nič Živo bitje ne raste brez sončne svetlobe. Vse bo ovenelo, še posebej rastline. Tudi naravni viri - premog, zemeljski plin, nafta - so neke vrste sončna energija ki je bil zadržan. To dokazuje ogljik, ki ga vsebujejo rastline. Po mnenju znanstvenikov bodo kakršne koli spremembe v proizvodnji energije iz Sonca neizogibno povzročile spremembo podnebja na Zemlji. Kaj vemo o teh spremembah? Kaj so sončne pege, izbruhi in kaj nam prinaša njihov videz?
Vir življenja
Zvezda, imenovana Sonce, je naš vir toplote in energije. Zahvaljujoč tej svetilki je življenje na Zemlji podprto. O Soncu vemo več kot o kateri koli drugi zvezdi. To je razumljivo, saj smo del sončnega sistema in smo od njega oddaljeni le 150 milijonov km.
Za znanstvenike so zelo zanimive sončne pege, ki se pojavljajo, razvijajo in izginjajo, namesto izginulih pa se pojavljajo nove. Včasih lahko nastanejo velikanske lise. Na primer, aprila 1947 je bilo na Soncu mogoče opaziti zapleteno sončno pego s površino, ki presega zemeljsko površje 350-krat! Lahko bi ga opazili s prostim očesom.
Študija procesov na osrednjem svetilku
Obstajajo veliki observatoriji, ki imajo na voljo posebne teleskope za preučevanje Sonca. Zahvaljujoč takšni opremi lahko astronomi ugotovijo, kakšni procesi potekajo na Soncu in kako vplivajo na življenje na zemlji. Poleg tega lahko znanstveniki s preučevanjem sončnih procesov izvedo več o drugih zvezdnih objektih.
Sončna energija v površinski sloj pojavi kot svetloba. Astronomi beležijo precejšnjo razliko v sončni aktivnosti, kar dokazujejo sončne pege, ki se pojavijo na zvezdi. So manj svetla in hladnejša področja sončnega diska v primerjavi s celotno svetlostjo fotosfere.
sončne formacije
Velike lise so precej zapletene. Zanje je značilna penumbra, ki obdaja temno območje sence in ima premer, ki je več kot dvakrat večji od same sence. Če opazite sončne pege na robu diska našega svetila, potem obstaja vtis, da je to globoka posoda. Tako je videti, ker je plin v pegah bolj prozoren kot v okoliški atmosferi. Zato naš pogled prodre globlje. Temperatura sence 3(4) x 10 3 K.
Astronomi so ugotovili, da je osnova tipične sončne pege 1500 km pod površjem, ki jo obdaja. To odkritje so naredili znanstveniki z Univerze v Glasgowu leta 2009. Astronomsko skupino je vodil F. Watson.
Temperatura sončnih tvorb
Zanimivo je, da so sončne pege po velikosti lahko tako majhne, s premerom od 1000 do 2000 km, kot velikanske. Slednji so veliko večji od globus.
Sama pega je mesto, kjer najmočnejša magnetna polja vstopajo v fotosfero. Magnetna polja, ki zmanjšujejo pretok energije, prihajajo iz same notranjosti Sonca. Zato je na površini, kjer so sončne lise, temperatura približno 1500 K nižja kot na okoliški površini. Skladno s tem ti procesi naredijo ta mesta manj svetla.
Temne formacije na Soncu tvorijo skupine velikih in majhnih peg, ki lahko zasedejo impresivno površino na disku zvezde. Vendar je vzorec formacij nestabilen. Nenehno se spreminja, saj so tudi sončne pege nestabilne. Kot že omenjeno, se pojavijo, spremenijo velikost in razpadejo. Vendar pa je življenjska doba skupin temnih tvorb precej dolga. Lahko traja 2-3 sončne vrtljaje. Obdobje rotacije Sonca traja približno 27 dni.
