Kdo je prvi odkril sončne pege? Sončne pege in izbruhi

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

Opredelitev

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

Študij

Opazovanje sončnih peg poteka že dolgo, njegove korenine segajo v dobo pr. Tako je Teofrast Akvinski že v 4. stoletju pr. e. v svojih delih omenil njihov obstoj. Prva skica temnenja na površini glavna zvezda je bila odkrita leta 1128, pripada Johnu Worcestru. Poleg tega je v starodavna ruska dela V 14. stoletju se omenjajo črne sončne pege. Znanost jih je začela pospešeno preučevati v 17. stoletju. Večina znanstvenikov tistega obdobja se je držala različice, da so sončne pege planeti, ki se gibljejo okoli sončne osi. Ko pa je Galilei izumil teleskop, je bil ta mit razblinjen. Bil je prvi, ki je ugotovil, da so lise sestavni del sončna struktura. Ta dogodek je sprožil močan val raziskav in opazovanj, ki se od takrat niso ustavili. Sodobna študija navdušuje domišljijo s svojim obsegom. V 400 letih je napredek na tem področju postal opazen in zdaj Kraljevi belgijski observatorij šteje število sončnih peg, a razkriva vse vidike tega kozmični pojavše vedno poteka.

Videz

Tudi v šoli otrokom pripovedujejo o obstoju magnetno polje, vendar se običajno omenja le poloidna komponenta. Toda teorija sončnih peg vključuje tudi preučevanje toroidnega elementa, seveda že govorimo o magnetnem polju Sonca. V bližini Zemlje ga ni mogoče izračunati, saj se ne pojavi na površini. Situacija je drugačna pri nebeško telo. Pod določenimi pogoji magnetna cev izplava skozi fotosfero. Kot ste morda uganili, ta emisija povzroči nastanek sončnih peg na površini. Najpogosteje se to dogaja množično, zato so najpogostejše skupinske kopičenja peg.

Lastnosti

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

Cikli sončne aktivnosti

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

Vpliv na planet

Ni skrivnost, da je Sonce tesno povezano z našim vsakdanjim življenjem. Zemlja je nenehno na udaru različnih zunanjih dražljajev. Planet pred njihovimi uničujočimi učinki varujeta magnetosfera in atmosfera. Toda na žalost se mu ne morejo povsem upreti. Tako se lahko onesposobijo sateliti, motijo ​​se radijske komunikacije, astronavti pa so izpostavljeni povečana nevarnost. Poleg tega sevanje vpliva podnebne spremembe in celo na videz osebe. Na telesu obstajajo sončne pege, ki se pojavijo pod vplivom ultravijoličnega sevanja.

To vprašanje še ni bilo dobro raziskano, tako kot vpliv sončnih peg na vsakodnevno življenje ljudi. Drug pojav, ki je odvisen od magnetnih motenj, lahko imenujemo Magnetne nevihte so postale ena najbolj znanih posledic sončne aktivnosti. Predstavljajo drugo zunanje polje okoli Zemlje, ki je vzporedno s stalnim. S pojavom prav tega magnetnega polja sodobni znanstveniki povezujejo celo povečano umrljivost, pa tudi poslabšanje bolezni srca in ožilja. In med ljudmi se je postopoma celo začelo spreminjati v vraževerje.

Nastanek

Pojav sončne pege: magnetne črte predrejo površino Sonca

Pege nastanejo kot posledica motenj v posameznih odsekih Sončevega magnetnega polja. Na začetku tega procesa žarek magnetne linije»prebije« fotosfero v območje korone in upočasni konvekcijsko gibanje plazme v granulacijskih celicah ter prepreči prenos energije iz teh mest. notranje regije ven. Na tem mestu se pojavi prva bakla, malo kasneje in proti zahodu - majhna točka, imenovana čas je, velik nekaj tisoč kilometrov. V nekaj urah se poveča velikost 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 sončnih peg lahko vrednost magnetne indukcije doseže 0,4 tesla.

Življenjska doba peg doseže več mesecev, to pomeni, da lahko posamezne pege opazimo med več vrtljaji Sonca okoli sebe. Prav to dejstvo (premikanje opazovanih peg vzdolž Sončevega diska) je služilo kot osnova za dokaz vrtenja Sonca in omogočilo izvedbo prvih meritev obdobja kroženja Sonca okoli svoje osi.

Pege običajno nastajajo v skupinah, včasih pa se pojavi ena sama pega, ki traja le nekaj dni, ali dve pegi z magnetnimi črtami, usmerjenimi od ene do druge.

Prva, ki se pojavi v takšni dvojni skupini, se imenuje P-točka (predhodna), najstarejša je F-točka (slednja).

