IN Zadnja leta znanstveniki so to opazili Zemljino magnetno polje slabi. Zadnjih 2000 let slabi, v zadnjih 500 letih pa se ta proces dogaja z nezaslišano hitrostjo.

Sončevo polje pa se je v zadnjih 100 letih močno okrepilo. Od leta 1901 se je sončno polje povečalo za 230 %. Zaenkrat znanstveniki ne razumejo povsem, kakšne posledice bo to imelo za zemljane.

Krepitev sončnega polja:

Po navedbah Nase je naslednji, 24. sončni cikelže začelo. V začetku leta 2008 je bil zabeležen sončni izbruh, ki priča o tem. Ta cikel naj bi dosegel vrhunec do leta 2012.

Kaj je, te temne lise na soncu? Poskusimo ugotoviti.

Nekoč temne lise na soncu so bili obravnavani mistični pojav. To je veljalo, dokler ni bila vzpostavljena povezava med sončnimi pegami in količino toplote, ki jo oddaja sonce. Plin, ki vre na soncu, ustvarja močno magnetno polje, ki se na nekaterih mestih pretrga in ustvari nekaj podobnega luknji ali temni lisi, s čimer sprosti del svoje energije v vesolje.

temne lise se rodijo znotraj svetila. pri sonce Tako kot Zemlja ima tudi ekvator. Na Sončevem ekvatorju je hitrost vrtenja energije večja kot na Sončevih polih. Tako prihaja do stalnega mešanja in penjenja sončne energije in na mestih njenega sproščanja, na površini Sonca, nastajajo temne lise. Toplota iz korone se širi v vesolje.

Dan za dnem se nam zdi sonce enako. Vendar pa ni. sonce nenehno spreminjajo. v povprečju traja 11 let. " sončni minimum” je cikel, s skoraj popolno odsotnostjo madežev. Nizke temperature na Zemljo delujejo pomirjujoče, povezane so z obdobji ohladitev na Zemlji. " sončni vzponi” je cikel, med katerim nastane veliko madežev in koronarnih iztisov.

Ko je sonce zelo aktivno, veliko temne lise in energijske emisije iz Sonca povzročajo motnje zemeljskega magnetnega polja, v zvezi s čimer koncept " sončna nevihta«, in kot del dolgotrajnega procesa združiti koncept »vesoljskega vremena«.

sončna nevihta

Med sončni maksimum koronarno aktivnost opazimo celo na polih sonce. Sončni izbruh je enakovreden milijardam megaton dinamita. Koncentrirane emisije sprostijo ogromno energije, ki Zemljo doseže v približno 15 minutah. Sončne emisije ne vplivajo le na zemeljsko magnetno polje, temveč tudi na astronavte, satelite v orbiti, zemeljske elektrarne, počutje ljudi, včasih pa povzročijo tudi povišanje ravni sevanja. Leta 1959 je en opazovalec blisk videl s prostim očesom. Če do takšnega izbruha pride danes, bo približno 130 milijonov ljudi ostalo brez elektrike vsaj mesec dni. Vedno bolj pomembno je razumeti in napovedovati sončno vreme. Za to so v vesolje izstrelili satelite, s pomočjo katerih je mogoče opazovati sončne pege na soncu, še preden obrne svojo udarno stran proti Zemlji. sončna energija daje življenje vsemu, kar obstaja na Zemlji. Sonce nas varuje pred kozmičnimi vplivi. Toda varovanje nas včasih lahko škoduje. Življenje na Zemlji obstaja kot posledica zelo občutljivega ravnovesja.

Kot na primer sredi prejšnjega tisočletja. Vsak prebivalec našega planeta se zaveda, da so na glavnem viru toplote in svetlobe majhne zatemnitve, ki jih je težko opaziti brez posebnih naprav. Toda vsi ne vedo dejstva, da prav oni vodijo do tega, kar lahko močno vpliva na zemeljsko magnetno polje.

Opredelitev

govoriti navaden jezik Sončne pege so temne lise, ki nastanejo na površini Sonca. Zmotno je prepričanje, da ne oddajajo močne svetlobe, vendar so v primerjavi s preostalo fotosfero res veliko temnejše. Njihova glavna značilnost je nizka temperatura. Tako so sončne pege na Soncu hladnejše za približno 1500 Kelvinov kot druga območja okoli njih. Pravzaprav predstavljajo tista področja, skozi katera magnetna polja priti na površje. Zahvaljujoč temu pojavu lahko govorimo o takem procesu, kot je magnetna aktivnost. V skladu s tem, če je pik malo, se to imenuje mirno obdobje, in ko jih je veliko, se bo takšno obdobje imenovalo aktivno. Med slednjim je sončni sij nekoliko svetlejši zaradi bakel in kosmičev, ki se nahajajo okoli temnih področij.

Študij

Opazovanje sončnih peg poteka že dolgo, njegove korenine segajo v dobo pr. Torej, Teofrast Akvinski že v 4. stoletju pr. e. v svojih delih omenil njihov obstoj. Prva skica zatemnitve na površini glavne zvezde je bila odkrita leta 1128 in pripada Johnu Worcesterju. Poleg tega so v starodavnih ruskih delih XIV stoletja omenjene črne sončne lise. Znanost jih je hitro začela preučevati v 17. stoletju. Večina znanstvenikov tistega obdobja se je držala različice, da so sončne pege planeti, ki se gibljejo okoli sončne osi. Toda po Galilejevem izumu teleskopa je bil ta mit razblinjen. Bil je prvi, ki je odkril, da so pege sestavni del same solarne strukture. Ta dogodek je sprožil močan val raziskav in opazovanj, ki se od takrat niso ustavili. Sodobna študija je neverjetna po svojem obsegu. Za 400 let je napredek na tem področju postal otipljiv, zdaj pa belgijski kraljevi observatorij šteje število sončnih peg, vendar razkritje vseh vidikov tega kozmičnega pojava še vedno poteka.