Odkritja
Ko sonce zaide pod obzorje, lahko vidite pege na velika številka. Tako so kitajski astronomi preučevali sončno površino pred 2000 leti. V starih časih so verjeli, da so pege posledica procesov, ki se dogajajo na Zemlji. V 17. stoletju je to mnenje ovrgel Galileo Galilei. Zahvaljujoč uporabi teleskopa je uspel narediti veliko pomembnih odkritij:
- o pojavu in izginotju madežev;
- o spremembah velikosti in temnih tvorbah;
- oblika črnih pik na Soncu se spreminja, ko se približujejo meji vidnega diska;
- S proučevanjem gibanja temnih lis na sončnem disku je Galilei dokazal vrtenje Sonca.
Med vsemi majhnimi pikami običajno izstopata dve veliki, ki tvorita bipolarno skupino.
1. septembra 1859 sta dva angleška astronoma neodvisno drug od drugega opazovala Sonce v beli svetlobi. Bila sta R. Carrington in S. Hodgson. Videli so nekaj podobnega streli. Nenadoma je zabliskalo med eno skupino sončnih peg. Ta pojav so kasneje poimenovali sončni izbruh.
Eksplozije
Kakšne so značilnosti sončnih izbruhov in kako nastanejo? Na kratko: to je zelo močna eksplozija na glavnem svetilku. Zahvaljujoč njemu se hitro sprosti ogromna količina energije, ki se je nabrala v sončnem ozračju. Kot veste, je prostornina tega ozračja omejena. Večina izbruhov se pojavi na območjih, ki veljajo za nevtralna. Nahajajo se med velikimi bipolarnimi pegami.
Praviloma se sončni izbruhi začnejo razvijati z ostrim in nepričakovanim povečanjem svetlosti na mestu izbruha. To je območje svetlejše in bolj vroče fotosfere. Sledi eksplozija katastrofalnih razsežnosti. Med eksplozijo se plazma segreje od 40 do 100 milijonov K. Te manifestacije lahko opazimo pri večkratnem ojačanju ultravijoličnega in rentgenskega sevanja kratkih valov Sonca. Poleg tega naše svetilo oddaja močan zvok in vrže pospešene korpuskule.
Kakšni procesi se dogajajo in kaj se dogaja s Soncem med izbruhi?
Včasih pride do tako močnih izbruhov, ki ustvarjajo sončne kozmične žarke. Protoni kozmičnih žarkov dosežejo polovico hitrosti svetlobe. Ti delci so nosilci smrtonosne energije. Lahko zlahka prodrejo v telo vesoljska ladja in uničijo žive organizme na celični ravni. Zato sončna vesoljska plovila predstavljajo veliko nevarnost za posadko, ki jo je med letom prehitel nenaden blisk.
Sonce torej oddaja sevanje v obliki delcev in elektromagnetnih valov. Skupni tok sevanja (vidnega) ves čas ostaja konstanten. In natančno na delček odstotka. Vedno lahko opazimo šibke bliske. Veliki se zgodijo vsakih nekaj mesecev. V letih največje sončne aktivnosti večkrat na mesec opazimo velike izbruhe.
S proučevanjem dogajanja s Soncem med izbruhi so astronomi lahko izmerili trajanje teh procesov. Majhen blisk traja od 5 do 10 minut. Najmočnejši - do nekaj ur. Med izbruhom se v prostor okoli Sonca izvrže plazma z maso do 10 milijard ton. To sprosti energijo, ki je enakovredna desetinam do stotin milijonov vodikovih bomb! Toda moč tudi največjih izbruhov ne bo večja od stotink odstotka moči celotnega sončnega sevanja. Zato med izbruhom ni opaznega povečanja svetilnosti Sonca.
sončne transformacije
5800 K je približno enaka temperatura na površini sonca, v središču pa doseže 16 milijonov K. Na površini sonca opazimo mehurčke (zrnatost). Vidimo jih lahko samo s sončnim teleskopom. S procesom konvekcije v sončni atmosferi, nižje plasti toplotna energija se prenese na fotosfero in ji da penasto strukturo.
Različna ni samo temperatura na površini Sonca in v njegovem samem središču, temveč tudi gostota s pritiskom. Z globino se vsi kazalniki povečajo. Ker je temperatura v jedru zelo visoka, tam poteka reakcija: vodik se pretvori v helij, pri tem pa se sprosti ogromna količina toplote. Tako je Sonce zaščiteno pred stiskanjem lastne gravitacije.