Samo polovica peg preživi več kot dva dni, le desetina pa preživi 11-dnevni prag

Skupine sončnih peg se vedno raztezajo vzporedno s sončnim ekvatorjem.

Lastnosti

Povprečna temperatura sončne površine je približno 6000 C (efektivna temperatura - 5770 K, temperatura sevanja - 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, njihova substanca še vedno oddaja svetlobo, čeprav v manjši meri kot preostala površina. Prav zaradi te temperaturne razlike dobimo pri opazovanju občutek, 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 bo prišlo do ponovne povezave magnetnih linij – črte, ki potekajo znotraj ene skupine pik, se rekombinirajo s črtami iz druge skupine pik, ki imajo nasprotno polariteto. Vidni rezultat tega procesa je sončni izbruh. Izbruh sevanja, ki doseže Zemljo, povzroči močne motnje v njenem magnetnem polju, moti delovanje satelitov in celo prizadene predmete, ki se nahajajo na planetu. Zaradi motenj v magnetnem polju se poveča verjetnost pojava severnega sija pri nizkih temperaturah. geografske širine. Tudi zemeljska ionosfera je podvržena nihanju sončne aktivnosti, kar se kaže v spremembah širjenja kratkih radijskih valov.

V letih, ko je sončnih peg malo, se velikost Sonca zmanjša za 0,1 %. Znana so leta med 1645 in 1715 (Maunderjev minimum). globalno ohlajanje, in se imenuje mala ledena doba.

Razvrstitev

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

Faze razvoja

Lokalna krepitev 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. Druge se razvijejo v bipolarne skupine dveh točk, katerih magnetne črte imajo nasprotne polarnosti. Lahko tvorijo skupine številnih peg, ki, če se površina še poveča, penumbra združujejo do več sto točk, ki dosegajo velikosti več sto tisoč kilometrov. Po tem se počasi (več tednov ali mesecev) zmanjša aktivnost madežev in zmanjša njihova velikost na majhne dvojne ali posamezne pike.

Najbolj velike skupine vedno imajo lise sorodna skupina na drugi polobli (severni ali južni). V takšnih primerih se magnetne črte pojavijo iz točk na eni polobli in vstopijo v točke na drugi.

Cikličnost

Rekonstrukcija sončne aktivnosti v 11.000 letih

Sončev cikel je povezan s pogostostjo sončnih peg, njihovo aktivnostjo in življenjsko dobo. En cikel zajema približno 11 let. V obdobjih minimalne aktivnosti je na Soncu zelo malo ali nič sončnih peg, medtem ko jih je v obdobjih največje 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 okvirna doba. Čeprav v povprečju traja 11,04 leta, obstajajo cikli, dolgi od 9 do 14 let. Skozi stoletja se spreminjajo tudi povprečja. Torej, v 20. stol povprečna dolžina cikel je bil 10,2 let. Maunderjev minimum (skupaj z drugimi minimumi aktivnosti) nakazuje, da je možno, da se cikel podaljša do reda sto let. Po analizah izotopa Be 10 Grenlandski led Pridobljeni so bili dokazi, 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 tem 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. Hvala za sodobne metode meritev je postalo mogoče določiti spremembo polarnosti sončnega magnetnega polja, zato se zdaj za začetek cikla vzame trenutek spremembe polarnosti sončnih peg.

Cikli so identificirani z serijsko številko, začenši s prvim, ki ga je leta 1749 zabeležil Johann Rudolf Wolf. Trenutni cikel (april 2009) je številka 24.

V 19. stoletju in približno do leta 1970 je obstajala slutnja, da obstaja periodičnost v spremembi 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 kažejo na obstoj še večjih, 400-letnih ciklov.

Literatura

• Fizika vesolja. Mala enciklopedija, M.: Sovjetska enciklopedija, 1986

sonce
Struktura	Jedro · Območje prenosa sevanja · Konvektivna cona
Vzdušje	Fotosfera · kromosfera · Sončna korona
Razširjeno struktura	Heliosfera (plast heliosferskega toka · meja udarnega vala) · Heliosferski plašč · Heliopavza · Udarni val glave
Povezano s Soncem pojavov	Koronalne luknje · Koronalne zanke · Koronalni izpusti mase · Sončev mrk · Sončne pege · Sončna svetilka · Granule · Mourtonovi valovi · Poudarjenost · Sončno sevanje (Sončne variacije) · Spikule · Supergranulacija · sončni veter · Sončni izbruh
Sorodne teme	sončni sistem · Sončni dinamo
Spektralni razred:

Fundacija Wikimedia.

2010.

Oglejte si, kaj so "sončne pege" v drugih slovarjih: cm …

Slovar sinonimov cm …

Kot sonce na nebu, so se posušile na enem soncu, lise na soncu, lise na soncu ... Slovar ruskih sinonimov in podobnih izrazov. pod. izd. N. Abramova, M.: Ruski slovarji, 1999. sonce žari, (najbližje nam) zvezda, parhelij, ... ...