Videz

Tudi v šoli otrokom govorijo o obstoju magnetnega polja, vendar se običajno omenja le poloidna komponenta. Toda teorija sončnih peg vključuje tudi preučevanje toroidnega elementa, seveda že govorimo o magnetnem polju Sonca. V bližini Zemlje ga ni mogoče izračunati, saj se ne pojavi na površini. Druga situacija je z nebesnim telesom. Pod določenimi pogoji magnetna cev izplava skozi fotosfero. Kot ste uganili, ta izmet povzroči nastanek sončnih peg na površini. Najpogosteje se to dogaja množično, zato so najpogostejši skupinski skupki peg.

Lastnosti

V povprečju doseže 6000 K, pri pegah pa približno 4000 K. Vendar to ne preprečuje, da še vedno proizvajajo močno količino svetlobe. sončne pege in aktivne regije, to je skupine sončnih peg, imajo različne življenjske dobe. Prvi živijo od nekaj dni do nekaj tednov. Toda slednji so veliko bolj vztrajni in lahko ostanejo v fotosferi več mesecev. Kar se tiče strukture vsakega posameznega mesta, se zdi zapleteno. Njegov osrednji del se imenuje senca, ki navzven izgleda monofonično. Po drugi strani pa je obdan s penumbra, ki se odlikuje po svoji spremenljivosti. Zaradi stika hladne in magnetne plazme so na njej opazna nihanja snovi. Velikosti sončnih peg, pa tudi njihovo število v skupinah, so lahko zelo raznolike.

Cikli sončne aktivnosti

Vsi vedo, da se raven nenehno spreminja. Ta določba je privedla do nastanka koncepta 11-letnega cikla. Sončne pege, njihov videz in število so zelo tesno povezani s tem pojavom. Vendar pa je to vprašanje še vedno sporno, saj lahko en cikel traja od 9 do 14 let, stopnja aktivnosti pa se iz stoletja v stoletje neusmiljeno spreminja. Tako lahko pride do obdobij zatišja, ko madežev praktično ni več kot eno leto. Lahko pa se zgodi tudi nasprotno, ko se njihovo število šteje za nenormalno. Prej se je odštevanje začetka cikla začelo od trenutka najmanjše sončne aktivnosti. Toda s prihodom izboljšanih tehnologij se izračun izvede od trenutka, ko se spremeni polarnost točk. Podatki o preteklih sončnih aktivnostih so na voljo za študij, vendar jih verjetno ne bo največ zvest pomočnik pri napovedovanju prihodnosti, saj je narava Sonca zelo nepredvidljiva.

Vpliv na planet

Nobena skrivnost ni, da je Sonce tesno povezano z našim vsakdanjim življenjem. Zemlja je nenehno izpostavljena napadom različnih dražilnih snovi od zunaj. Pred njihovimi uničujočimi učinki planet ščitita magnetosfera in atmosfera. Toda na žalost se mu ne morejo povsem upreti. Tako so lahko onesposobljeni sateliti, motene so radijske komunikacije, astronavti pa so izpostavljeni povečani nevarnosti. Poleg tega sevanje vpliva na podnebne spremembe in celo na videz človeka. Obstaja tak pojav, kot so sončne pege na telesu, ki se pojavijo pod vplivom ultravijoličnega sevanja.

To vprašanje še ni dovolj raziskano, prav tako vpliv sončnih peg na vsakdanje življenje ljudi. Drug pojav, ki je odvisen od magnetnih motenj, lahko imenujemo Magnetne nevihte so postale ena najbolj znanih posledic sončne aktivnosti. Predstavljajo drugo zunanje polje okoli Zemlje, ki je vzporedno s konstanto. Sodobni znanstveniki celo povezujejo povečano umrljivost, pa tudi poslabšanje bolezni srčno-žilnega sistema s pojavom prav tega magnetnega polja. In med ljudmi se je postopoma celo začelo spreminjati v vraževerje.

Zgodovina študija

Prva poročila o sončnih pegah segajo v leto 800 pr. e. na Kitajskem .

Skice lis iz kronike Janeza iz Worcestra

Pege so bile prvič narisane leta 1128 v kroniki Johna iz Worcestra.

Prva znana omemba sončnih peg v stari ruski literaturi je v Nikonovi kroniki, v zapisih iz druge polovice 14. stoletja:

na nebu je bilo znamenje, sonce je bilo kakor kri in po njej so kraji črni

bodi znak na soncu, mesta so črna na soncu, kot žeblji, in tema je bila velika

Prve študije so se osredotočale na naravo madežev in njihovo obnašanje. Kljub dejstvu, da je fizična narava peg ostala nejasna do 20. stoletja, so se opazovanja nadaljevala. V 19. stoletju je obstajala že dovolj dolga serija opazovanj sončnih peg, da smo opazili občasne spremembe v aktivnosti Sonca. Leta 1845 sta D. Henry in S. Alexander (eng. S Aleksander ) z Univerze Princeton je izvajal opazovanja Sonca s posebnim termometrom (en:thermopile) in ugotovil, da je intenzivnost sevanja peg v primerjavi z okoliškimi območji Sonca nižja.

Nastanek

Nastanek sončne pege: magnetne črte predrejo površino Sonca

Pike se pojavijo kot posledica motenj posamezne odseke magnetno polje sonca. Na začetku tega procesa se cevi magnetnega polja "prebijejo" skozi fotosfero v območje korone, močno polje pa zavira konvektivno gibanje plazme v granulah in preprečuje prenos energije iz notranjih območij navzven v teh zrncih. mesta. Najprej se na tem mestu pojavi bakla, malo kasneje in na zahodu - majhna točka, imenovana čas je, velik nekaj tisoč kilometrov. V nekaj urah se poveča vrednost magnetne indukcije (pri začetnih vrednostih 0,1 Tesla), povečata se velikost in število por. Med seboj se spajajo in tvorijo eno ali več peg. V obdobju največje aktivnosti pik lahko magnituda magnetne indukcije doseže 0,4 Tesla.

