Что такое солнечные пятна


Солнечные пятна — Википедия

Группа пятен на Солнце, сфотографированная в видимом свете. Снимок сделан космическим аппаратом Hinode 13 декабря 2006 года.[1] В этой группе в тот день произошла вспышка балла X3.4[2] Два пятна на Солнце, появившиеся 19-20 февраля 2013 года

Со́лнечные пя́тна — тёмные области на Солнце, температура которых понижена примерно на 1500 К по сравнению с окружающими участками фотосферы. Наблюдаются на диске Солнца (с помощью оптических приборов, а в случае крупных пятен — и невооружённым глазом) в виде тёмных пятен. Солнечные пятна являются областями выхода в фотосферу сильных (до нескольких тысяч гаусс) магнитных полей. Потемнение фотосферы в пятнах обусловлено подавлением магнитным полем конвективных движений вещества и, как следствие, снижением потока переноса тепловой энергии в этих областях.

Количество пятен на Солнце (и связанное с ним число Вольфа) — один из главных показателей солнечной магнитной активности.

На более холодных звёздах (класса K и холоднее) наблюдаются пятна намного большей площади, чем на Солнце[3].

Первые сообщения о пятнах на Солнце относятся к наблюдениям 800 года до н. э. в Китае.

Впервые пятна были зарисованы в 1128 году в хронике Иоанна Вустерского[4].

Первое известное упоминание солнечных пятен в древнерусской литературе содержится в Никоновской летописи, в записях, относящихся ко второй половине XIV века[5]:

бысть знамение на небеси, солнце бысть, аки кровь, и по нем места черны

(1365 год)

бысть знамение в солнце, места черны по солнцу, аки гвозди, и мгла велика была

(1371 год)

С 1610 года начинается эпоха инструментального исследования Солнца. Изобретение телескопа и его специальной разновидности для наблюдения за Солнцем — гелиоскопа, позволило Галилею, Томасу Хэрриоту, Кристофу Шейнеру и другим учёным рассмотреть солнечные пятна. Галилей, по-видимому, первым среди исследователей понял, что пятна являются частью солнечной структуры, в отличие от Шейнера, посчитавшего их проходящими перед Солнцем планетами. Это предположение позволило Галилею открыть вращение Солнца и вычислить его период. Приоритету открытия пятен и их природе была посвящена более чем десятилетняя полемика между Галилеем и Шейнером, однако, скорее всего, и первое наблюдение и первая публикация не принадлежат ни одному из них[6].

Первые исследования фокусировались на природе пятен и их поведении[4]. Несмотря на то, что физическая природа пятен оставалась неясной вплоть до XX века, наблюдения продолжались. К XIX веку уже имелся достаточно продолжительный ряд наблюдений пятен, чтобы заметить периодические вариации в активности Солнца. В 1845 году Д. Генри и С. Александер (англ. S. Alexander) из Принстонского университета провели наблюдения Солнца с помощью специального термометра (en:thermopile) и определили, что интенсивность излучения пятен, по сравнению с окружающими областями Солнца, понижена[7].

Возникновение солнечного пятна: магнитные линии проникают сквозь фотосферу Солнца

Пятна возникают в результате возмущений отдельных участков магнитного поля Солнца. В начале этого процесса трубки магнитного поля «прорываются» сквозь фотосферу в область короны, и сильное поле подавляет конвективное движение плазмы в гранулах, препятствуя в этих местах переносу энергии из внутренних областей наружу. Сначала в этом месте возникает факел, чуть позже и западнее — маленькая точка, называемая по́ра, размером несколько тысяч километров. В течение нескольких часов величина магнитной индукции растет (при начальных значениях 0,1 тесла), размер и количество пор увеличивается. Они сливаются друг с другом и формируют одно или несколько пятен. В период наибольшей активности пятен величина магнитной индукции может достигать 0,4 тесла.

Срок существования пятен достигает нескольких месяцев, то есть отдельные группы пятен могут наблюдаться в течение нескольких оборотов Солнца. Именно этот факт (движение наблюдаемых пятен по солнечному диску) послужил основой для доказательства вращения Солнца и позволил провести первые измерения периода обращения Солнца вокруг своей оси.

Пятна обычно образуются группами, однако иногда возникает одиночное пятно, живущее всего несколько дней, или биполярная группа: два пятна разной магнитной полярности, соединённые линиями магнитного поля. Западное пятно в такой биполярной группе называется «ведущим», «головным» или «P-пятном» (от англ. preceding), восточное — «ведомым», «хвостовым» или «F-пятном» (от англ. following).

Только половина пятен живёт больше двух дней, и всего десятая часть — более 11 дней.

В начале 11-летнего цикла солнечной активности пятна на Солнце появляются на высоких гелиографических широтах (порядка ±25—30°), а с ходом цикла пятна мигрируют к солнечному экватору, в конце цикла достигая широт ±5—10°. Эта закономерность носит название «закон Шпёрера».

Группы пятен ориентируются приблизительно параллельно солнечному экватору, однако отмечается некоторый наклон оси группы относительно экватора, который имеет тенденцию к увеличению для групп, расположенных дальше от экватора (т. н. «закон Джоя»).

Средняя температура фотосферы Солнца около 6000 К (эффективная температура — 5770 К, температура излучения — 6050 К). Центральная, самая тёмная, область пятен имеет температуру всего около 4000 К, наружные области пятен, граничащие с нормальной фотосферой, — от 5000 до 5500 К. Несмотря на то, что температура пятен ниже, их вещество все равно излучает свет, пусть и в меньшей степени, чем остальная фотосфера. Именно из-за этой разницы температур при наблюдении и возникает ощущение, что пятна тёмные, почти чёрные, хотя на самом деле они тоже светятся, однако их свечение теряется на фоне более яркого солнечного диска.

Центральная тёмная часть пятна носит название тени. Обычно её диаметр составляет около 0,4 диаметра пятна. В тени напряжённость магнитного поля и температура довольно однородны, а интенсивность свечения в видимом свете составляет 5-15 % от фотосферной величины. Тень окружена полутенью, состоящей из светлых и тёмных радиальных волокон с интенсивностью свечения от 60 до 95 % от фотосферного.[8]

Фотосфера Солнца в области, где располагается пятно, расположена примерно на 500—700 км глубже, чем верхняя граница окружающей фотосферы. Это явление носит название «вильсоновской депрессии».

Пятна — области наибольшей активности на Солнце. В случае, если пятен много, то существует высокая вероятность того, что произойдет пересоединение магнитных линий — линии, проходящие внутри одной группы пятен, рекомбинируют с линиями из другой группы пятен, имеющими противоположную полярность. Видимым результатом этого процесса является солнечная вспышка. Всплеск излучения, достигая Земли, вызывает сильные возмущения её магнитного поля, нарушает работу спутников и даже оказывает влияние на расположенные на планете объекты. Из-за нарушений магнитного поля Земли увеличивается вероятность возникновения северных сияний в низких географических широтах. Ионосфера Земли также подвержена флуктуациям солнечной активности, что проявляется в изменении распространения коротких радиоволн.

Множественные группы солнечных пятен: хорошо различимы тень и полутень. 16 мая 2000 года

Пятна классифицируют в зависимости от срока жизни, размера, расположения.

Стадии развития[править | править код]

Локальное усиление магнитного поля, как было сказано выше, тормозит движение плазмы в конвекционных ячейках, тем самым замедляя вынос тепла на фотосферу Солнца. Охлаждение затронутых этим процессом гранул (примерно на 1000 °C) приводит к их потемнению и формированию единичного пятна. Некоторые из них исчезают через несколько дней. Другие развиваются в биполярные группы из двух пятен, магнитные линии в которых имеют противоположную полярность. Из них могут сформироваться группы из множества пятен, которые в случае дальнейшего увеличения области полутени объединяют до сотни пятен, достигая размеров в сотни тысяч километров. После этого происходит медленное (в течение нескольких недель или месяцев) снижение активности пятен и уменьшение их размеров до маленьких двойных или одинарных точек.

Самые крупные группы пятен всегда имеют связанную группу в другом полушарии (северном или южном). Магнитные линии в таких случаях выходят из пятен в одном полушарии и входят в пятна в другом.

Размеры групп пятен[править | править код]

Размеры группы пятен принято характеризовать её геометрической протяжённостью, а также количеством входящих в неё пятен и их полной площадью.

В группе может насчитываться от одного до полутора сотен и более пятен. Площади групп, которые удобно измерять в миллионных долях площади солнечной полусферы (м.с.п.), варьируются от нескольких м.с.п. до нескольких тысяч м.с.п.

Максимальную площадь за весь период непрерывных наблюдений групп пятен (с 1874 по 2012 годы) имела группа № 1488603 (по Гринвичскому каталогу), появившаяся на диске Солнца 30 марта 1947 года, в максимуме 18-го 11-летнего цикла солнечной активности. К 8 апреля её полная площадь достигла 6132 м.с.п. (1,87·1010 км², что более чем в 36 раз превышает площадь земного шара).[9] На фазе своего максимального развития эта группа состояла из более чем 170 отдельных солнечных пятен.[10]

Реконструкция солнечной активности за 11000 лет

Солнечный цикл связан с частотой появления пятен, их активностью и сроком жизни. Один цикл охватывает примерно 11 лет. В периоды минимума активности пятен на Солнце очень мало или нет вообще, в то время как в период максимума их может наблюдаться несколько сотен. В конце каждого цикла полярность солнечного магнитного поля меняется на противоположную, поэтому правильнее говорить о 22-летнем солнечном цикле.

Длительность цикла[править | править код]

Хотя в среднем цикл солнечной активности длится около 11 лет, бывают циклы длиной от 9 до 14 лет. Средние значения также меняются на протяжении столетий. Так, в XX веке средняя длина цикла составила 10,2 года.

Форма цикла непостоянна. Швейцарский астроном Макс Вальдмайер утверждал, что переход от минимума к максимуму солнечной активности происходит тем быстрее, чем больше максимальное количество солнечных пятен, зарегистрированное в этом цикле (т. н. «правило Вальдмайера»).

Начало и конец цикла[править | править код]

В прошлом началом цикла считался момент, когда солнечная активность пребывала в точке своего минимума. Благодаря современным методам измерений стало возможно определять изменение полярности солнечного магнитного поля, поэтому сейчас за начало цикла принимают момент изменения полярности пятен.[источник не указан 2685 дней]

Нумерация циклов была предложена Р. Вольфом. Первый цикл, согласно этой нумерации, начался в 1749 году. В 2009 году начался 24-й солнечный цикл.