Zanimivo je, da je naše svetilo ena sama tipična zvezda. Masa in velikost zvezde Sonce v premeru: 99,9% mase predmetov solarni sistem in 1,4 milijona km. Sonce ima tako kot zvezda 5 milijard let življenja. Postopoma se bo segreval in povečal. Teoretično bo prišel trenutek, ko bo porabljen ves vodik v osrednjem jedru. Sonce bo 3-krat večje od trenutne velikosti. Posledično se bo ohladil in spremenil v belo pritlikavko.
nastanek
Nastanek sončne pege: magnetne črte predrejo površino Sonca
Pike se pojavijo kot posledica motenj posamezne odseke magnetno polje sonce Na začetku tega procesa se žarek magnetnih linij "prebije" skozi fotosfero v območje korone in upočasni konvekcijsko gibanje plazme v granulacijskih celicah ter prepreči prenos energije iz notranjih območij navzven v teh. mesta. Najprej se na tem mestu pojavi bakla, malo kasneje in proti zahodu - majhna točka, imenovana čas je, velik nekaj tisoč kilometrov. V nekaj urah se poveča magnituda 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 peg doseže več mesecev, to pomeni, da lahko posamezne lise opazimo med več vrtljaji Sonca okoli sebe. 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 je ena pega, ki živi le nekaj dni, ali pa dve pegi z magnetnimi linijami, usmerjenimi od ene do druge.
Prva, ki se je pojavila v takšni dvojni skupini, se imenuje P-točka (angl. preceding), najstarejša je F-točka (angl. following).
Le polovica peg živi več kot dva dni, le desetina jih preživi 11-dnevni prag.
Skupine sončnih peg se vedno raztezajo vzporedno s sončnim ekvatorjem.
Lastnosti
Povprečna temperatura Sončeve površine je okoli 6000 C (efektivna temperatura je 5770 K, temperatura sevanja je 6050 K). Osrednji, najtemnejši predel peg ima temperaturo le okoli 4000 C, zunanji predeli peg, ki mejijo na normalno površino, pa so od 5000 do 5500 C. Kljub temu, da je temperatura peg nižja, je 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.
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 točk, ki imajo nasprotno polarnost. 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 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.
V letih, ko je sončnih peg malo, se velikost Sonca zmanjša za 0,1 %. Leta med 1645 in 1715 (Maunder Low) so znana po globalni ohladitvi in se imenujejo mala ledena doba.
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 zrnc, ki jih ta proces prizadene (za približno 1000 C), povzroči njihovo temnenje 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.
cikličnost
Rekonstrukcija sončne aktivnosti za 11.000 let
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
11 let je približno časovno obdobje. Čeprav v povprečju traja 11,04 leta, 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. Maunderjev minimum (skupaj z drugimi minimumi aktivnosti) naj bi povečal cikel na velikost sto let. Iz analiz izotopa Be 10 v grenlandskem ledu so dobili podatke, da je bilo v zadnjih 10.000 letih več kot 20 tako dolgih minimumov.
Dolžina 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.
Začetek in konec cikla
Prostorsko-časovna porazdelitev magnetnega polja po površini Sonca.
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.
Cikli so identificirani z serijska številka, začenši s prvim, ki ga je leta 1749 zabeležil Johann Rudolf Wolf. Trenutni cikel (april 2009) je številka 24.
| Podatki o zadnjih sončnih ciklih | |||
| številka cikla | Začnite leto in mesec | Leto in mesec maksimuma | Največje število mest |
| 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. stoletju in približno do leta 1970 je obstajala domneva, da obstaja periodičnost največjega števila sončnih peg. Ti 80-letni cikli (z najmanjšimi maksimumi sončnih peg v letih 1800-1840 in 1890-1920) so trenutno povezani s konvekcijskimi procesi. Druge hipoteze govorijo o obstoju še večjih, 400-letnih ciklov.