Življenjska doba madežev doseže več mesecev, tj. posamezne skupine Sončeve pege lahko opazimo v nekaj vrtljajih Sonca. Prav to dejstvo (premikanje opazovanih peg vzdolž Sončevega diska) je služilo kot osnova za dokaz rotacije Sonca in je omogočilo izvedbo prvih meritev obdobja vrtenja Sonca okoli svoje osi.

Pege se običajno oblikujejo v skupinah, včasih pa obstaja ena sama pega, ki živi le nekaj dni, ali bipolarna skupina: dve pegi različnih magnetnih polaritet, povezani z magnetnimi silnicami. Zahodna točka v takšni bipolarni skupini se imenuje "vodilna", "glava" ali "P-točka" (iz angleščine. predhodni), vzhodni - "suženj", "rep" ali "F-točka" (iz angleščine. naslednje).

Le polovica pik živi več kot dva dni, le desetina pa več kot 11 dni.

Na začetku 11-letnega cikla sončne aktivnosti se sončne pege pojavijo na visokih heliografskih zemljepisnih širinah (reda ±25-30°), z napredovanjem cikla pa se pege selijo proti sončnemu ekvatorju in dosežejo zemljepisne širine ±5°. -10° na koncu cikla. Ta vzorec se imenuje "Spörerjev zakon".

Skupine sončnih peg so usmerjene približno vzporedno s sončnim ekvatorjem, vendar obstaja nekaj naklona osi skupine glede na ekvator, ki se nagiba k povečanju za skupine, ki se nahajajo dlje od ekvatorja (tako imenovani "Joyev zakon").

Lastnosti

Povprečna temperatura Sončeve površine je okoli 6000 K (efektivna temperatura je 5770 K, temperatura sevanja je 6050 K). Osrednje, najtemnejše območje peg ima temperaturo le okoli 4000 K, zunanja področja peg, ki mejijo na normalno površino, pa so od 5000 do 5500 K. Kljub temu, da je temperatura peg nižja, njihova snov še vedno oddaja svetlobo, čeprav v manjši meri kot preostala površina. Ravno zaradi te temperaturne razlike se ob opazovanju zdi, da so lise temne, skoraj črne, čeprav v resnici tudi svetijo, vendar se njihov sijaj izgubi na ozadju svetlejšega sončnega diska.

Osrednji temni del pege se imenuje senca. Običajno je njegov premer približno 0,4 premera pege. V senci sta jakost in temperatura magnetnega polja dokaj enakomerna, intenzivnost sijaja v vidni svetlobi pa je 5-15 % fotosferske vrednosti. Senca je obdana s polsenco, sestavljeno iz svetlih in temnih radialnih vlaken z intenzivnostjo sijaja od 60 do 95% fotosferske.

Površina Sonca na območju, kjer se pega nahaja, se nahaja približno 500-700 km nižje od površine okoliške fotosfere. Ta pojav se imenuje Wilsonova depresija.

Sončeve pege so območja največje aktivnosti na Soncu. Če je pik veliko, obstaja velika verjetnost, da se bodo magnetne črte ponovno povezale – črte, ki potekajo znotraj ene skupine pik, se ponovno združijo s črtami iz druge skupine pik, ki imajo nasprotno polariteto. Vidni rezultat tega procesa je sončni izbruh. Izbruh sevanja, ki doseže Zemljo, povzroči močne motnje v njenem magnetnem polju, moti delovanje satelitov in celo prizadene predmete, ki se nahajajo na planetu. Zaradi motenj v zemeljskem magnetnem polju je verjetnost polarnega sija majhna geografske širine. Tudi zemeljska ionosfera je podvržena nihanju sončne aktivnosti, kar se kaže v spremembi širjenja kratkih radijskih valov.

Razvrstitev

Pege so razvrščene glede na življenjsko dobo, velikost, lokacijo.

Faze razvoja

Lokalna okrepitev magnetnega polja, kot je navedeno zgoraj, upočasni gibanje plazme v konvekcijskih celicah in s tem upočasni prenos toplote na površino Sonca. Hlajenje granul, ki jih ta proces prizadene (za približno 1000 °C), povzroči njihovo potemnitev in nastanek ene same pege. Nekateri od njih izginejo po nekaj dneh. Drugi se razvijejo v bipolarne skupine dveh točk z magnetnimi linijami nasprotne polarnosti. Iz njih se lahko oblikujejo skupine številnih peg, ki ob nadaljnjem povečevanju površine penumbra združujejo na stotine točk, ki dosegajo velikosti več sto tisoč kilometrov. Po tem se počasi (več tednov ali mesecev) zmanjša aktivnost madežev in njihova velikost se zmanjša na majhne dvojne ali posamezne pike.

Največje skupine sončnih peg imajo vedno povezano skupino na drugi polobli (severni ali južni). Magnetne črte v takih primerih izhajajo iz lis na eni polobli in vstopajo v lise na drugi.

Velikosti skupin točk

Velikost skupine peg je običajno označena z njenim geometričnim obsegom, pa tudi s številom peg, vključenih v to skupino, in njihovo skupno površino.

V skupini je lahko od ene do sto in pol ali več mest. Območja skupine, ki jih priročno merimo v milijoninkah površine sončne poloble (m.s.p.), se razlikujejo od več m.s.p. do nekaj tisoč m.s.p.

Največjo površino v celotnem obdobju neprekinjenega opazovanja skupin sončnih peg (od 1874 do 2012) je imela skupina št. 1488603 (po katalogu Greenwich), ki se je na sončnem disku pojavila 30. marca 1947, na maksimumu 18. 11-letni cikel sončne aktivnosti. Do 8. aprila je njegova skupna površina dosegla 6132 m.s.p. (1,87 10 10 km², kar je več kot 36-kratna površina sveta). V fazi največjega razvoja je to skupino sestavljalo več kot 170 posameznih sončnih peg.

cikličnost

Sončev cikel je povezan s pogostostjo sončnih peg, njihovo aktivnostjo in življenjsko dobo. En cikel zajema približno 11 let. V obdobjih minimalne aktivnosti je sončnih peg zelo malo ali pa jih sploh ni, v obdobjih največje pa jih je lahko več sto. Na koncu vsakega cikla se polarnost sončnega magnetnega polja obrne, zato je pravilneje govoriti o 22-letnem sončnem ciklu.