Данные о последних солнечных циклах
Номер цикла Год и месяц начала Год и месяц максимума Максимальное количество пятен
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*
  • Данные последней строки — прогноз

Существует периодичность изменения максимального количества солнечных пятен с характерным периодом около 100 лет («вековой цикл»). Последние минимумы этого цикла приходились примерно на 1800—1840 и 1890—1920 годы. Есть предположение о существовании циклов ещё большей длительности.

Анимации-схемы процесса зарождения солнечных пятен

ru.wikipedia.org

Солнечные пятна - это... Что такое Солнечные пятна?

Группа пятен на Солнце, сфотографированная в видимом свете. Снимок сделан космическим аппаратом Hinode 13 декабря 2006 года.[1] В этой группе в тот день произошла вспышка балла X3.4[2]

Со́лнечные пя́тна — тёмные области на Солнце, температура которых понижена примерно на 1500 К по сравнению с окружающими участками фотосферы. Наблюдаются на диске Солнца (с помощью оптических приборов, а в случае крупных пятен — и невооружённым глазом) в виде тёмных пятен. Солнечные пятна являются областями выхода в фотосферу сильных (до нескольких тысяч гаусс) магнитных полей. Потемнение фотосферы в пятнах обусловлено подавлением магнитным полем конвективных движений вещества и, как следствие, снижением потока переноса тепловой энергии в этих областях.

Количество пятен на Солнце (и связанное с ним число Вольфа) — один из главных показателей солнечной магнитной активности.

На более холодных звёздах (класса K и холоднее) наблюдаются пятна намного большей площади, чем на Солнце.[3]

История изучения

Первые сообщения о пятнах на Солнце относятся к наблюдениям 800 года до н. э. в Китае.

Зарисовки пятен из хроники Иоанна Вустерского

Впервые пятна были зарисованы в 1128 году в хронике Иоанна Вустерского.[4]

Первое известное упоминание солнечных пятен в древнерусской литературе содержится в Никоновской летописи, в записях, относящихся ко второй половине XIV века:[5]

бысть знамение на небеси, солнце бысть, аки кровь, и по нем места черны

— (1365 год)

бысть знамение в солнце, места черны по солнцу, аки гвозди, и мгла велика была

— (1371 год)

С 1610 года начинается эпоха инструментального исследования Солнца. Изобретение телескопа и его специальной разновидности для наблюдения за Солнцем — гелиоскопа, позволило Галилею, Томасу Хэрриоту, Кристофу Шейнеру и другим учёным рассмотреть солнечные пятна. Галилей, по-видимому, первым среди исследователей понял, что пятна являются частью солнечной структуры, в отличие от Шейнера, посчитавшего их проходящими перед Солнцем планетами. Это предположение позволило Галилею открыть вращение Солнца и вычислить его период. Приоритету открытия пятен и их природе была посвящена более чем десятилетняя полемика между Галилеем и Шейнером, однако, скорее всего, и первое наблюдение и первая публикация не принадлежат ни одному из них.[6]

Первые исследования фокусировались на природе пятен и их поведении.[4] Несмотря на то, что физическая природа пятен оставалась неясной вплоть до XX века, наблюдения продолжались. К XIX веку уже имелся достаточно продолжительный ряд наблюдений пятен, чтобы заметить периодические вариации в активности Солнца. В 1845 году Д. Генри и С. Александер (англ. S. Alexander) из Принстонского университета провели наблюдения Солнце с помощью специального термометра (en:thermopile) и определили, что интенсивность излучения пятен, по сравнению с окружающими областями Солнца, понижена.[7]

Возникновение

Возникновение солнечного пятна: магнитные линии проникают сквозь поверхность Солнца

Пятна возникают в результате возмущений отдельных участков магнитного поля Солнца. В начале этого процесса трубки магнитного поля «прорываются» сквозь фотосферу в область короны, и сильное поле подавляет конвективное движение плазмы в гранулах, препятствуя в этих местах переносу энергии из внутренних областей наружу. Сначала в этом месте возникает факел, чуть позже и западнее — маленькая точка, называемая по́ра, размером несколько тысяч километров. В течение нескольких часов величина магнитной индукции растет (при начальных значениях 0,1 тесла), размер и количество пор увеличивается. Они сливаются друг с другом и формируют одно или несколько пятен. В период наибольшей активности пятен величина магнитной индукции может достигать 0,4 тесла.

Срок существования пятен достигает нескольких месяцев, то есть отдельные группы пятен могут наблюдаться в течение нескольких оборотов Солнца. Именно этот факт (движение наблюдаемых пятен по солнечному диску) послужил основой для доказательства вращения Солнца и позволил провести первые измерения периода обращения Солнца вокруг своей оси.

Пятна обычно образуются группами, однако иногда возникает одиночное пятно, живущее всего несколько дней, или биполярная группа: два пятна разной магнитной полярности, соединённые линиями магнитного поля. Западное пятно в такой биполярной группе называется «ведущим», «головным» или «P-пятном» (от англ. preceding), восточное — «ведомым», «хвостовым» или «F-пятном» (от англ. following).

Только половина пятен живёт больше двух дней, и всего десятая часть — более 11 дней.

В начале 11-летнего цикла солнечной активности пятна на Солнце появляются на высоких гелиографических широтах (порядка ±25—30°), а с ходом цикла пятна мигрируют к солнечному экватору, в конце цикла достигая широт ±5—10°. Эта закономерность носит название «закон Шпёрера».

Группы пятен ориентируются приблизительно параллельно солнечному экватору, однако отмечается некоторый наклон оси группы относительно экватора, который имеет тенденцию к увеличению для групп, расположенных дальше от экватора (т. н. «закон Джоя»).

Свойства

Средняя температура поверхности Солнца около 6000 К (эффективная температура — 5770 К, температура излучения — 6050 К). Центральная, самая темная, область пятен имеет температуру всего около 4000 К, наружные области пятен, граничащие с нормальной поверхностью, — от 5000 до 5500 К. Несмотря на то, что температура пятен ниже, их вещество все равно излучает свет, пусть и в меньшей степени, чем остальная поверхность. Именно из-за этой разницы температур при наблюдении и возникает ощущение, что пятна темные, почти черные, хотя на самом деле они тоже светятся, однако их свечение теряется на фоне более яркого солнечного диска.

Центральная тёмная часть пятна носит название тени. Обычно её диаметр составляет около 0,4 диаметра пятна. В тени напряжённость магнитного поля и температура довольно однородны, а интенсивность свечения в видимом свете составляет 5-15 % от фотосферной величины. Тень окружена полутенью, состоящей из светлых и тёмных радиальных волокон с интенсивностью свечения от 60 до 95 % от фотосферного.[8]

Поверхность Солнца в области, где располагается пятно, расположена примерно на 500—700 км ниже, чем поверхность окружающей фотосферы. Это явление носит название «вильсоновской депресии».

Пятна — области наибольшей активности на Солнце. В случае, если пятен много, то существует высокая вероятность того, что произойдет пересоединение магнитных линий — линии, проходящие внутри одной группы пятен, рекомбинируют с линиями из другой группы пятен, имеющими противоположную полярность. Видимым результатом этого процесса является солнечная вспышка. Всплеск излучения, достигая Земли, вызывает сильные возмущения её магнитного поля, нарушает работу спутников и даже оказывает влияние на расположенные на планете объекты. Из-за нарушений магнитного поля Земли увеличивается вероятность возникновения северных сияний в низких географических широтах. Ионосфера Земли также подвержена флуктуациям солнечной активности, что проявляется в изменении распространения коротких радиоволн.

Классификация

Множественные группы солнечных пятен: хорошо различимы тень и полутень. 16 мая 2000 года

Пятна классифицируют в зависимости от срока жизни, размера, расположения.

Стадии развития

Локальное усиление магнитного поля, как было сказано выше, тормозит движение плазмы в конвекционных ячейках, тем самым замедляя вынос тепла на поверхность Солнца. Охлаждение затронутых этим процессом гранул (примерно на 1000 °C) приводит к их потемнению и формированию единичного пятна. Некоторые из них исчезают через несколько дней. Другие развиваются в биполярные группы из двух пятен, магнитные линии в которых имеют противоположную полярность. Из них могут сформироваться группы из множества пятен, которые в случае дальнейшего увеличения области полутени объединяют до сотни пятен, достигая размеров в сотни тысяч километров. После этого происходит медленное (в течение нескольких недель или месяцев) снижение активности пятен и уменьшение их размеров до маленьких двойных или одинарных точек.

Самые крупные группы пятен всегда имеют связанную группу в другом полушарии (северном или южном). Магнитные линии в таких случаях выходят из пятен в одном полушарии и входят в пятна в другом.

Размеры групп пятен

Размеры группы пятен принято характеризовать её геометрической протяжённостью, а также количеством входящих в неё пятен и их полной площадью.

В группе может насчитываться от одного до полутора сотен и более пятен. Площади групп, которые удобно измерять в миллионных долях площади солнечной полусферы (м.с.п.), варьируются от нескольких м.с.п. до нескольких тысяч м.с.п.

Максимальную площадь за весь период непрерывных наблюдений групп пятен (с 1874 по 2012 годы) имела группа № 1488603 (по Гринвичскому каталогу), появившаяся на диске Солнца 30 марта 1947 года, в максимуме 18-го 11-летнего цикла солнечной активности. К 8 апреля её полная площадь достигла 6132 м.с.п. (1,87·1010 км², что более чем в 36 раз превышает площадь земного шара).[9] На фазе своего максимального развития эта группа состояла из более чем 170 отдельных солнечных пятен.[10]

Цикличность

Реконструкция солнечной активности за 11000 лет

Солнечный цикл связан с частотой появления пятен, их активностью и сроком жизни. Один цикл охватывает примерно 11 лет. В периоды минимума активности пятен на Солнце очень мало или нет вообще, в то время как в период максимума их может наблюдаться несколько сотен. В конце каждого цикла полярность солнечного магнитного поля меняется на противоположную, поэтому правильнее говорить о 22-летнем солнечном цикле.

Длительность цикла

Хотя в среднем цикл солнечной активности длится около 11 лет, бывают циклы длиной от 9 до 14 лет. Средние значения также меняются на протяжении столетий. Так, в XX веке средняя длина цикла составила 10,2 года.

Форма цикла непостоянна. Швейцарский астроном Макс Вальдмайер утверждал, что переход от минимума к максимуму солнечной активности происходит тем быстрее, чем больше максимальное количество солнечных пятен, зарегистрированное в этом цикле (т. н. «правило Вальдмайера»).