Literatura
- Vesoljska fizika. Mala enciklopedija, Moskva: Sovjetska enciklopedija, 1986
| 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 |
koronalne luknje · Koronalne zanke · koronalni izbruhi mase · Sončev mrk · sončne pege · sončna svetilka · Granule · Mourtonovi valovi · Poudarjenost · Sončno sevanje (Sončne variacije) · Spikule · Supergranulacija · sončen veter · sončni izbruh | |
| Sorodne teme | solarni sistem · sončni dinamo | |
| Spektralni razred: | ||
Fundacija Wikimedia. 2010.
Oglejte si, kaj so "sončne pege" v drugih slovarjih:
cm … Slovar sinonimov
Kot sonce na nebu, na istem soncu so se posušile, lise na soncu, lise na soncu .. Slovar ruskih sinonimov in izrazov, podobnih po pomenu. Spodaj. izd. N. Abramova, M .: Ruski slovarji, 1999. sonce, sonce, (najbližje nam) zvezda, parhelion, ... ... Slovar sinonimov
Ta izraz ima druge pomene, glej Sonce (pomeni). Sonce ... Wikipedia
bakle
Granule so majhni (približno 1000 km veliki) elementi, podobni celicam nepravilnih oblik, ki kot mreža pokrivajo celotno fotosfero Sonca, razen sončne pege. Te površinske lastnosti so vrh konvektivne celice, ki segajo globoko v Sonce. V središču teh celic se vroča snov dviga iz Sončevih notranjih plasti, nato se vodoravno širi po površini, se ohladi in potone na temne zunanje robove celice. Posamezna zrnca ne živijo prav dolgo, le približno 20 minut. Zaradi tega granulacijska mreža nenehno spreminja svoj videz. Ta sprememba je jasno vidna na filmu (470 kB MPEG), posnetem na švedskem vakuumskem sončnem teleskopu. Tokovi znotraj granul lahko dosežejo nadzvočne hitrosti nad 7 km na sekundo in proizvajajo zvočne "udarce", ki povzročijo nastanek valov na površini Sonca.
Supergranule
Supergranule imajo konvekcijsko naravo, podobno naravi navadnih granul, vendar imajo izrazito velike velikosti(približno 35.000 km). Za razliko od granul, ki so na fotosferi vidne z navadnim očesom, se supergranule najpogosteje razkrijejo z Dopplerjevim učinkom, po katerem se sevanje snovi, ki se giblje proti nam, premakne modro po osi valovne dolžine, sevanje snovi, ki se premika od nas, se premakne na rdečo stran. Supergranule pokrivajo tudi celotno površino Sonca in se nenehno razvijajo. Posamezne supergranule lahko živijo en ali dva dni in imajo Povprečna hitrost tokovi so približno 0,5 km na sekundo. Konvektivna plazma teče znotraj supergranul in potegne črte magnetnega polja do robov celice, kjer to polje tvori kromosfersko mrežo.
Dejstvo, da so na Soncu pege, ljudje vedo že zelo dolgo. V starodavnih ruskih in kitajskih kronikah, pa tudi v kronikah drugih ljudstev so se pogosto omenjala opazovanja sončnih peg. V ruskih kronikah je bilo ugotovljeno, da so bile lise vidne "Aki nohti". Zapisi so pomagali potrditi pozneje (leta 1841) vzpostavljen vzorec občasnega naraščanja števila sončnih peg. Da bi opazili tak predmet s preprostim očesom (seveda ob upoštevanju previdnostnih ukrepov - skozi gosto dimljeno steklo ali osvetljen negativ film), je potrebno, da je njegova velikost na Soncu vsaj 50 - 100 tisoč kilometrov, kar je desetkrat večji od polmera Zemlje.
Sonce je sestavljeno iz vročih plinov, ki se nenehno gibljejo in mešajo, zato na površini Sonca ni nič stalnega in nespremenljivega. Najbolj stabilne tvorbe so sončne pege. Toda njihov videz se iz dneva v dan spreminja in tudi oni se včasih pojavijo, nato izginejo. V trenutku nastanka je sončna pega običajno majhna, lahko izgine, lahko pa se tudi močno poveča.
