.
Maximálnu plochu za celé obdobie nepretržitého pozorovania skupín slnečných škvŕn (od roku 1874 do roku 2012) mala skupina č.1488603 (podľa Greenwichského katalógu), ktorá sa na slnečnom disku objavila 30. marca 1947, maximálne 18. 11-ročný cyklus slnečnej aktivity. K 8. aprílu jeho celková plocha dosiahla 6132 m.s.p. (1,87 10 10 km², čo je viac ako 36-násobok rozlohy zemegule). Vo fáze svojho maximálneho vývoja túto skupinu tvorilo viac ako 170 jednotlivých slnečných škvŕn.
cyklickosť
Slnečný cyklus súvisí s frekvenciou slnečných škvŕn, ich aktivitou a dĺžkou života. Jeden cyklus trvá približne 11 rokov. Počas obdobia minimálnej aktivity slnečných škvŕn je slnečných škvŕn veľmi málo alebo vôbec žiadne, zatiaľ čo v obdobiach 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 dlhé 9 až 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 moderným metódam merania bolo možné určiť zmenu polarity slnečného magnetického poľa, takže teraz sa moment zmeny polarity 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 periodickej zmene maximálneho počtu slnečných škvŕn s charakteristickou periódou asi 100 rokov („sekulárny cyklus“). Posledné minimá tohto cyklu boli okolo rokov 1800-1840 a 1890-1920. Existuje predpoklad o existencii cyklov ešte dlhšieho trvania.