Начало и конец цикла

В прошлом началом цикла считался момент, когда солнечная активность пребывала в точке своего минимума. Благодаря современным методам измерений стало возможно определять изменение полярности солнечного магнитного поля, поэтому сейчас за начало цикла принимают момент изменения полярности пятен.[источник не указан 67 дней]

Нумерация циклов была предложена Р. Вольфом. Первый цикл, согласно этой нумерации, начался в 1749 году. В 2009 году начался 24 солнечный цикл.

Данные о последних солнечных циклах
Номер цикла Год и месяц начала Год и месяц максимума Максимальное количество пятен
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*
  • Данные последней строки — прогноз

Существует периодичность изменения максимального количества солнечных пятен с характерным периодом около 100 лет («вековой цикл»). Последние минимумы этого цикла приходились примерно на 1800—1840 и 1890—1920 годы. Есть предположение о существовании циклов ещё большей длительности.

См. также

Примечания

Ссылки

Анимации-схемы процесса зарождения солнечных пятен

dic.academic.ru

Что такое солнечные пятна? Что известно науке о пятнах на Солнце

В настоящее время солнечные пятна уже не такое загадочное явление, как, например, в середине прошлого тысячелетия. Каждый обитатель нашей планеты в курсе, что на главном источнике тепла и света находятся небольшие потемнения, которые сложно рассмотреть без специальных приспособлений. Но далеко не всем известен факт, что именно они приводят к солнечным вспышкам, которые могут сильно отразиться на магнитном поле Земли.

Определение

Говоря простым языком, солнечные пятна – это тёмные участки, образующиеся на поверхности Солнца. Ошибочно полагать, что они не излучают яркий свет, однако по сравнению с остальной фотосферой они действительно гораздо мрачнее. Их основной характеристикой является пониженная температура. Таким образом, солнечные пятна на Солнце холоднее примерно на 1500 Кельвинов, чем другие окружающие их участки. По сути, они представляют собой те самые области, сквозь которые магнитные поля выходят на поверхность. Благодаря этому явлению можно говорить о таком процессе, как магнитная активность. Соответственно, если пятен мало, то это именуется спокойным периодом, а когда их много, то такой период будет называться активным. Во время последнего свечение Солнца чуть более яркое из-за факелов и флоккулов, расположенных вокруг тёмных участков.

Изучение

Наблюдение солнечных пятен ведется давно, оно своими корнями уходит ещё в эпоху до нашей эры. Так, Теофраст Аквинский ещё в IV веке до н. э. в своих работах упоминал об их существовании. Первая зарисовка потемнений на поверхности главной звезды была обнаружена в 1128 году, принадлежит она Джону Ворчестеру. Помимо этого, в древнерусских произведениях XIV века упоминается о чёрных солнечных вкраплениях. Наука стремительно начала заниматься их изучением в 1600-х годах. Большинство учёных того периода придерживались версии, что солнечные пятна – это движущиеся вокруг оси Солнца планеты. Но после изобретения Галилеем телескопа этот миф был развеян. Ему первому удалось выяснить, что пятна являются неотъемлемыми от самой солнечной структуры. Это событие породило мощную волну исследований и наблюдений, которые не прекращаются с тех самых пор. Современное изучение поражает воображение своими масштабами. В течение 400 лет прогресс в этой области сделался ощутимым, и сейчас Бельгийская королевская обсерватория занимается подсчётом количества солнечных пятен, но раскрытие всех граней этого космического явления всё ещё продолжается.

Появление

Ещё в школе детям рассказывают о существовании магнитного поля, однако обычно упоминают лишь полоидальный компонент. Но теория солнечных пятен предполагает изучение также тороидального элемента, естественно, речь уже идёт о магнитном поле Солнца. У Земли его невозможно вычислить, так как оно не появляется на поверхности. Другая ситуация обстоит с небесным светилом. При совокупности определённых условий магнитная трубка всплывает наружу сквозь фотосферу. Как вы догадались, этот выброс приводит к тому, что на поверхности образуются солнечные пятна. Чаще всего это происходит массово, именно поэтому наиболее распространены групповые скопления пятен.

Свойства

В среднем температура Солнца достигает 6000 К, в то время как у пятен она составляет около 4000 К. Однако это не мешает им по-прежнему производить мощное количество света. Солнечные пятна и активные области, то есть группы пятен, имеют разные сроки существования. Первые живут от пары дней до нескольких недель. А вот последние куда более живучие и могут оставаться в фотосфере на протяжении месяцев. Что касается структуры каждого отдельного пятна, то она представляется непростой. Центральная его часть называется тенью, которая внешне выглядит однотонной. В свою очередь, она окружена полутенью, отличающейся своей изменчивостью. В результате соприкосновения холодной плазмы и магнитной на ней заметны колебания вещества. Размеры солнечных пятен, а также их количество в группах может быть самым разнообразным.

Циклы солнечной активности

Всем известно, что уровень солнечной активности постоянно меняется. Это положение привело к возникновению понятия 11-летнего цикла. Солнечные пятна, их появление и число очень тесно взаимосвязаны с этим явлением. Однако этот вопрос остаётся противоречивым, так как один цикл может варьироваться от 9 до 14 лет, а также уровень активности неустанно изменяется от столетия к столетию. Таким образом, могут быть периоды некого затишья, когда более одного года пятна практически отсутствуют. Но может случиться и обратное, когда их количество считается аномальным. Раньше отсчёт начала цикла начинался с момента минимальной солнечной активности. Но с появлением усовершенствованных технологий исчисление ведётся с того момента, когда изменяется полярность пятен. Данные о прошлых солнечных активностях доступны для изучения, однако они вряд ли могут стать самым верным помощником в прогнозировании будущего, ведь природа Солнца весьма непредсказуема.

Воздействие на планету

Не секрет, что магнитные явления на Солнце тесным образом взаимодействуют с нашей повседневной жизнью. Земля постоянно подвергается атакам различных раздражителей извне. От их разрушительного воздействия планета защищена при помощи магнитосферы и атмосферы. Но, к сожалению, они не способны противостоять ему полностью. Таким образом, из строя могут быть выведены спутники, нарушается радиосвязь, а космонавты подвержены повышенной опасности. Помимо этого, излучение влияет на климатические изменения и даже на внешность человека. Существует такое явление, как солнечные пятна на теле, появляющиеся под воздействием ультрафиолета.

Этот вопрос ещё не изучен должным образом, как и влияние солнечных пятен на повседневную жизнь людей. Ещё одним явлением, зависящим от магнитных нарушений, можно назвать северное сияние. Магнитные бури стали одним из самых известных последствий солнечной активности. Они представляют собой ещё одно внешнее поле вокруг Земли, которое параллельно постоянному. Современные учёные даже связывают повышенную смертность, а также обострение заболеваний сердечно-сосудистой системы с появлением этого самого магнитного поля. А в народе это даже постепенно начало превращаться в суеверие.

fb.ru

Пятна на Солнце - это... Что такое Пятна на Солнце?

Группа пятен на Солнце, сфотографированная в видимом свете. Снимок сделан космическим аппаратом 13 декабря 2006 года.

Со́лнечные пя́тна — тёмные области на Солнце, температура которых понижена примерно на 1500 К по сравнению с окружающими участками фотосферы. Наблюдаются на диске Солнца (с помощью оптических приборов, а в случае крупных пятен — и невооружённым глазом) в виде тёмных пятен. Солнечные пятна являются областями выхода в фотосферу сильных (до нескольких тысяч гауссов) магнитных полей. Потемнение фотосферы в пятнах обусловлено подавлением магнитным полем конвективных движений вещества и, как следствие, снижением потока переноса тепловой энергии в этих областях.

Количество пятен на Солнце (и связанное с ним число Вольфа) — один из главных показателей солнечной магнитной активности.

На более холодных звёздах (класса K и холоднее) наблюдаются пятна намного большей площади, чем на Солнце.[1]

Возникновение

Возникновение солнечного пятна: магнитные линии проникают сквозь поверхность Солнца

Пятна возникают в результате возмущений отдельных участков магнитного поля Солнца. В начале этого процесса пучок магнитных линий «прорывается» сквозь фотосферу в область короны и тормозит конвекционное движение плазмы в грануляционных ячейках, препятствуя в этих местах переносу энергии из внутренних областей наружу. Первым в этом месте возникает факел, чуть позже и западнее – маленькая точка, называемая пора, размером несколько тысяч километров. В течение нескольких часов величина магнитной индукции растет (при начальных значениях 0,1 тесла), и размер и количество пор увеличивается. Они сливаются друг с другом и формируют одно или несколько пятен. В период наибольшей активности пятен величина магнитной индукции может достигать 0,4 тесла.

Срок существования пятен достигает нескольких месяцев, то есть отдельные пятна могут наблюдаться в течение нескольких оборотов Солнца вокруг себя. Именно этот факт (движение наблюдаемых пятен вдоль солнечного диска) послужил основой для доказательства вращения Солнца и позволил провести первые измерения периода обращения Солнца вокруг своей оси.

Пятна обычно формируются группами, однако иногда возникает одиночное пятно, живущее всего несколько дней, или два пятна, с направленными из одного в другое магнитными линиями.

Первое возникшее в такой двойной группе называется P-пятно (англ. preceding) старейшее – F-пятно (англ. following).

Только половина пятен живут больше двух дней, и всего десятая часть переживает 11-дневный порог

Группы пятен всегда вытягиваются параллельно солнечному экватору.

Свойства

Средняя температура поверхности Солнца около 6000 С (эффективная температура – 5770 К, температура излучения – 6050 К). Центральная, самая темная, область пятен имеет температуру всего около 4000 С, наружные области пятен, граничащие с нормальной поверхностью, - от 5000 до 5500 С. Несмотря на то, что температура пятен ниже, их вещество все равно излучает свет, хоть и в меньшей степени, чем остальная поверхность. Именно из-за этой разницы температур при наблюдении и возникает ощущение, что пятна темные, почти черные, хотя на самом деле они тоже светятся, однако их свечение теряется на фоне более яркого солнечного диска.

Пятна – области наибольшей активности на Солнце. В случае, если пятен много, то существует высокая вероятность того, что произойдет пересоединение магнитных линий – линии, проходящие внутри одной группы пятен, рекомбинируют с линиями из другой группы пятен, имеющими противоположную полярность. Видимым результатом этого процесса является солнечная вспышка. Всплеск излучения, достигая Земли, вызывает сильные возмущения ее магнитного поля, нарушает работу спутников и даже оказывает влияние на расположенные на планете объекты. Благодаря нарушениям магнитного поля увеличивается вероятность возникновения северных сияний в низких географических широтах. Ионосфера Земли также подвержена флуктуациям солнечной активности, что проявляется в изменении распространения коротких радиоволн.