Trajanje cikla

Čeprav povprečni cikel sončne aktivnosti traja približno 11 let, obstajajo cikli, dolgi od 9 do 14 let. Skozi stoletja se spreminjajo tudi povprečja. Tako je bila v 20. stoletju povprečna dolžina cikla 10,2 leta.

Oblika cikla ni konstantna. Švicarski astronom Max Waldmeier je trdil, da se prehod od minimalne do največje sončne aktivnosti zgodi hitreje, čim večje je največje število sončnih peg, zabeleženih v tem ciklu (tako imenovano "Waldmeierjevo pravilo").

Začetek in konec cikla

V preteklosti je bil začetek cikla trenutek, ko je bila sončna aktivnost najmanjša. Zahvale gredo sodobne metode meritev je postalo mogoče določiti spremembo polarnosti sončnega magnetnega polja, zato se zdaj za začetek cikla vzame trenutek spremembe polarnosti peg.

Oštevilčenje ciklov je predlagal R. Wolf. Prvi cikel se je po tem oštevilčenju začel leta 1749. Leta 2009 se je začel 24. sončev cikel.

• Podatki zadnje vrstice - napoved

Občasno se spreminja največje število sončnih peg z značilnim obdobjem približno 100 let ("sekularni cikel"). Zadnje najnižje vrednosti tega cikla so bile okoli 1800-1840 in 1890-1920. Obstaja domneva o obstoju ciklov še daljšega trajanja.

Poglej tudi

Opombe

Povezave

• Združena zbirka podatkov o magnetnih poljih sončnih peg - vključuje slike sončnih peg iz obdobja 1957-1997
• Slike sončnih peg iz observatorija Locarno Monti - zajemajo obdobje 1981-2011
• Vesoljska fizika. Mala enciklopedija M.: Sovjetska enciklopedija, 1986

Animacije-sheme procesa nastanka sončnih peg

• kako nastanejo sončne pege? (Kako nastanejo sončne pege?)

sonce
Struktura	Jedro · Sevalno območje prenosa · konvektivno območje
Vzdušje	Fotosfera · kromosfera · sončna korona
Razširjeno struktura	Heliosfera (Heliosferski tokovni list · meja udarnega vala) · heliosferski plašč · heliopavza · lok udarni val
ki se nanaša na sonce pojavov	Sončev mrk · Sončna aktivnost ( sončne pege · sončni izbruhi · koronalni izbruhi mase) · Sončno sevanje (Različice sončnega sevanja) · koronalne luknje · Koronalne zanke · bakle · Granule · kosmiči · Prominence in vlakna · Spikule · Supergranulacija · sončen veter · Morton val
Sorodne teme	solarni sistem · sončni dinamo · Razvoj zvezd

Sončne pege

Sonce je edina izmed vseh zvezd, ki je ne vidimo kot lesketajočo se točko, temveč kot svetleč disk. Zahvaljujoč temu imajo astronomi možnost preučiti različne podrobnosti na njegovi površini.

Kaj je sončne pege?

Sončne pege so daleč od stabilnih tvorb. Nastajajo, se razvijajo in izginjajo, namesto izginulih pa se pojavljajo nove. Občasno nastanejo velikanske lise. Tako so aprila 1947 na Soncu opazili kompleksno pego: njena površina je presegla površino globus 350-krat! Bilo je jasno vidno s prostim očesom.

Sončne pege

Tako velike sončne pege so opazili že v antiki. V Nikonovi kroniki iz leta 1365 je omenjeno, kako so naši predniki v Rusiji skozi dim gozdnih požarov na Soncu videli "temne lise, kot žeblje".

Sončne pege, ki se pojavijo na vzhodnem (levem) robu Sonca, se premikajo po njegovem disku od leve proti desni in izginejo za zahodnim (desnim) robom dnevne svetlobe, so odlična priložnost ne samo za preverjanje vrtenja Sonca okoli svoje osi , temveč tudi za določitev obdobja te rotacije (natančneje, določeno iz Dopplerjevega premika spektralnih črt). Meritve so pokazale: obdobje vrtenja Sonca na ekvatorju je 25,38 dni (glede na opazovalca na premikajoči se Zemlji - 27,3 dni), na srednjih zemljepisnih širinah - 27 dni in blizu polov približno 35 dni. Tako se Sonce na ekvatorju vrti hitreje kot na polih. Zonsko vrtenje svetila pričajo o njegovem plinastem stanju. Osrednji del velike pike v teleskopu je videti popolnoma črn. Toda lise so temne samo zato, ker jih opazujemo na ozadju svetle fotosfere. Če bi pego lahko obravnavali ločeno, bi videli, da sveti močneje kot električni oblok, saj je njena temperatura približno 4500 K, to je 1500 K manj od temperature fotosfere. Srednje velika sončna pega na nočnem nebu bi bila videti tako svetla kot luna ob polni luni. Le lise ne oddajajo rumene, ampak rdečkasto svetlobo.

Običajno je temno jedro velike pike obdano s sivo penumbro, sestavljeno iz svetlih radialnih vlaken, ki se nahajajo na temnem ozadju. Vsa ta struktura je jasno vidna tudi v majhnem teleskopu.

lise na soncu

Leta 1774 je škotski astronom Alexander Wilson (1714-1786), ko je opazoval lise na robu sončnega diska, ugotovil, da so velike pege vdolbine v fotosferi. Nadaljnji izračuni so pokazali, da leži "dno" sončne pege pod nivojem fotosfere v povprečju 700 km. Z eno besedo, pege so velikanski lijaki v fotosferi.