Magnetna polja igrajo glavno vlogo pri večini pojavov, ki jih opazujemo na Soncu. Sončevo magnetno polje ima zelo kompleksno strukturo in se nenehno spreminja. Kombinirano delovanje kroženja sončne plazme v konvektivnem območju in diferencialne rotacije Sonca nenehno vzbuja proces ojačanja šibkih magnetnih polj in nastanek novih. Očitno je ta okoliščina razlog za pojav sončnih peg na Soncu. Pike se pojavijo in izginejo. Njihovo število in velikost sta različna. Toda približno vsakih 11 let število pik postane največje. Takrat naj bi bilo Sonce aktivno. V istem obdobju (~ 11 let) pride tudi do obrata polarnosti Sončevega magnetnega polja. Naravno je domnevati, da so ti pojavi med seboj povezani.
Razvoj aktivnega področja se začne s povečanjem magnetnega polja v fotosferi, kar vodi do pojava svetlejših območij - bakel (temperatura sončne fotosfere je v povprečju 6000 K, v območju bakel pa okoli 300 K). K višje). Nadaljnja krepitev magnetnega polja vodi do pojava madežev.
Na začetku 11-letnega cikla se pege začnejo pojavljati v majhnem številu na relativno visokih zemljepisnih širinah (35 - 40 stopinj), nato pa se območje nastajanja peg postopoma spusti proti ekvatorju, do zemljepisne širine plus 10 - minus 10 stopinj. , vendar na samem ekvatorju madežev praviloma ne more biti.
Galileo Galilei je bil eden prvih, ki je opazil, da pege ne opazimo povsod na Soncu, ampak predvsem na srednjih zemljepisnih širinah, znotraj tako imenovanih "kraljevskih con".
Najprej se običajno pojavijo posamezne lise, nato pa iz njih nastane cela skupina, v kateri se ločita dve veliki pegi - ena na zahodnem, druga na vzhodnem robu skupine. Na začetku našega stoletja je postalo jasno, da sta si polarnosti vzhodne in zahodne pege vedno nasprotni. Tvorijo tako rekoč dva pola enega magneta, zato se taka skupina imenuje bipolarna. Tipična sončna pega meri nekaj deset tisoč kilometrov.
Galileo, ki je risal lise, je okoli nekaterih označil sivo obrobo.
Dejansko je pega sestavljena iz osrednjega, temnejšega dela - sence in svetlejšega območja - polsence.
Na njegovem disku so sončne pege včasih vidne tudi s prostim očesom. Navidezna črnina teh formacij je posledica dejstva, da je njihova temperatura približno 1500 stopinj nižja od temperature okoliške fotosfere (in zato je neprekinjeno sevanje iz njih veliko manjše). Posamezna razvita pega je sestavljena iz temnega ovala - tako imenovane sence pege, ki jo obdaja svetlejša vlaknasta penumbra. Nerazvite majhne lise brez penumbre imenujemo pore. Pege in pore pogosto tvorijo kompleksne skupine.
Tipična skupina sončnih peg se na začetku pojavi kot ena ali več por v območju nemotene fotosfere. Večina teh skupin običajno izgine po 1-2 dneh. Toda nekateri dosledno rastejo in se razvijajo ter tvorijo precej zapletene strukture. Premer sončnih peg je lahko večji od premera Zemlje. Pogosto tvorijo skupine. Nastanejo v nekaj dneh in običajno izginejo v enem tednu. Nekatere velike lise pa lahko vztrajajo tudi do enega meseca. Velike skupine sončne pege so bolj aktivne kot majhne skupine ali posamezne sončne pege.
Sonce spremeni stanje zemeljske magnetosfere in atmosfere. Magnetna polja in tokovi delcev, ki prihajajo iz sončnih peg, dosežejo Zemljo in vplivajo predvsem na možgane, srce in ožilje ter cirkulacijski sistem osebe, na njeno fizično, živčno in psihično stanje. Visoka stopnja sončne aktivnosti, njene hitre spremembe vznemirjajo človeka in s tem kolektiv, razred, družbo, še posebej, če obstajajo skupni interesi in razumljiva in zaznana ideja.