В годы, когда пятен на солнце мало, размер Солнца уменьшается на 0,1%. Годы в промежутке между 1645 и 1715 (минимум Маундера), известны глобальным похолоданием, и называют малым ледниковым периодом.

Классификация

Множественные группы солнечных пятен: хорошо различимы тень и полутень. 16 мая 2000 г.

Пятна классифицируют в зависимости от срока жизни, размера, расположения.

Стадии развития

Локальное усиление магнитного поля, как было сказано выше, тормозит движение плазмы в конвекционных ячейках, тем самым замедляя вынос тепла на поверхность Солнца. Охлаждение затронутых этим процессом гранул (примерно на 1000 С) приводит к их потемнению и формированию единичного пятна. Некоторые из них исчезают через несколько дней. Другие развиваются в биполярные группы из двух пятен, магнитные линии в которых имеют противоположную полярность. Из них могут сформироваться группы из множества пятен, которые в случае дальнейшего увеличения области полутени объединяют до сотни пятен, достигая размеров в сотни тысяч километров. После этого происходит медленное (в течение нескольких недель или месяцев) снижение активности пятен и уменьшение их размеров до маленьких двойных или одинарных точек.

Самые крупные группы пятен всегда имеют связанную группу в другом полушарии (северном или южном). Магнитные линии в таких случаях выходят из пятен в одном полушарии и входят в пятна в другом.

Цикличность

Реконструкция солнечной активности за 11000 лет

Солнечный цикл связан с частотой появления пятен, их активностью и сроком жизни. Один цикл охватывает примерно 11 лет. В периоды минимума активности пятен на Солнце очень мало или нет вообще, в то время как в период максимума их может наблюдаться несколько сотен. В конце каждого цикла полярность солнечного магнитного поля меняется на противоположную, поэтому правильнее говорить о 22-летнем солнечном цикле.

Длительность цикла

11 лет – приблизительный промежуток времени. Хотя в среднем он длится 11,04 года, бывают циклы длиной от 9 до 14 лет. Средние значения также меняются на протяжении столетий. Так, в 20 веке средняя длина цикла составила 10,2 года. Минимум Маундера (наряду с другими минимумами активности) говорят, что возможно увеличение цикла до порядка в сотню лет. По анализам изотопа Be10 в гренландских льдах получены данные, что за последние 10000 лет было более 20 таких долгих минимумов.

Длина цикла непостоянна. Швейцарский астроном Макс Вальдмайер утверждал, что переход от минимума к максимуму солнечной активности происходит тем быстрее, чем больше максимальное количество солнечных пятен, зарегистрированное в этом цикле.

Начало и конец цикла

Пространственно-временное распределение магнитного поля по поверхности Солнца.

В прошлом началом цикла считался момент, когда солнечная активность пребывала в точке своего минимума. Благодаря современным методам измерений стало возможно определять изменение полярности солнечного магнитного поля, поэтому сейчас за начало цикла принимают момент изменения полярности пятен.

Циклы идентифицируются по порядковому номеру, начиная с первого, отмеченного в 1749 Johann Rudolf Wolfом. Текущий цикл (апрель 2009) имеет номер 24.

Данные о последних солнечных циклах
Номер цикла Год и месяц начала Год и месяц максимума Максимальное количество пятен
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.

В 19 веке и приблизительно до 1970 года существовала догадка, что существует периодичность изменения максимального количества солнечных пятен. Эти 80-летние циклы (с наименьшими максимумами пятен в 1800-1840 и 1890-1920 гг.) в настоящее время связывают с процессами конвекции. Другие гипотезы говорят о существовании еще больших, 400-летних циклов.

Литература

Wikimedia Foundation. 2010.

dic.academic.ru

Пятна на Солнце

Пятна на Солнце – темные участки на поверхности земного светила, имеющие низкую температуру в сравнении с окружающими областями фотосферы. Их можно заметить с поверхности Земли вооруженным глазом. Они представляют собой зоны, в которых в фотосферу выходят сильные магнитные поля. Количество таких образований выступает в качестве основного показателя активности на диске.

Историческая справка

Первые упоминания об этих участках появились в 800 г. до нашей эры в Китае. А первые зарисовки возникли в 1128 г. в рамках хроники Иоанна. Что касается древнерусских литературных источников, в них такая информация датируется 14-м веком (записи летописей). Начиная с 1610 г., приходит эпоха проведения инструментальных исследований солнечной поверхности. В частности, произошло изобретение телескопа и гелиоскопа. Все это поспособствовало тому, что ученые смогли рассмотреть образования и понять причины их происхождения, а также проанализировать структуру.

Группа пятен на Солнце, сфотографированная в видимом свете. Снимок сделан космическим аппаратом Hinode 13 декабря 2006 года.

Возникновение участков

Появляются пятна на Солнце вследствие возмущений, происходящих на отдельных участках солнечного магнитного поля. В самом начале этого процесса происходит «прорыв» трубок через атмосферу в корону. В итоге сильное поле подавляет плазменное движение и препятствует попаданию наружу внутренних областей. Поначалу в этой области появляется факел, а затем – небольшая точка (пора), имеющая диаметр в несколько тысяч километров.

На протяжении нескольких часов наблюдается возрастание величины магнитной индукции, а также размера и числа пор. С течением времени они способны друг с другом сливаться и формировать пятна на Солнце в количестве одного или нескольких штук. Срок их существования равен нескольким месяцам. Этот факт и стал базой для доказательства вращения Солнца.

Традиционно пятна на Солнце образуются целыми группами. Но порой дают о себе знать одиночные элементы, продолжительность жизни которых составляет всего несколько суток. Лишь 50% пятен живет больше, чем 2 дня, а 1/10 их часть способна существовать свыше 11-ти дней. Ориентируются эти элементы параллельно относительно экватора, однако имеет место определенный наклон оси.

Свойства и характеристики

Пятна на Солнце отличаются определенными параметрами. Среднее температурное значение фотосферы составляет порядка 6000 К. В центре, где наблюдается самая темная область, этот показатель равен 4000 К. Вещество, принадлежащее образованиям, невзирая на низкую температуру, излучает свет, поэтому возникает ощущение черноты пятен. Самая темная часть, расположенная по центру, называется тенью и имеет диаметр 0,4 диаметра образования.

Этапы развития

Движение плазмы нередко заторможено вследствие локального усиления магнитного поля. В итоге вынос тепла на солнечную фотосферу замедляется. Гранулы подвергаются охлаждению на 1000 градусов, что приводит к их существенному потемнению и созданию единичного пятна на Солнце. Какие-то элементы пропадают уже спустя несколько дней, а некоторые объекты имеют возможность развития в целые группы биполярного типа. Самые внушительные по размерам категории всегда обладают связанной группой.

Возникновение солнечного пятна: магнитные линии проникают сквозь фотосферу Солнца

Размерные характеристики

Размерные параметры традиционно характеризуются протяженностью и числом пятен. Группа может включать в себя любое количество пятен в диапазоне 1-150. Площади также вариабельны. Максимальное значение присвоено группе под номером 1488603, которая возникла на солнечном диске в 1947 году, 30 марта. К 8 апреля (т. е. чуть больше чем за неделю) значение ее площади стало равняться 6132 м. с. п. В ходе максимального развития группы удалось выяснить, что отдельные пятна на Солнце пребывали в ней в количестве 170 штук.

Цикличность

Наблюдается прямая взаимосвязь между солнечным циклом и частотой, с которой появляются образования, а также их продолжительностью существования и уровнем активности. На один полный цикл приходится порядка 11 лет. Когда активность практически нулевая, таких пятен мало, или они вовсе отсутствуют. Пятна на Солнце имеют способность появляться в количестве нескольких сотен штук при повышенной активности.

В отчете Daily Mail солнечное пятно 1302 характеризовалось как «бегемот», выпускающий огромные солнечные вспышки.

Продолжительность цикла

В среднем данное значение составляет 11 лет, общий диапазон – 9-14 лет. В течение столетий эти средние значения подлежат изменениям. К примеру, в 20 веке средняя длина одного цикла была равной 10,2 года. Непостоянной является и его форма. В процессе перехода от минимального значения к максимальному показателю активность становится тем быстрее, чем большим является число пятен.

Начальное и конечное значение

Относительно недавно в качестве начала цикла было принято считать момент, в который солнечная активность находилась в точке минимума. Современные методы измерений позволили моментально определять изменение полярности, поэтому в настоящее время именно они являются началом цикла. Точная нумерация была предложена Р. В 2009 г. в соответствии с нумерацией Вольфа стартовал 24-й по счету цикл.

На практике также используется значение периодичности изменения максимального числа солнечных пятен, период которых равен 100 лет. Интервалы времени, на которые приходились их последние минимумы, следующие: 1800-1840, 1890-1920 г. Среди современных ученых имеется предположение о том, что имеются циклы еще большей продолжительности.

cosmosplanet.ru

Солнечные пятна — Википедия

Группа пятен на Солнце, сфотографированная в видимом свете. Снимок сделан космическим аппаратом Hinode 13 декабря 2006 года.[1] В этой группе в тот день произошла вспышка балла X3.4[2] Два пятна на Солнце, появившиеся 19-20 февраля 2013 года

Со́лнечные пя́тна — тёмные области на Солнце, температура которых понижена примерно на 1500 К по сравнению с окружающими участками фотосферы. Наблюдаются на диске Солнца (с помощью оптических приборов, а в случае крупных пятен — и невооружённым глазом) в виде тёмных пятен. Солнечные пятна являются областями выхода в фотосферу сильных (до нескольких тысяч гаусс) магнитных полей. Потемнение фотосферы в пятнах обусловлено подавлением магнитным полем конвективных движений вещества и, как следствие, снижением потока переноса тепловой энергии в этих областях.

Количество пятен на Солнце (и связанное с ним число Вольфа) — один из главных показателей солнечной магнитной активности.

На более холодных звёздах (класса K и холоднее) наблюдаются пятна намного большей площади, чем на Солнце[3].

История изучения

Первые сообщения о пятнах на Солнце относятся к наблюдениям 800 года до н. э. в Китае.

Зарисовки пятен из хроники Иоанна Вустерского

Впервые пятна были зарисованы в 1128 году в хронике Иоанна Вустерского[4].