Okoli pik v vodikovih žarkih je jasno vidna vrtinčna struktura kromosfere. Ta vrtinčna struktura kaže na obstoj silovitega gibanja plina okoli točke. Enak vzorec ustvarijo železni opilki, posuti na list kartona, če podnje položimo magnet. Zaradi te podobnosti je ameriški astronom George Hale (1868-1938) posumil, da so sončne pege ogromni magneti.

Hale je vedel, da se spektralne črte razcepijo, ko se oddajajoči plin postavi v magnetno polje (t.i. Zeemanovo cepitev). In ko je astronom primerjal velikost razcepa, opaženega v spektru sončnih peg, z rezultati laboratorijskih poskusov z plina v magnetnem polju je odkril, da so magnetna polja peg tisočkrat večja od indukcije zemeljskega magnetnega polja. Jakost magnetnega polja na površini Zemlje je približno 0,5 oersteda. In v sončnih pegah je vedno več kot 1500 oerstedov - včasih doseže 5000 oerstedov!

Odkritje magnetne narave sončnih peg je eno najpomembnejših odkritij v astrofiziki na začetku 20. stoletja. Prvič je bilo ugotovljeno, da ima magnetne lastnosti ne samo naša Zemlja, ampak tudi druga nebesna telesa. Sonce je v tem pogledu stopilo v ospredje. Samo naš planet ima stalno dipolno magnetno polje z dvema poloma, Sončevo magnetno polje pa ima zapleteno strukturo, poleg tega pa se "obrne", torej spremeni predznak oziroma polarnost. In čeprav so sončne pege zelo močni magneti, skupno magnetno polje Sonca le redko preseže 1 oersted, kar je nekajkrat več od povprečnega polja Zemlje.

Močno magnetno polje v bipolarni skupini sončnih peg

Prav močno magnetno polje peg je razlog za njihovo nizko temperaturo. Navsezadnje polje ustvari izolacijsko plast pod pego in zaradi tega močno upočasni proces konvekcije - zmanjša dotok energije iz globin zvezde.

Velike lise se raje pojavljajo v parih. Vsak tak par se nahaja skoraj vzporedno s sončnim ekvatorjem. Vodilno ali glavno mesto se običajno premika nekoliko hitreje kot zadnje (repno) mesto. Zato se v prvih nekaj dneh lise odmaknejo druga od druge. Hkrati se poveča velikost madežev.

Pogosto se med dvema glavnima točkama pojavi "verižica" majhnih madežev. Ko se to zgodi, lahko repna pega hitro propade in izgine. Ostane le vodilna pega, ki se počasneje zmanjšuje in živi v povprečju 4-krat dlje od svojega spremljevalca. Podoben proces razvoja je značilen za skoraj vsako večjo skupino sončnih peg. Večina madežev živi le nekaj dni (tudi nekaj ur!), medtem ko druge trajajo več mesecev.

Pege, katerih premer doseže 40-50 tisoč km, je mogoče videti skozi svetlobni filter (gosto dimljeno steklo) s prostim očesom.

Kaj so sončni izbruhi?

1. septembra 1859 sta dva angleška astronoma, Richard Carrington in S. Hodgson, neodvisno opazovala Sonce v beli svetlobi, videla, da je med eno skupino sončnih peg nenadoma bliskalo nekaj podobnega streli. To je bilo prvo opazovanje novega, še neznanega pojava na Soncu; kasneje so ga poimenovali sončni izbruh.

Kaj je sončni izbruh? Skratka, to je najmočnejša eksplozija na Soncu, zaradi katere se hitro sprosti ogromna količina energije, nakopičene v omejenem volumnu sončne atmosfere.

Najpogosteje se bliskavice pojavijo v nevtralnih območjih, ki se nahajajo med velikimi točkami nasprotne polarnosti. Običajno se razvoj izbruha začne z nenadnim povečanjem svetlosti območja izbruha - območja svetlejše in s tem bolj vroče fotosfere. Nato pride do katastrofalne eksplozije, med katero se sončna plazma segreje na 40-100 milijonov K. To se kaže v večkratnem ojačanju kratkovalovnega sevanja Sonca (ultravijoličnega in rentgenskega), pa tudi v povečanju v "radijskem glasu" dnevne svetlobe in v sproščanju pospešenih sončnih korpuskul (delcev) . In v nekaterih najmočnejših izbruhih nastajajo celo sončni kozmični žarki, katerih protoni dosegajo hitrost, ki je enaka polovici svetlobne hitrosti. Takšni delci imajo smrtonosno energijo. Skoraj neovirano lahko prodrejo vesoljska ladja in uničijo celice živega organizma. Zato lahko sončni kozmični žarki predstavljajo resno nevarnost za posadko, ki jo med letom zajame nenaden blisk.

Tako sončni izbruhi oddajajo sevanje v obliki elektromagnetnega valovanja in v obliki delcev snovi. Ojačanje elektromagnetnega sevanja poteka v širokem razponu valovnih dolžin - od trdih rentgenskih žarkov in gama žarkov do kilometrskih radijskih valov. V tem primeru skupni tok vidnega sevanja vedno ostane konstanten z natančnostjo v delčkih odstotka. Šibki izbruhi na Soncu se skoraj vedno pojavijo, veliki pa enkrat na nekaj mesecev. Toda v letih največje sončne aktivnosti se veliki sončni izbruhi pojavijo večkrat na mesec. Običajno majhen blisk traja 5-10 minut; najmočnejši - nekaj ur. V tem času se plazemski oblak z maso do 10 milijard ton izstreli v skorajsončni prostor in sprosti se energija, ki je enakovredna eksploziji več deset ali celo sto milijonov vodikovih bomb! Vendar pa moč niti največjih izbruhov ne presega stotink odstotka moči celotnega sončnega sevanja. Zato med bliskom ni opaznega povečanja svetilnosti naše dnevne svetlobe.