Ko se Zemlja obrne proti Soncu z eno ali drugo poloblo, prejme energijo. Ta tok je mogoče predstaviti kot potujoči val: kjer pade svetloba - njegov greben, kjer je temno - napaka. Z drugimi besedami, energija prihaja in gre. O tem je govoril Mihail Lomonosov v svojem znamenitem naravnem pravu.
Teorija o valoviti naravi oskrbe Zemlje z energijo je spodbudila Aleksandra Čiževskega, utemeljitelja heliobiologije, da je pozoren na povezavo med povečano sončno aktivnostjo in zemeljskimi kataklizmami. Prvo opazovanje znanstvenika sega v junij 1915. Aurore so sijale na severu, opazovane tako v Rusiji kot v Severna Amerika, A " magnetne nevihte nenehno moteno gibanje telegramov." Ravno v tem obdobju znanstvenik opozarja na dejstvo, da povečana sončna aktivnost sovpada s prelivanjem krvi na Zemlji. Dejansko so se takoj po pojavu velikih madežev na Soncu sovražnosti okrepile na številnih frontah Prva svetovna vojna.
Zdaj astronomi pravijo, da naša zvezda postaja svetlejša in bolj vroča. To je posledica dejstva, da se je v zadnjih 90 letih aktivnost njegovega magnetnega polja več kot podvojila, pri čemer se je največje povečanje zgodilo v zadnjih 30 letih. V Chicagu je na letni konferenci Ameriškega astronomskega društva prišlo do opozorila znanstvenikov o težavah, ki grozijo človeštvu. Tako kot se računalniki po vsem planetu prilagajajo razmeram delovanja v letu 2000, bo naša zvezda vstopila v najbolj turbulentno fazo svojega 11-letnega cikličnega cikla, zdaj bodo znanstveniki lahko natančno napovedali sončne izbruhe, kar bo omogočilo pripravo vnaprej za morebitne okvare v delovanju radijskih in električnih omrežij. Zdaj je večina sončnih observatorijev potrdila "opozorilo za nevihto" za prihodnje leto, saj. vrhunec sončne aktivnosti opazimo vsakih 11 let, prejšnja nevihta pa je bila opažena leta 1989.
To lahko privede do dejstva, da bodo električni vodi na Zemlji propadli, spremenile se bodo orbite satelitov, ki zagotavljajo delovanje komunikacijskih sistemov, "neposrednih" letal in oceanskih ladij. Za sončne "nemire" so običajno značilni močni izbruhi in pojav številnih istih pik.
Alexander Chizhevsky nazaj v 20-ih. odkril, da sončna aktivnost vpliva na ekstremne zemeljske dogodke - epidemije, vojne, revolucije ... Zemlja se ne vrti le okoli Sonca - vse življenje na našem planetu utripa v ritmih sončne aktivnosti, - je ugotovil.
Francoski zgodovinar in sociolog Hippolyte Tarde je poezijo označil za slutnjo resnice. Leta 1919 je Čiževski napisal pesem, v kateri je predvidel svojo usodo. Posvečena je bila Galileu Galileiju:
In vstati znova in znova
sončne pege,
In trezni umi so zatemnjeni,
In prestol je padel in bili neizogibni
Lačna kuga in grozote kuge
In obraz življenja se je spremenil v grimaso:
Kompas je hitel, ljudje so se bunili,
In nad Zemljo in nad človeško maso
Sonce je delalo svojo zakonito potezo.
O ti, ki si videl sončne pege
S čudovito drznostjo,
Nisi vedel, kako mi bodo jasni
In tvoje žalosti so blizu, Galileo!
V letih 1915-1916 je Aleksander Čiževski po dogajanju na rusko-nemški fronti prišel do odkritja, ki je presenetilo njegove sodobnike. Povečanje sončne aktivnosti, zabeleženo s teleskopom, je časovno sovpadlo z zaostritvijo sovražnosti. Radoveden, je porabil statistična študija med sorodniki in prijatelji za morebitno povezavo nevropsihičnih in fizioloških reakcij s pojavom izbruhov in sončnih peg. Z matematično obdelavo prejetih tablic je prišel do osupljive ugotovitve: Sonce vpliva na naše celotno življenje veliko subtilneje in globlje, kot se je zdelo prej. V krvavi in blatni zmešnjavi konca stoletja vidimo jasno potrditev njegovih idej. In v posebnih službah različne države zdaj se celi oddelki ukvarjajo z analizo sončne aktivnosti ... V glavnem je bila dokazana sinhronost maksimumov sončne aktivnosti z obdobji revolucij in vojn, obdobja povečane aktivnosti sončnih peg so pogosto sovpadala z vsemi vrstami javnih nemirov.