Первое известное упоминание солнечных пятен в древнерусской литературе содержится в Никоновской летописи, в записях, относящихся ко второй половине XIV века[5]:

бысть знамение на небеси, солнце бысть, аки кровь, и по нем места черны

— (1365 год)

бысть знамение в солнце, места черны по солнцу, аки гвозди, и мгла велика была

— (1371 год)

С 1610 года начинается эпоха инструментального исследования Солнца. Изобретение телескопа и его специальной разновидности для наблюдения за Солнцем — гелиоскопа, позволило Галилею, Томасу Хэрриоту, Кристофу Шейнеру и другим учёным рассмотреть солнечные пятна. Галилей, по-видимому, первым среди исследователей понял, что пятна являются частью солнечной структуры, в отличие от Шейнера, посчитавшего их проходящими перед Солнцем планетами. Это предположение позволило Галилею открыть вращение Солнца и вычислить его период. Приоритету открытия пятен и их природе была посвящена более чем десятилетняя полемика между Галилеем и Шейнером, однако, скорее всего, и первое наблюдение и первая публикация не принадлежат ни одному из них[6].

Первые исследования фокусировались на природе пятен и их поведении[4]. Несмотря на то, что физическая природа пятен оставалась неясной вплоть до XX века, наблюдения продолжались. К XIX веку уже имелся достаточно продолжительный ряд наблюдений пятен, чтобы заметить периодические вариации в активности Солнца. В 1845 году Д. Генри и С. Александер (англ. S. Alexander) из Принстонского университета провели наблюдения Солнца с помощью специального термометра (en:thermopile) и определили, что интенсивность излучения пятен, по сравнению с окружающими областями Солнца, понижена[7].

Возникновение

Возникновение солнечного пятна: магнитные линии проникают сквозь фотосферу Солнца

Пятна возникают в результате возмущений отдельных участков магнитного поля Солнца. В начале этого процесса трубки магнитного поля «прорываются» сквозь фотосферу в область короны, и сильное поле подавляет конвективное движение плазмы в гранулах, препятствуя в этих местах переносу энергии из внутренних областей наружу. Сначала в этом месте возникает факел, чуть позже и западнее — маленькая точка, называемая по́ра, размером несколько тысяч километров. В течение нескольких часов величина магнитной индукции растет (при начальных значениях 0,1 тесла), размер и количество пор увеличивается. Они сливаются друг с другом и формируют одно или несколько пятен. В период наибольшей активности пятен величина магнитной индукции может достигать 0,4 тесла.

Срок существования пятен достигает нескольких месяцев, то есть отдельные группы пятен могут наблюдаться в течение нескольких оборотов Солнца. Именно этот факт (движение наблюдаемых пятен по солнечному диску) послужил основой для доказательства вращения Солнца и позволил провести первые измерения периода обращения Солнца вокруг своей оси.

Пятна обычно образуются группами, однако иногда возникает одиночное пятно, живущее всего несколько дней, или биполярная группа: два пятна разной магнитной полярности, соединённые линиями магнитного поля. Западное пятно в такой биполярной группе называется «ведущим», «головным» или «P-пятном» (от англ. preceding), восточное — «ведомым», «хвостовым» или «F-пятном» (от англ. following).

Только половина пятен живёт больше двух дней, и всего десятая часть — более 11 дней.

В начале 11-летнего цикла солнечной активности пятна на Солнце появляются на высоких гелиографических широтах (порядка ±25—30°), а с ходом цикла пятна мигрируют к солнечному экватору, в конце цикла достигая широт ±5—10°. Эта закономерность носит название «закон Шпёрера».

Группы пятен ориентируются приблизительно параллельно солнечному экватору, однако отмечается некоторый наклон оси группы относительно экватора, который имеет тенденцию к увеличению для групп, расположенных дальше от экватора (т. н. «закон Джоя»).

Свойства

Средняя температура фотосферы Солнца около 6000 К (эффективная температура — 5770 К, температура излучения — 6050 К). Центральная, самая тёмная, область пятен имеет температуру всего около 4000 К, наружные области пятен, граничащие с нормальной фотосферой, — от 5000 до 5500 К. Несмотря на то, что температура пятен ниже, их вещество все равно излучает свет, пусть и в меньшей степени, чем остальная фотосфера. Именно из-за этой разницы температур при наблюдении и возникает ощущение, что пятна тёмные, почти чёрные, хотя на самом деле они тоже светятся, однако их свечение теряется на фоне более яркого солнечного диска.

Центральная тёмная часть пятна носит название тени. Обычно её диаметр составляет около 0,4 диаметра пятна. В тени напряжённость магнитного поля и температура довольно однородны, а интенсивность свечения в видимом свете составляет 5-15 % от фотосферной величины. Тень окружена полутенью, состоящей из светлых и тёмных радиальных волокон с интенсивностью свечения от 60 до 95 % от фотосферного.[8]

Фотосфера Солнца в области, где располагается пятно, расположена примерно на 500—700 км глубже, чем верхняя граница окружающей фотосферы. Это явление носит название «вильсоновской депрессии».

Пятна — области наибольшей активности на Солнце. В случае, если пятен много, то существует высокая вероятность того, что произойдет пересоединение магнитных линий — линии, проходящие внутри одной группы пятен, рекомбинируют с линиями из другой группы пятен, имеющими противоположную полярность. Видимым результатом этого процесса является солнечная вспышка. Всплеск излучения, достигая Земли, вызывает сильные возмущения её магнитного поля, нарушает работу спутников и даже оказывает влияние на расположенные на планете объекты. Из-за нарушений магнитного поля Земли увеличивается вероятность возникновения северных сияний в низких географических широтах. Ионосфера Земли также подвержена флуктуациям солнечной активности, что проявляется в изменении распространения коротких радиоволн.

Классификация

Множественные группы солнечных пятен: хорошо различимы тень и полутень. 16 мая 2000 года

Пятна классифицируют в зависимости от срока жизни, размера, расположения.

Стадии развития

Локальное усиление магнитного поля, как было сказано выше, тормозит движение плазмы в конвекционных ячейках, тем самым замедляя вынос тепла на фотосферу Солнца. Охлаждение затронутых этим процессом гранул (примерно на 1000 °C) приводит к их потемнению и формированию единичного пятна. Некоторые из них исчезают через несколько дней. Другие развиваются в биполярные группы из двух пятен, магнитные линии в которых имеют противоположную полярность. Из них могут сформироваться группы из множества пятен, которые в случае дальнейшего увеличения области полутени объединяют до сотни пятен, достигая размеров в сотни тысяч километров. После этого происходит медленное (в течение нескольких недель или месяцев) снижение активности пятен и уменьшение их размеров до маленьких двойных или одинарных точек.

Самые крупные группы пятен всегда имеют связанную группу в другом полушарии (северном или южном). Магнитные линии в таких случаях выходят из пятен в одном полушарии и входят в пятна в другом.

Размеры групп пятен

Размеры группы пятен принято характеризовать её геометрической протяжённостью, а также количеством входящих в неё пятен и их полной площадью.

В группе может насчитываться от одного до полутора сотен и более пятен. Площади групп, которые удобно измерять в миллионных долях площади солнечной полусферы (м.с.п.), варьируются от нескольких м.с.п. до нескольких тысяч м.с.п.

Максимальную площадь за весь период непрерывных наблюдений групп пятен (с 1874 по 2012 годы) имела группа № 1488603 (по Гринвичскому каталогу), появившаяся на диске Солнца 30 марта 1947 года, в максимуме 18-го 11-летнего цикла солнечной активности. К 8 апреля её полная площадь достигла 6132 м.с.п. (1,87·1010 км², что более чем в 36 раз превышает площадь земного шара).[9] На фазе своего максимального развития эта группа состояла из более чем 170 отдельных солнечных пятен.[10]

Цикличность

Реконструкция солнечной активности за 11000 лет

Солнечный цикл связан с частотой появления пятен, их активностью и сроком жизни. Один цикл охватывает примерно 11 лет. В периоды минимума активности пятен на Солнце очень мало или нет вообще, в то время как в период максимума их может наблюдаться несколько сотен. В конце каждого цикла полярность солнечного магнитного поля меняется на противоположную, поэтому правильнее говорить о 22-летнем солнечном цикле.

Длительность цикла

Хотя в среднем цикл солнечной активности длится около 11 лет, бывают циклы длиной от 9 до 14 лет. Средние значения также меняются на протяжении столетий. Так, в XX веке средняя длина цикла составила 10,2 года.

Форма цикла непостоянна. Швейцарский астроном Макс Вальдмайер утверждал, что переход от минимума к максимуму солнечной активности происходит тем быстрее, чем больше максимальное количество солнечных пятен, зарегистрированное в этом цикле (т. н. «правило Вальдмайера»).

Начало и конец цикла

В прошлом началом цикла считался момент, когда солнечная активность пребывала в точке своего минимума. Благодаря современным методам измерений стало возможно определять изменение полярности солнечного магнитного поля, поэтому сейчас за начало цикла принимают момент изменения полярности пятен.[источник не указан 2186 дней]

Нумерация циклов была предложена Р. Вольфом. Первый цикл, согласно этой нумерации, начался в 1749 году. В 2009 году начался 24-й солнечный цикл.

Данные о последних солнечных циклах
Номер цикла Год и месяц начала Год и месяц максимума Максимальное количество пятен
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*
  • Данные последней строки — прогноз

Существует периодичность изменения максимального количества солнечных пятен с характерным периодом около 100 лет («вековой цикл»). Последние минимумы этого цикла приходились примерно на 1800—1840 и 1890—1920 годы. Есть предположение о существовании циклов ещё большей длительности.

См. также

Примечания

Литература

Ссылки

Анимации-схемы процесса зарождения солнечных пятен

wikipedia.green

Солнечные пятна: характеристика с фото

Дмитрий Лялин

Солнечная система > Солнце > Солнечные пятна

Что такое солнечные пятна: описание явления на Солнце с фото, температура плазмы в пятне, длительность существования, сила магнитного поля и сравнение с Землей.

Солнечные пятна можно наблюдать в качестве областей с низкой светимостью на самой поверхности звезды. Солнечная плазма в центре пятна способна достигать температуры в 3700 К, что намного меньше значений в 5700 К, присущих соседним областям фотосферы. Чаще всего тёмные образования на поверхности небесного тела живут несколько дней. Самые огромные существуют несколько дольше – до нескольких недель. В пятнах на Солнце концентрируются мощные магнитные поля. Значение таких полей превышает земное во много тысяч раз. Можете полюбоваться на фото солнечных пятен.