Med poletom prve posadke na ameriški orbitalni postaji Skylab (maj-junij 1973) jim je uspelo fotografirati blisk v svetlobi železove pare pri temperaturi 17 milijonov K, ki naj bi bila bolj vroča kot v središču sončni fuzijski reaktor. V zadnjih letih so bili zabeleženi impulzi sevanja gama iz več izbruhov.

Takšni impulzi verjetno dolgujejo svoj izvor izničenje pari elektron-pozitron. Znano je, da je pozitron antidelec elektrona. Ima enako maso kot elektron, vendar ima nasprotni električni naboj. Ko elektron in pozitron trčita, kar se lahko zgodi pri sončnih izbruhih, se takoj izničita in spremenita v dva fotona žarkov gama.

Kot vsako segreto telo tudi Sonce nenehno oddaja radijske valove. Toplotna radijsko oddajanje tihega sonca, kadar na njem ni madežev in utrinkov, nenehno prihaja iz kromosfere tako na milimetrskih kot centimetrskih valovih ter iz korone na metrskih valovih. Toda takoj, ko se pojavijo velike lise, se pojavi blisk, močan radio poči... In takrat se radijska emisija Sonca nenadoma poveča za tisoče ali celo milijonkrat!

Fizični procesi, ki vodijo do nastanka sončnih izbruhov, so zelo zapleteni in še vedno slabo razumljeni. Vendar že samo dejstvo, da se sončni izbruhi pojavljajo skoraj izključno v velikih skupinah sončnih peg, priča o povezavi izbruhov z močnimi magnetnimi polji na Soncu. In blisk očitno ni nič drugega kot velikanska eksplozija, ki jo povzroči nenadno stiskanje sončne plazme pod pritiskom močnega magnetnega polja. Energija magnetnih polj, ki se nekako sprosti, povzroči sončni izbruh.

Sevanje sončnih izbruhov pogosto doseže naš planet in močno vpliva na zgornje plasti zemeljske atmosfere (ionosfero). Povzročijo tudi nastanek magnetnih neviht in polarnega sija, a to je zgodba, ki je pred nami.

Ritmi sonca

Leta 1826 je nemški amaterski astronom, lekarnar Heinrich Schwabe (1789-1875) iz Dessaua začel sistematično opazovati in skicirati sončne pege. Ne, sploh ni nameraval študirati Sonca - zanimalo ga je nekaj povsem drugega. Takrat so mislili, da se med Soncem in Merkurjem premika neznan planet. In ker ga ni bilo mogoče videti blizu svetle zvezde, se je Schwabe odločil opazovati vse, kar je bilo vidno na sončnem disku. Konec koncev, če tak planet res obstaja, potem bo prej ali slej zagotovo šel skozi disk Sonca v obliki majhnega črnega kroga ali pike. In tukaj bo končno "ujeta"!

Vendar pa je Schwabe po lastnih besedah ​​"šel iskat očetove osle in našel kraljestvo." Leta 1851 je Kozmos Aleksandra Humboldta (1769-1859) objavil rezultate Schwabejevih opazovanj, iz katerih je sledilo, da je število sončnih peg v 10-letnem obdobju dokaj enakomerno naraščalo in manjšalo. Ta periodičnost v spremembi števila sončnih peg, kasneje imenovana 11 letni cikel sončne aktivnosti, leta 1843 ga je odkril Heinrich Schwabe. Kasnejša opazovanja so to odkritje potrdila, švicarski astronom Rudolf Wolf (1816-1893) pa je pojasnil, da se maksimumi števila sončnih peg v povprečju ponovijo po 11,1 leta.

Torej se število točk spreminja iz dneva v dan in iz leta v leto. Da bi na podlagi števila sončnih peg presodil stopnjo sončne aktivnosti, je Wolf leta 1848 uvedel koncept relativnega števila sončnih peg ali t.i. Volčja števila.Če z g označimo število skupin peg in s f skupno število peg, potem Wolfovo število - W - izrazimo s formulo:

To število, ki določa mero sončne aktivnosti pri oblikovanju peg, upošteva tako število skupin sončnih peg kot tudi število samih sončnih peg, opaženih na kateri koli dan. Poleg tega je vsaka skupina enačena z desetimi enotami in vsako mesto je vzeto kot enota. Skupni rezultat za dan - relativno Wolfovo število - je vsota teh števil. Recimo, da na Soncu opazimo 23 peg, ki tvorijo tri skupine. Potem bo Wolfovo število v našem primeru: W = 10 3 + 23 = 53. V obdobjih najmanjše sončne aktivnosti, ko na Soncu ni niti ene pege, se spremeni v nič. Če na Soncu opazimo eno sončno pego, bo Wolfovo število enako 11, v dneh največje sončne aktivnosti pa je včasih več kot 200.

Krivulja povprečnega mesečnega števila sončnih peg jasno prikazuje naravo spremembe sončne aktivnosti. Takšni podatki so na voljo od leta 1749 do danes. Povprečje v 200 letih je določilo obdobje menjave sončnih peg na 11,2 leta. Res je, da se je v zadnjih 60 letih potek pegavosti naše dnevne zvezde nekoliko pospešil in to obdobje se je zmanjšalo na 10,5 let. Poleg tega se njegovo trajanje od cikla do cikla močno razlikuje. Zato ne smemo govoriti o periodičnosti sončne aktivnosti, temveč o cikličnosti. Enajstletni cikel je najpomembnejša značilnost našega Sonca.