V zadnjem času je več vesoljskih satelitov zabeležilo izmet sončnih prominenc, za katerega je značilno nenavadno visoka stopnja rentgensko sevanje. Takšni pojavi predstavljajo resna grožnja za zemljo in njene prebivalce. Blisk takšne razsežnosti lahko destabilizira električna omrežja. Na srečo tok energije ni vplival na Zemljo in ni prišlo do pričakovanih težav. Toda sam dogodek je znanilec tako imenovanega "sončevega maksimuma", ki ga spremlja sproščanje veliko večje količine energije, ki lahko onemogoči komunikacijske komunikacije in daljnovode, transformatorje, astronavte in vesoljske satelite, ki so zunaj zemeljskega magnetnega polja. in niso zaščiteni, bodo ogroženi ozračje planeta. Danes je v orbiti več Nasinih satelitov kot kadar koli prej. Obstaja tudi nevarnost za letala, izražena v možnosti prekinitve radijskih komunikacij, motenja radijskih signalov.
Sončeve maksimume je težko napovedati, znano je le, da se ponovijo približno vsakih 11 let. Naslednji naj bi se zgodil sredi leta 2000, trajal pa bo od enega do dveh let. Tako pravi David Hathaway, heliofizik iz Marshall Space Flight Center, NASA.
Prominence v času sončnega maksimuma se lahko pojavljajo dnevno, ni pa točno znano, kakšno moč bodo imele in ali bodo vplivale na naš planet. V zadnjih nekaj mesecih so bili izbruhi sončne aktivnosti in posledični tokovi energije proti Zemlji prešibki, da bi povzročili kakršno koli škodo. Ta pojav poleg rentgenskih žarkov prinaša še druge nevarnosti: Sonce izstreli milijardo ton ioniziranega vodika, katerega val potuje s hitrostjo milijon milj na uro in lahko Zemljo doseže v nekaj dneh. več velik problem so energijski valovi protonov in alfa delcev. Premikajo se veliko hitreje in nimajo časa za sprejetje protiukrepov, za razliko od valov ioniziranega vodika, ki lahko satelite in letala spravijo s poti.
V nekaterih najbolj skrajnih primerih lahko vsi trije valovi dosežejo Zemljo nenadoma in skoraj istočasno. Zaščite ni, znanstveniki še ne morejo natančno napovedati takšnega izpusta, še bolj pa njegovih posledic.
Snovi in posledično zmanjšanje pretoka prenosa toplotne energije na teh območjih.
Število sončnih peg (in z njim povezano Wolfovo število) je eden glavnih pokazateljev sončne magnetne aktivnosti.
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 predeli Sonca nižja.
nastanek
Pege nastanejo kot posledica motenj v posameznih odsekih Sončevega magnetnega polja. 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 taki bipolarni skupini se imenuje "vodilna", "glava" ali "P-točka" (iz angleščine pred), vzhodna se imenuje "suženj", "rep" ali "F-točka" (iz angleško sledenje).
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
Fotosfera Sonca na območju, kjer se pega nahaja, se nahaja približno 500-700 km globlje od zgornje meje 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 točk, ki imajo nasprotno polarnost. 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 kršitev zemeljskega magnetnega polja se poveča verjetnost polarnega sija v nizkih geografskih širinah. 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 omenjeno zgoraj, upočasni gibanje plazme v konvekcijskih celicah in s tem upočasni prenos toplote v sončno fotosfero. 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 skupin, 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.
Največja površina v celotnem obdobju neprekinjenega opazovanja skupin sončnih peg (od 1874 do 2012) je bila 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 tem 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. Zahvaljujoč sodobnim merilnim metodam 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.