Солнечные пятна на поверхности нашего светила

Обычно образования в фотосфере появляются в составе двух рядом находящихся групп. Их магнитные поля разнонаправленны. Одна группа пятен имеет северную направленность (положительная), а другая - южную (отрицательную). Магнитное поле Солнца наделено наибольшим значением на самых тёмных участках образований (тень пятна).

Тут направление потока почти перпендикулярно поверхности фотосферы. Светлые места (полутени) означают, что магнитные линии имеют сильный наклон почти до горизонтального положения.

Солнечное пятно крупным планом

Пятна на Солнце давно стали объектом исследований среди учёных и любителей. На них происходят наиболее сильные вспышки, которые являются сильнейшим фактором, влияющим на всю жизнедеятельность на нашей планете. Телескопы Земли постоянно следят за Солнцем, поэтому у вас есть возможность наблюдать солнечные пятна онлайн на нашем сайте.


Положение и движение Солнца

Строение Солнца

Особенности Солнца

Общее

v-kosmose.com

Как устроены пятна на Солнце

На диске Солнца появилась одна из самых крупных в этом году активных областей, а значит, на Солнце снова есть пятна — притом что наша звезда вступает в период минимальной активности. О природе и истории обнаружения солнечных пятен, а также об их влиянии на земную атмосферу рассказывает сотрудник Лаборатории рентгеновской астрономии Солнца ФИАН, доктор физико-математических наук Сергей Богачев.

NASA

В первом десятилетии XVII века итальянский ученый Галилео Галилей и немецкий астроном и механик Кристоф Шейнер приблизительно одновременно и независимо друг от друга усовершенствовали изобретенную за несколько лет до этого подзорную трубу (или телескоп) и создали на ее основе гелиоскоп — прибор, позволяющий наблюдать Солнце, проецируя его изображение на стену. На этих изображениях ими были обнаружены детали, которые можно было бы принять за дефекты стены, если бы они не перемещались вместе с изображением — небольшие пятна, усеивающие поверхность идеального (и отчасти божественного) центрального небесного тела — Солнца. Так в историю науки вошли солнечные пятна, а в нашу жизнь — поговорка о том, что на свете нет ничего идеального: «И на Солнце есть пятна».

Солнечные пятна являются основной деталью, которую можно разглядеть на поверхности нашей звезды без применения сложной астрономической техники. Видимые размеры пятен составляю порядка одной угловой минуты (размер 10-копеечной монеты с расстояния в 30 метров), что находится на пределе разрешения человеческого глаза. Однако достаточно совсем простого оптического прибора, увеличивающего всего в несколько раз, чтобы эти объекты были обнаружены, что, собственно, и произошло в Европе в начале XVII века. Отдельные наблюдения пятен, впрочем, регулярно происходили и до этого, причем часто они делались просто глазом, но оставались незамеченными или непонятыми.

Природу пятен некоторое время пытались объяснить, не затрагивая идеальность Солнца, например, как облака в солнечной атмосфере, но довольно быстро стало понятно, что они относятся посредственно к солнечной поверхности. Природа их, тем не менее, оставалась загадкой вплоть до первой половины XX, когда на Солнце впервые были обнаружены магнитные поля и оказалось, что места их концентрации совпадают с местами формирования пятен.

Почему пятна выглядят темными? Прежде всего надо заметить, что их темнота не является абсолютной. Она, скорее, подобна темному силуэту человека, стоящего на фоне освещенного окна, то есть является лишь кажущейся на фоне очень яркого окружающего света. Если измерить «яркость» пятна, то можно обнаружить, что оно также излучает свет, но лишь на уровне 20-40 процентов от нормального света Солнца. Этого факта достаточно, чтобы без каких-либо дополнительных измерений определить температуру пятна, так как поток теплового излучения от Солнца однозначно связан с его температурой через закон Стефана-Больцмана (поток излучения пропорционален температуре излучающего тела в четвертой степени). Если положить яркость обычной поверхности Солнца с температурой около 6000 градусов Цельсия как единицу, то температура солнечных пятен должна составлять около 4000-4500 градусов. Собственно говоря, так оно и есть — солнечные пятна (а это впоследствии было подтверждено и иными методами, например спектроскопическими исследованиями излучения), являются просто участками поверхности Солнца более низкой температуры.

Связь пятен с магнитными полями объясняется влиянием магнитного поля на температуру газа. Такое влияние связано с наличием у Солнца конвективной (кипящей) зоны, которая простирается от поверхности на глубину примерно трети солнечного радиуса. Кипение солнечной плазмы непрерывно поднимает из его недр к поверхности горячую плазму и тем самым повышает температуру поверхности. В областях, где поверхность Солнца пробивают трубки сильного магнитного поля, эффективность конвекции подавляется вплоть до полной ее остановки. В результате без подпитки горячей конвективной плазмой поверхность Солнца остывает как раз до температур порядка 4000 градусов. Формируется пятно.

Активная область на Солнце 26 апреля 2018 года

NASA

В наши дни пятна изучают в основном как центры активных солнечных областей, в которых концентрируются солнечные вспышки. Дело в том, что магнитное поле, «источником» которого являются пятна, приносит в атмосферу Солнца дополнительные запасы энергии, которые являются для Солнца «лишними», и оно, как и любая физическая система, стремящаяся минимизировать свою энергию, пытается от них избавиться. Эта дополнительная энергия так и называется — свободная. Для сброса лишней энергии существует два основных механизма.

Первый, когда Солнце просто выбрасывает в межпланетное пространство отягощающую его часть атмосферы вместе с лишними магнитными полями, плазмой и токами. Эти явления называют корональными выбросами массы. Соответствующие выбросы, распространяясь от Солнца, достигают порой колоссальных размеров в несколько миллионов километров и являются, в частности, главной причиной магнитных бурь — удар такого сгустка плазмы по магнитному полю Земли выводит его из равновесия, заставляет колебаться, а также усиливает электрические токи, текущие в магнитосфере Земли, что и составляет суть магнитной бури.

Второй способ — это солнечные вспышки. В этом случае свободная энергия сжигается непосредственно в солнечной атмосфере, однако последствия этого тоже могут доходить до Земли — в виде потоков жесткого излучения и заряженных частиц. Такое воздействие, являющееся по своей природе радиационным, является одной из главных причин выхода из строя космических аппаратов, а также полярных сияний.

Не стоит, впрочем, обнаружив на Солнце пятно, сразу готовиться к солнечным вспышкам и магнитным бурям. Довольно частой является ситуация, когда появление на диске Солнца пятен, даже рекордно крупных, не приводит даже к минимальному повышению уровня солнечной активности. Почему так происходит? Связано это с природой высвобождения магнитной энергии на Солнце. Такая энергия не может высвободиться из одного магнитного потока, точно так же как лежащий на столе магнит, как бы его ни трясли, не создаст никакой солнечной вспышки. Таких потоков должно быть, как минимум, два, и они должны иметь возможность для взаимодействия друг с другом.

Поскольку одна магнитная трубка, пробивающая поверхность Солнца в двух местах, создает два пятна, то все группы пятен, в которых пятен всего два или одно, создавать вспышки не способны. Эти группы образованы одним потоком, которому не с чем взаимодействовать. Такая пара пятен может быть гигантской и существовать на диске Солнца месяцами, пугая Землю своими размерами, но не создаст ни одной, даже минимальной, вспышки. Подобные группы имеют классификацию и называются типом Альфа, если пятно одно, или Бета, если их два.

Сложное солнечное пятно типа Бета-Гамма-Дельта. Сверху — пятно в видимом диапазоне, внизу — магнитные поля, показанные с помощью прибора HMI на борту космической обсерватории SDO

NASA

 Если вы обнаружили сообщение о появлении на Солнце нового пятна, не поленитесь и посмотрите тип группы. Если это Альфа или Бета, то можете не беспокоиться — ни вспышек, ни магнитных бурь Солнце в ближайшие дни не произведет. Более сложным классом является Гамма. Это группы пятен, в которых существует несколько пятен северной и южной полярности. В такой области существует как минимум два взаимодействующих магнитных потока. Соответственно, такая область будет терять магнитную энергию и подпитывать солнечную активность. И, наконец, последний класс — Бета-Гамма. Это максимально сложные области, с предельно запутанным магнитным полем. Если такая группа появилась в каталоге, можно не сомневаться — распутывать эту систему Солнце будет не менее нескольких дней, сжигая энергию в виде вспышек, в том числе крупных, и выбрасывая плазму, пока не упростит данную систему до простой конфигурации Альфа или Бета.

Впрочем, несмотря на «устрашающую» связь пятен со вспышками и магнитными бурями, не следует забывать, что это одно из наиболее замечательных астрономических явлений, которое можно наблюдать с поверхности Земли в любительские инструменты. Наконец, солнечные пятна, это очень красивый объект — достаточно посмотреть на их снимки, полученные с высоким разрешением. Тем же, кто даже после этого не способен забыть о негативных аспектах этого явления, можно утешиться тем, что число пятен на Солнце все-таки относительно мало (не более 1 процента поверхности диска, а чаще гораздо меньше).

Ряд типов звезд, как минимум красные карлики, «страдают» в куда большей степени — пятнами в них может быть покрыто до десятков процентов площади. Можно вообразить, какие проблемы с космической погодой имеют гипотетические обитатели соответствующих планетных систем, и еще раз порадоваться, рядом с какой относительно спокойной звездой нам посчастливилось жить.

nplus1.ru

Солнечные пятна — Википедия. Что такое Солнечные пятна

Группа пятен на Солнце, сфотографированная в видимом свете. Снимок сделан космическим аппаратом Hinode 13 декабря 2006 года.[1] В этой группе в тот день произошла вспышка балла X3.4[2] Два пятна на Солнце, появившиеся 19-20 февраля 2013 года

Со́лнечные пя́тна — тёмные области на Солнце, температура которых понижена примерно на 1500 К по сравнению с окружающими участками фотосферы. Наблюдаются на диске Солнца (с помощью оптических приборов, а в случае крупных пятен — и невооружённым глазом) в виде тёмных пятен. Солнечные пятна являются областями выхода в фотосферу сильных (до нескольких тысяч гаусс) магнитных полей. Потемнение фотосферы в пятнах обусловлено подавлением магнитным полем конвективных движений вещества и, как следствие, снижением потока переноса тепловой энергии в этих областях.

Количество пятен на Солнце (и связанное с ним число Вольфа) — один из главных показателей солнечной магнитной активности.

На более холодных звёздах (класса K и холоднее) наблюдаются пятна намного большей площади, чем на Солнце[3].

История изучения

Первые сообщения о пятнах на Солнце относятся к наблюдениям 800 года до н. э. в Китае.