Po odkritju magnetnega polja sončnih peg leta 1908 je George Hale odkril in zakon menjave njihove polarnosti. Rekli smo že, da sta v razviti skupini dve veliki pegi - dva velika magneta. Imajo nasprotno polarnost. Tudi zaporedje polaritet na severni in južni polobli Sonca je vedno nasprotno. Če ima na severni polobli vodilna (glavna) pega na primer severno polarnost, zadnja (repna) pega pa južno polarnost, potem bo na južni polobli dnevne svetlobe slika nasprotna: vodilna pega je z južno polarnost, zadnja pega pa je s severno polarnostjo. Najbolj presenetljivo pa je, da se v naslednjem 11-letnem ciklu polarnosti vseh peg v skupinah na obeh poloblah Sonca spremenijo v nasprotne in se z nastopom novega cikla vrnejo v prvotno stanje. torej sončev magnetni cikel je star približno 22 let. Zato mnogi solarni astronomi menijo, da je glavni 22-letni cikel sončne aktivnosti povezan s spremembo polarnosti magnetnega polja v sončnih pegah.

Že dolgo je ugotovljeno, da se s spreminjanjem števila peg na Soncu spreminjajo območja bakel in moč sončnih izbruhov. Ti in drugi pojavi, ki se pojavljajo V atmosfera Sonca, ki se zdaj imenuje sončna aktivnost. Njegovi najbolj dostopni elementi za opazovanje so velike skupine sončne pege.

Zdaj je čas, da odgovorimo na morda najbolj zanimivo vprašanje: "Od kod izvira sončna aktivnost in kako razložiti njene značilnosti?"

Ker je odločilni dejavnik Sončeve aktivnosti magnetno polje, lahko nastanek in razvoj bipolarne skupine peg – aktivnega področja na Soncu – predstavljamo kot rezultat postopnega vzpenjanja v Sončevo atmosfero ogromnega magnetnega snopa oz. cev, ki izhaja iz enega mesta in v obliki loka vstopa v drugo mesto. Na mestu, kjer cev zapusti fotosfero, je točka z eno polarnostjo magnetnega polja in kjer vstopi v fotosfero nazaj - z nasprotno polarnostjo. Čez nekaj časa se ta magnetna cev sesede, ostanki magnetne vrvi pa se potopijo nazaj pod fotosfero in aktivno območje na Soncu izgine. V tem primeru gre del silnic magnetnega polja v kromosfero in sončno korono. Tu magnetno polje tako rekoč ureja premikajočo se plazmo, zaradi česar se sončna snov premika vzdolž linij magnetnega polja. To daje kroni sijoč videz. Dejstvo, da so aktivna področja na Soncu določena z magnetnimi silovodkami, med znanstveniki ni več dvomljivo. Magnetohidrodinamični učinki pojasnjujejo tudi obračanje polarnosti polja v bipolarnih skupinah sončnih peg. Toda to so le prvi koraki k izgradnji znanstveno utemeljene teorije, ki lahko pojasni vse opažene značilnosti dejavnosti velikega svetila.

Povprečno letno število volkov od 1947 do 2001

fotosfera sonca

Razlaga pojava bipolarnih magnetnih območij na Soncu. Ogromna magnetna cev izstopa iz konvektivne cone v sončevo atmosfero

Torej, na Soncu večni boj med tlačnimi silami vročega plina in pošastno gravitacijo. In zapletena magnetna polja ovirajo sevanje. V njihovih mrežah nastanejo madeži in se uničijo. Visokotemperaturna plazma vzleti ali zdrsne iz korone vzdolž magnetnih silnic. Kje drugje najdeš kaj takega?! Samo na drugih zvezdah, vendar so strašno daleč od nas! In le na Soncu lahko opazujemo ta večni boj naravnih sil, ki traja že 5 milijard let. In v njem bo zmagala samo gravitacija!

"Odmevi" sončnih izbruhov

23. februarja 1956 so bile označene postaje Sončeve službe na dnevna svetloba najmočnejša bliskavica. Eksplozija sile brez primere je vrgla velikanske oblake žareče plazme v skoraj sončni prostor - vsakega večkrat. več zemlje! In s hitrostjo več kot 1000 km / s so hiteli proti našemu planetu. Skozi vesoljna brezna so nas hitro dosegli prvi odmevi te katastrofe. Približno 8,5 minut po začetku izbruha je močno povečan tok ultravijoličnih in rentgenskih žarkov dosegel zgornje plasti zemeljske atmosfere – ionosfero, povečal njeno segrevanje in ionizacijo. To je privedlo do močnega poslabšanja in celo začasne prekinitve kratkovalovnih radijskih komunikacij, saj jih je namesto odboja od ionosfere, kot od zaslona, ​​začelo intenzivno absorbirati ...

Spreminjanje magnetne polarnosti sončnih peg

Včasih z zelo močnimi bliski radijske motnje trajajo več dni zapored, dokler se nemirna svetilka "vrne v normalno stanje". Odvisnost je tukaj tako jasno razvidna, da je mogoče na podlagi frekvence takšnih motenj oceniti stopnjo sončne aktivnosti. Toda glavne motnje, ki jih na Zemlji povzroča izbruh zvezde, so pred nami.

Po kratkovalovnem sevanju (ultravijoličnem in rentgenskem) našega planeta doseže tok sončnih kozmičnih žarkov visoke energije. Res je, magnetna lupina Zemlje nas precej zanesljivo ščiti pred temi smrtonosnimi žarki. Toda za astronavte, ki delajo v odprtem vesolju, predstavljajo zelo resno nevarnost: izpostavljenost lahko zlahka preseže dovoljeno dozo. Zato približno 40 svetovnih observatorijev nenehno sodeluje v patruljni službi Sonca - izvajajo stalna opazovanja izbruha dnevne zvezde.

Nadaljnji razvoj geofizikalnih pojavov na Zemlji lahko pričakujemo dan ali dva po izbruhu. Ravno ta čas – 30-50 ur – je potreben, da oblaki plazme dosežejo zemeljsko »bližino«. Navsezadnje je sončni izbruh nekaj podobnega vesoljski puški, ki strelja v medplanetarni prostor s korpuskulami - delci sončne snovi: elektroni, protoni (jedra atomov vodika), delci alfa (jedra atomov helija). Masa krvnih celic, ki so izbruhnile zaradi izbruha februarja 1956, je znašala milijarde ton!