Зарисовки пятен из хроники Иоанна Вустерского

Впервые пятна были зарисованы в 1128 году в хронике Иоанна Вустерского[4].

Первое известное упоминание солнечных пятен в древнерусской литературе содержится в Никоновской летописи, в записях, относящихся ко второй половине XIV века[5]:

бысть знамение на небеси, солнце бысть, аки кровь, и по нем места черны

— (1365 год)

бысть знамение в солнце, места черны по солнцу, аки гвозди, и мгла велика была

— (1371 год)

С 1610 года начинается эпоха инструментального исследования Солнца. Изобретение телескопа и его специальной разновидности для наблюдения за Солнцем — гелиоскопа, позволило Галилею, Томасу Хэрриоту, Кристофу Шейнеру и другим учёным рассмотреть солнечные пятна. Галилей, по-видимому, первым среди исследователей понял, что пятна являются частью солнечной структуры, в отличие от Шейнера, посчитавшего их проходящими перед Солнцем планетами. Это предположение позволило Галилею открыть вращение Солнца и вычислить его период. Приоритету открытия пятен и их природе была посвящена более чем десятилетняя полемика между Галилеем и Шейнером, однако, скорее всего, и первое наблюдение и первая публикация не принадлежат ни одному из них[6].

Первые исследования фокусировались на природе пятен и их поведении[4]. Несмотря на то, что физическая природа пятен оставалась неясной вплоть до XX века, наблюдения продолжались. К XIX веку уже имелся достаточно продолжительный ряд наблюдений пятен, чтобы заметить периодические вариации в активности Солнца. В 1845 году Д. Генри и С. Александер (англ. S. Alexander) из Принстонского университета провели наблюдения Солнца с помощью специального термометра (en:thermopile) и определили, что интенсивность излучения пятен, по сравнению с окружающими областями Солнца, понижена[7].

Возникновение

Возникновение солнечного пятна: магнитные линии проникают сквозь фотосферу Солнца

Пятна возникают в результате возмущений отдельных участков магнитного поля Солнца. В начале этого процесса трубки магнитного поля «прорываются» сквозь фотосферу в область короны, и сильное поле подавляет конвективное движение плазмы в гранулах, препятствуя в этих местах переносу энергии из внутренних областей наружу. Сначала в этом месте возникает факел, чуть позже и западнее — маленькая точка, называемая по́ра, размером несколько тысяч километров. В течение нескольких часов величина магнитной индукции растет (при начальных значениях 0,1 тесла), размер и количество пор увеличивается. Они сливаются друг с другом и формируют одно или несколько пятен. В период наибольшей активности пятен величина магнитной индукции может достигать 0,4 тесла.

Срок существования пятен достигает нескольких месяцев, то есть отдельные группы пятен могут наблюдаться в течение нескольких оборотов Солнца. Именно этот факт (движение наблюдаемых пятен по солнечному диску) послужил основой для доказательства вращения Солнца и позволил провести первые измерения периода обращения Солнца вокруг своей оси.

Пятна обычно образуются группами, однако иногда возникает одиночное пятно, живущее всего несколько дней, или биполярная группа: два пятна разной магнитной полярности, соединённые линиями магнитного поля. Западное пятно в такой биполярной группе называется «ведущим», «головным» или «P-пятном» (от англ. preceding), восточное — «ведомым», «хвостовым» или «F-пятном» (от англ. following).

Только половина пятен живёт больше двух дней, и всего десятая часть — более 11 дней.

В начале 11-летнего цикла солнечной активности пятна на Солнце появляются на высоких гелиографических широтах (порядка ±25—30°), а с ходом цикла пятна мигрируют к солнечному экватору, в конце цикла достигая широт ±5—10°. Эта закономерность носит название «закон Шпёрера».

Группы пятен ориентируются приблизительно параллельно солнечному экватору, однако отмечается некоторый наклон оси группы относительно экватора, который имеет тенденцию к увеличению для групп, расположенных дальше от экватора (т. н. «закон Джоя»).

Свойства

Средняя температура фотосферы Солнца около 6000 К (эффективная температура — 5770 К, температура излучения — 6050 К). Центральная, самая тёмная, область пятен имеет температуру всего около 4000 К, наружные области пятен, граничащие с нормальной фотосферой, — от 5000 до 5500 К. Несмотря на то, что температура пятен ниже, их вещество все равно излучает свет, пусть и в меньшей степени, чем остальная фотосфера. Именно из-за этой разницы температур при наблюдении и возникает ощущение, что пятна тёмные, почти чёрные, хотя на самом деле они тоже светятся, однако их свечение теряется на фоне более яркого солнечного диска.

Центральная тёмная часть пятна носит название тени. Обычно её диаметр составляет около 0,4 диаметра пятна. В тени напряжённость магнитного поля и температура довольно однородны, а интенсивность свечения в видимом свете составляет 5-15 % от фотосферной величины. Тень окружена полутенью, состоящей из светлых и тёмных радиальных волокон с интенсивностью свечения от 60 до 95 % от фотосферного.[8]

Фотосфера Солнца в области, где располагается пятно, расположена примерно на 500—700 км глубже, чем верхняя граница окружающей фотосферы. Это явление носит название «вильсоновской депрессии».

Пятна — области наибольшей активности на Солнце. В случае, если пятен много, то существует высокая вероятность того, что произойдет пересоединение магнитных линий — линии, проходящие внутри одной группы пятен, рекомбинируют с линиями из другой группы пятен, имеющими противоположную полярность. Видимым результатом этого процесса является солнечная вспышка. Всплеск излучения, достигая Земли, вызывает сильные возмущения её магнитного поля, нарушает работу спутников и даже оказывает влияние на расположенные на планете объекты. Из-за нарушений магнитного поля Земли увеличивается вероятность возникновения северных сияний в низких географических широтах. Ионосфера Земли также подвержена флуктуациям солнечной активности, что проявляется в изменении распространения коротких радиоволн.

Классификация

Множественные группы солнечных пятен: хорошо различимы тень и полутень. 16 мая 2000 года

Пятна классифицируют в зависимости от срока жизни, размера, расположения.

Стадии развития

Локальное усиление магнитного поля, как было сказано выше, тормозит движение плазмы в конвекционных ячейках, тем самым замедляя вынос тепла на фотосферу Солнца. Охлаждение затронутых этим процессом гранул (примерно на 1000 °C) приводит к их потемнению и формированию единичного пятна. Некоторые из них исчезают через несколько дней. Другие развиваются в биполярные группы из двух пятен, магнитные линии в которых имеют противоположную полярность. Из них могут сформироваться группы из множества пятен, которые в случае дальнейшего увеличения области полутени объединяют до сотни пятен, достигая размеров в сотни тысяч километров. После этого происходит медленное (в течение нескольких недель или месяцев) снижение активности пятен и уменьшение их размеров до маленьких двойных или одинарных точек.

Самые крупные группы пятен всегда имеют связанную группу в другом полушарии (северном или южном). Магнитные линии в таких случаях выходят из пятен в одном полушарии и входят в пятна в другом.

Размеры групп пятен

Размеры группы пятен принято характеризовать её геометрической протяжённостью, а также количеством входящих в неё пятен и их полной площадью.

В группе может насчитываться от одного до полутора сотен и более пятен. Площади групп, которые удобно измерять в миллионных долях площади солнечной полусферы (м.с.п.), варьируются от нескольких м.с.п. до нескольких тысяч м.с.п.

Максимальную площадь за весь период непрерывных наблюдений групп пятен (с 1874 по 2012 годы) имела группа № 1488603 (по Гринвичскому каталогу), появившаяся на диске Солнца 30 марта 1947 года, в максимуме 18-го 11-летнего цикла солнечной активности. К 8 апреля её полная площадь достигла 6132 м.с.п. (1,87·1010 км², что более чем в 36 раз превышает площадь земного шара).[9] На фазе своего максимального развития эта группа состояла из более чем 170 отдельных солнечных пятен.[10]

Цикличность

Реконструкция солнечной активности за 11000 лет

Солнечный цикл связан с частотой появления пятен, их активностью и сроком жизни. Один цикл охватывает примерно 11 лет. В периоды минимума активности пятен на Солнце очень мало или нет вообще, в то время как в период максимума их может наблюдаться несколько сотен. В конце каждого цикла полярность солнечного магнитного поля меняется на противоположную, поэтому правильнее говорить о 22-летнем солнечном цикле.

Длительность цикла

Хотя в среднем цикл солнечной активности длится около 11 лет, бывают циклы длиной от 9 до 14 лет. Средние значения также меняются на протяжении столетий. Так, в XX веке средняя длина цикла составила 10,2 года.

Форма цикла непостоянна. Швейцарский астроном Макс Вальдмайер утверждал, что переход от минимума к максимуму солнечной активности происходит тем быстрее, чем больше максимальное количество солнечных пятен, зарегистрированное в этом цикле (т. н. «правило Вальдмайера»).

Начало и конец цикла

В прошлом началом цикла считался момент, когда солнечная активность пребывала в точке своего минимума. Благодаря современным методам измерений стало возможно определять изменение полярности солнечного магнитного поля, поэтому сейчас за начало цикла принимают момент изменения полярности пятен.[источник не указан 2186 дней]

Нумерация циклов была предложена Р. Вольфом. Первый цикл, согласно этой нумерации, начался в 1749 году. В 2009 году начался 24-й солнечный цикл.

Данные о последних солнечных циклах
Номер цикла Год и месяц начала Год и месяц максимума Максимальное количество пятен
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*
  • Данные последней строки — прогноз

Существует периодичность изменения максимального количества солнечных пятен с характерным периодом около 100 лет («вековой цикл»). Последние минимумы этого цикла приходились примерно на 1800—1840 и 1890—1920 годы. Есть предположение о существовании циклов ещё большей длительности.

См. также

Примечания

Литература

Ссылки

Анимации-схемы процесса зарождения солнечных пятен

wiki.sc

Что представляют собой солнечные пятна? | Помощь

Что представляют собой солнечные пятна?

Солнечные пятна наблюдаются в виде темных (по сравнению с их окружением) пятен. Это места на поверхности Солнца, где силовые линий магнитного поля пересекая поверхность выходят из тела Солнца. Размер солнечных пятен, может в несколько раз превосходить Землю и они всегда темнее, потому что их температура ниже окружающей поверхности Солнца. Солнечное пятно может иметь температуру вблизи 3700°C. Это звучит солидно, но по сравнию с температурой фотосферы Солнца, которая составляет приблизительно 5500°C, - разница существенна. Если представить себе солнечное пятно в ночном небе, то оно светило бы столь же ярко, как светит Солнце в часы рассвета или заката.

В период максимума солнечного цикла Солнечные пятна - обычное явление на Солнце. Максимум солнечнного цикла, - период наибольшей солнечной активности, где один солнечный цикл длится около 11 лет. В течении минимума солнечного цикла пятен на видимом солнечном диске появляется мало и часто бывает так, что они не возникают вовсе. Солнечные пятна образуются там, где силовые линии магнитного поля выходят из внутренней части Солнца пересекая поверхность. Важно то, что каждое солнечное пятно имеет свою полярность.

Солнечное пятно состоит из двух частей:

  • Темная часть (umbra)
  • Более легкая часть вокруг темной части (penumbra)

Группы солнечных пятен

Ниже представлено изображене большой и сложной группы солнечных пятен или активным регионом. Ежедневно Центром прогнозирования космической погоды NOAA, все группы солнечных пятен на солнечном диске, обращенном к Земле, анализируются на предмет их эруптивной угрозы и получают число. Группы солнечных пятен, особенно сложной магнитной структуры могут вызвать явление называемое солнечной вспышкой.

Вращение Солнца

Солнечные объекты, такие как области солнечных пятен, проходит через солнечный диск с востока на запад, как можно наблюдать с Земли, в силу того, что Солнце вращается вокруг своей оси, подобно Земле. Это важно, поскольку для того, чтобы выброс корональной массы мог быть отправлен в направлении Земли, область солнечных пятен должна находиться вблизи центрального меридиана (как это видно с Земли). Для перемещения области солнечных пятен в близи экватора от восточной оконечности видимого солнечного диска к западной, требуется около 2 недель. Чем сильнее область солнечных пятен удалена от экватора, тем медленее она перемещается по диску Солнца. Это связано с тем, что скорость перемещения вблизи экватора выше, чем на его полюсах. Период вращения составляет около 25,6 дней на экваторе и 33,5 дня на полюсах. Как это видно с Земли, когда она вращается вокруг Солнца,

Анимация: очень большая область солнечных пятен 2192 перемещается по солнечному диску, обращенному к Земле, как это наблюдается обсерваторией солнечной динамики.

Подробнее о солнечных пятнах

<< Перейти на предыдущую страницу

www.spaceweatherlive.com

Солнечные пятна. Вспышки на Солнце. Что происходит с Солнцем :: SYL.ru

Ни одно живое существо не будет иметь роста без солнечного света. Все зачахнет, особенно растения. Даже природные ископаемые - уголь, природный газ, нефть - являются разновидностью солнечной энергии, которая была отложена в запас. Об этом свидетельствует содержащийся в них углерод, накопленный растениями. По мнению ученых, любые изменения в выработке энергии Солнца неизбежно повлекут изменение климата Земли. Что мы знаем об этих изменениях? Что такое солнечные пятна, вспышки и чем чревато для нас их появление?

Источник жизни

Звезда по имени Солнце – наш источник тепла и энергии. Благодаря этому светилу на Земле поддерживается жизнь. О Солнце нам известно больше, чем о какой-либо другой звезде. Это понятно, ведь мы являемся частью Солнечной системы и находимся от неё всего в 150 млн км.

Для ученых большой интерес представляют солнечные пятна, которые возникают, развиваются и исчезают, а вместо исчезнувших появ­ляются новые. Иногда могут образовываться пятна-исполины. Например, в апре­ле 1947 года можно было наблюдать на Солнце сложное пятно площадью, превышающей земную поверхность в 350 раз! Его можно было наблюдать нево­оруженным глазом.

Изучение процессов на центральном светиле

Существуют большие обсерватории, имеющие в своем распоряжении специальные телескопы для изучения Солнца. Благодаря такому оборудованию астрономы могут узнать, какие процессы на Солнце происходят и как они отражаются на земной жизни. Кроме того, благодаря изучению солнечных процессов ученые могут узнать больше о других звездных объектах.

Энергия Солнца в поверхностном слое вырывается в виде света. Астрономы фиксируют существенное различие в солнечной активности, о чем свидетельствуют солнечные пятна, появляющиеся на светиле. Они представляют собой менее светлые и более холодные области солнечного диска в сравнении с общей яркостью фотосферы.

Солнечные образования

Крупные пятна довольно сложно устроены. Им характерна полутень, которая окружает темную область тени и имеет диаметр, больший более чем в два раза, чем размер самой тени. Если наблюдать солнечные пятна на краю диска нашего светила, то возникает такое впечатление, что это глубокая тарелка. Выглядит это так потому, что газ в пятнах прозрачнее, чем в окружающей атмосфере. Поэтому наш взгляд проникает глубже. Температура тени 3(4) х 103 К.

Астрономы выяснили, что основание типичного пятна находится на 1500 км ниже поверхности, окружающей его. Это открытие сделали ученые из университета Глазго в 2009 г. Возглавлял астрономическую группу Ф. Уотсон.

Температура солнечных образований

Интересно, что по величине солнечные пятна бывают как маленькими, с диаметром от 1000 до 2000 км, так и гигантскими. Размеры последних значительно превосходят показатели земного шара.

Само по себе пятно – это место, где в фотосферу выходят сильнейшие магнитные поля. Уменьшая энергетический поток, магнитные поля исходят из самих недр Солнца. Поэтому на поверхности, в местах где есть пятна на солнце, температура приблизительно на 1500 К меньше, чем в окружающей поверхности. Соответственно эти процессы делают эти места менее яркими.

Темные образования на Солнце образуют группы из больших и маленьких пятен, которые способны занимать внушительного размера области на диске светила. Однако картина образований нестабильна. Она постоянно меняется, так как пятна на Солнце тоже нестабильны. Они, как было сказано выше, возникают, изменяются в размерах и распадаются. Однако время жизни у групп темных образований довольно-таки продолжительное. Оно может длиться на протяжении 2-3-х солнечных оборотов. Сам период вращения Солнца длится приблизительно 27 суток.

Открытия

Когда Солнце опускается за горизонт, можно увидеть пятна самого большого размера. Так изучали солнечную поверхность астрономы Китая 2000 лет назад. В древности считалось, что пятна – это следствие процессов, происходящих на Земле. В XVII веке такое мнение было опровергнуто Галилео Галилеем. Благодаря использованию телескопа ему удалось сделать много важных открытий:

  • о появлении и исчезновении пятен;
  • об изменении размеров и темных образований;
  • форма, которую имеют черные пятна на Солнце, меняется при приближении их к границе видимого диска;
  • изучая перемещение по солнечному диску темных пятен, Галилео доказал вращение Солнца.

Среди всех мелких пятен обычно выделяются два крупных, которые образуют биполярную группу.

В 1859 году, 1 сентября, независимо друг от друга два английских астронома наблюдали за Солнцем в белом свете. Это были Р. Кэррингтон и Ш. Ходжсон. Они увидели нечто подобное молнии. Оно неожиданно сверкнуло среди одной группы солнечных пятен. Позже это явление было названо солнечной вспышкой.

Взрывы

Какие характеристики имеют вспышки на Солнце и как возникают? Коротко: это очень мощный взрыв на главном светиле. Благодаря ему быстро высвобождается огромнейшее количество энергии, которое накопилось солнечной атмосфере. Как известно, объем этой атмосферы ограничен. Наиболее часто вспышки возникают в областях, считающихся нейтральными. Они расположены между большими биполярными пятнами.

Как правило, вспышки на Солнце начинают развиваться с резкого и неожиданного увеличения яркости на факельной площадке. Это область более яркой и более горячей фотосферы. После этого возникает взрыв катастрофических масштабов. Во время взрыва плазма нагревается от 40 до 100 млн К. Эти проявления можно наблюдать в многократном усилении ультрафиолетового и рентгеновского излучения коротких волн Солнца. Помимо этого, наше светило издает мощный звук и выбрасывает ускоренные корпускулы.

Какие идут процессы и что происходит с Солнцем во время вспышек?

Иногда возникают такие мощные вспышки, которые генерируют солнечные космические лучи. Протоны космических лучей достигают половинной скорости света. Эти частицы – носители смертоносной энергии. Они могут беспрепятственно проникать сквозь корпус космического корабля и разрушать живые организмы на клеточном уровне. Поэтому солнечные космические представляют высокую опасность для экипажа, который настигла во время полета внезапная вспышка.

Так, Солнце излучает радиацию в виде частиц и электромагнитных волн. Общий поток излучения (видимого) остается постоянным всегда. Причем с точностью до долей процента. Слабые вспышки можно наблюдать всегда. Большие происходят раз в несколько месяцев. В годы максимальной солнечной активности большие вспышки наблюдаются несколько раз на месяц.

Изучая, что происходит с Солнцем во время вспышек, астрономы смогли измерить длительность этих процессов. Маленькая вспышка длится от 5 до 10 минут. Самые мощные - до несколько часов. За время вспышки, в пространство вокруг Солнца, выбрасывается плазма с массой до 10 млрд тонн. При этом выделяется энергия, имеющая эквивалент от десятков до сотен миллионов водородных бомб! Но мощность даже самых огромных вспышек не будет больше сотых долей процента от мощности полного солнечного излучения. Вот почему при вспышке не наблюдается заметного роста светимости Солнца.

Солнечные преобразования

5800 К – приблизительно такая температура на поверхности солнца, а в центре она достигает 16 млн К. На солнечной поверхности наблюдаются пузыри (зернистость). Их возможно рассмотреть только с помощью солнечного телескопа. С помощью процесса конвекции, происходящей в солнечной атмосфере, из нижних слоев тепловая энергия переносится в фотосферу и придает ей пенистое строение.

Не только температура на поверхности Солнца и в самом его центре различна, но и плотность с давлением. С глубиной все показатели увеличиваются. Так как в ядре температура очень высокая, там происходит реакция: водород преобразуется в гелий и при этом происходит выделение огромного количества тепла. Таким образом Солнце удерживается от сжатия под действием своей же силы тяжести.

Интересно, что наше светило – это одиночная типичная звезда. Масса и размер звезды Солнце в диаметре соответственно: 99,9 % массы объектов солнечной системы и 1,4 млн км. Жить Солнцу, как звезде, осталось 5 миллиардов лет. Оно будет постепенно нагреваться и увеличиваться в размерах. По идее, настанет момент, когда в центральном ядре весь водород израсходуется. Солнце станет в 3 раза больше сегодняшних размеров. В итоге оно остынет и превратится в белый карлик.

www.syl.ru


Смотрите также