Takoj, ko so oblaki sončnih delcev trčili v Zemljo, so igle kompasa poskočile in nočno nebo nad planetom je bilo okrašeno z raznobarvnimi bliski aurore. Med bolniki so vse pogostejši infarkti, povečalo se je število prometnih nesreč.

Vrste vplivov sončnega izbruha na Zemljo

Kaj je tam magnetne nevihte, aurore ... Dobesedno vsa zemeljska obla se je stresla pod pritiskom velikanskih korpuskularnih oblakov: potresi so se zgodili v številnih potresnih območjih 2 . In kot piko na i se je trajanje dneva nenadoma spremenilo za kar 10 ... mikrosekund!

Vesoljske raziskave so pokazale, da je zemeljska obla obdana z magnetosfero, to je magnetno lupino; znotraj magnetosfere prevladuje jakost zemeljskega magnetnega polja nad jakostjo medplanetarnega polja. In da bi izbruh lahko vplival na Zemljino magnetosfero in Zemljo samo, se mora zgoditi v času, ko se aktivno območje na Soncu nahaja blizu središča sončnega diska, to je, da je usmerjeno proti našemu planet. V nasprotnem primeru bodo vsa izbruhna sevanja (elektromagnetna in korpuskularna) hitela vstran.

Plazma, ki drvi s površine Sonca v vesolje, ima določeno gostoto in je sposobna izvajati pritisk na vse ovire, ki se pojavijo na njeni poti. Tako pomembna ovira je zemeljsko magnetno polje – njena magnetosfera. Preprečuje pretok sončne snovi. Pride trenutek, ko sta oba pritiska v tem soočenju uravnotežena. Nato se meja zemeljske magnetosfere, stisnjena s tokom sončne plazme z dnevne strani, postavi na razdaljo približno 10 zemeljskih polmerov od površine našega planeta in plazma, ki se ne more premikati naravnost, začne teči okoli magnetosfere. V tem primeru delci sončne snovi raztegnejo svoje magnetne silnice in na nočni strani Zemlje (v nasprotni smeri od Sonca) se v bližini magnetosfere oblikuje dolg oblak (rep), ki sega čez orbita lune. Zemlja s svojo magnetno lupino je znotraj tega korpuskularnega toka. In če običajni sončni veter, ki nenehno teče okoli magnetosfere, lahko primerjamo z lahkim vetričem, potem hiter tok telesc, ki jih ustvarja močan sončni izbruh kot grozen orkan. Ko takšen orkan zadene magnetno lupino zemeljske oble, se ta še močneje stisne s strani sončnice in magnetna nevihta.

Tako sončna aktivnost vpliva na zemeljski magnetizem. Z njegovo krepitvijo se povečujeta pogostost in intenziteta magnetnih neviht. Toda ta povezava je precej kompleksna in je sestavljena iz cele verige fizičnih interakcij. Glavna povezava v tem procesu je povečan pretok telesc, ki nastane med sončnimi izbruhi.

Del energetskih teles v polarnih širinah se iz magnetne pasti prebije v zemeljsko atmosfero. In potem, na višinah od 100 do 1000 km, hitri protoni in elektroni, ki trčijo v delce zraka, jih vzbudijo in zažarijo. Posledično obstaja Polarni sij.

Periodično "oživljanje" velike svetilke je naravni pojav. Tako so na primer po velikem sončnem izbruhu, opazovanem 6. marca 1989, korpuskularni tokovi vzbudili dobesedno celotno magnetosfero našega planeta. Posledično je na Zemlji izbruhnila močna magnetna nevihta. Spremljal ga je osupljivi polarni sij, ki je dosegel tropski pas na območju kalifornijskega polotoka! Tri dni kasneje se je zgodil nov močan izbruh in v noči s 13. na 14. marec so prebivalci južne obale Krima občudovali tudi očarljive bliske, ki so se raztegnili na zvezdnatem nebu nad skalnimi zobmi Ai-Petri. Bil je enkraten prizor, podoben siju požara, ki je takoj zajel pol neba.

Vsi tu omenjeni geofizikalni učinki – ionosferske in magnetne nevihte ter polarni sij – so sestavni del najkompleksnejšega znanstvenega problema, t.i. problem sonce-zemlja. Vendar pa vpliv sončne aktivnosti na Zemljo ni omejen na to. "Dih" dnevne svetlobe se nenehno kaže v spremembah vremena in podnebja.

Podnebje ni nič drugega kot dolgotrajni vremenski režim na določenem območju in ga določata njegov geografski položaj na zemeljski obli in narava atmosferskih procesov.

Leningrajski znanstveniki z Raziskovalnega inštituta za Arktiko in Antarktiko so uspeli ugotoviti, da v letih minimalne sončne aktivnosti prevladuje kroženje zraka po širini. V tem primeru je vreme na severni polobli razmeroma mirno. V letih maksimuma se, nasprotno, meridionalna cirkulacija okrepi, to je, da pride do intenzivne izmenjave zračnih mas med tropskimi in polarnimi regijami. Vreme postane nestabilno, obstajajo znatna odstopanja od dolgoročnih podnebnih norm.

Zahodna Evropa: Britansko otočje na območju močnega ciklona. Posnetek iz vesolja

1 Vsi naj si zapomnijo, da v nobenem primeru ne smete gledati v Sonce, ne da bi zaščitili oči s temnimi filtri. Tako lahko takoj izgubite vid

2Znanstvenik murmanske podružnice Astronomskega in geodetskega društva Rusije (njen predsednik) Viktor Evgenijevič Trošenkov je proučeval vpliv sončne aktivnosti na tektoniko sveta. Ponovljena analiza seizmične aktivnosti našega planeta za 230 let (1750-1980), ki jo je izvedel na svetovni ravni, je pokazala prisotnost linearne povezave med seizmičnostjo Zemlje (potresi) in sončnimi nevihtami.