Ta izraz ima druge pomene, glej Sonce (pomeni). Sonce ... Wikipedia

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 skicirane leta 1128 v kroniki Johna iz Worcestra. najprej znana omemba

sončne pege v starodavni ruski literaturi so vsebovane v Nikonovi kroniki, v zapisih iz druge polovice 14. stoletja:

na nebu je bilo znamenje, sonce je bilo kakor kri in v njem so bili kraji črni

Zgodnje raziskave so se osredotočale na naravo madežev in njihovo obnašanje. Čeprav fizična narava Pege so ostale nejasne do 20. stoletja; opazovanja so se nadaljevala. V 19. stoletju je obstajala že dovolj dolga serija opazovanj sončnih peg, da smo lahko opazili periodične variacije sončne aktivnosti. 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 sončnih peg v primerjavi z okoliškimi predeli Sonca zmanjšana.

Nastanek

Pojav sončne pege: magnetne črte predrejo površino Sonca

Pege nastanejo kot posledica motenj v posameznih odsekih Sončevega magnetnega polja. Na začetku tega procesa cevi magnetnega polja "prebijejo" fotosfero v območje korone, močno polje pa zavira konvektivno gibanje plazme v granulah in preprečuje prenos energije iz notranjih območij navzven na teh mestih. . 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 velikost 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 sončnih peg lahko vrednost magnetne indukcije doseže 0,4 tesla.

Življenjska doba peg doseže več mesecev, to pomeni, da lahko posamezne skupine peg opazimo med več vrtljaji Sonca. Prav to dejstvo (premikanje opazovanih peg vzdolž Sončevega diska) je služilo kot osnova za dokaz vrtenja Sonca in omogočilo izvedbo prvih meritev obdobja kroženja Sonca okoli svoje osi.

Pege običajno nastajajo v skupinah, včasih pa se pojavi posamezna pega, ki traja le nekaj dni, ali bipolarna skupina: dve pegi različne magnetne polarnosti, povezani z magnetnimi silnicami. Zahodna točka v takšni bipolarni skupini se imenuje "vodilna", "glava" ali "P-točka" (iz angleščine. predhodni), vzhodni - "suženj", "rep" ali "F-točka" (iz angleščine. naslednje).

Samo polovica peg 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 širinah (približno ±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 "Spoererjev zakon".

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

Lastnosti

Povprečna temperatura sončne površine je približno 6000 K (efektivna temperatura - 5770 K, temperatura sevanja - 6050 K). Osrednji, najtemnejši predel peg ima temperaturo le okoli 4000 K, zunanji predeli peg, ki mejijo na normalno površino, pa so od 5000 do 5500 K. Kljub temu, da je temperatura peg nižja, je njihova substanca še vedno oddaja svetlobo, čeprav v manjši meri kot preostala površina. Prav zaradi te temperaturne razlike dobimo pri opazovanju občutek, da so lise temne, skoraj črne, čeprav v resnici tudi svetijo, vendar se njihov sijaj izgubi na ozadju svetlejšega sončnega diska.

Osrednji temni del pege se imenuje senca. Običajno je njegov premer približno 0,4-krat večji od premera pege. V senci sta jakost magnetnega polja in temperatura precej enakomerni, jakost sijaja pa je vidna svetloba je 5-15 % fotosferske vrednosti. Senco obdaja penumbra, sestavljena iz svetlih in temnih radialnih filamentov z intenzivnostjo sijaja od 60 do 95% fotosferske.

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

Sončeve pege so območja največje aktivnosti na Soncu. Če je pik veliko, obstaja velika verjetnost, da bo prišlo do ponovne povezave magnetnih linij – črte, ki potekajo znotraj ene skupine pik, se rekombinirajo s črtami iz druge skupine pik, ki imajo nasprotno polariteto. Vidni rezultat tega procesa je sončni izbruh. Izbruh sevanja, ki doseže Zemljo, povzroči močne motnje v njenem magnetnem polju, moti delovanje satelitov in celo prizadene predmete, ki se nahajajo na planetu. Zaradi motenj v zemeljskem magnetnem polju se poveča verjetnost pojava severnega sija na nizkih zemljepisnih širinah. Tudi zemeljska ionosfera je podvržena nihanju sončne aktivnosti, kar se kaže v spremembah širjenja kratkih radijskih valov.

Razvrstitev

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

Faze razvoja

Lokalna krepitev magnetnega polja, kot je navedeno zgoraj, upočasni gibanje plazme v konvekcijskih celicah in s tem upočasni prenos toplote na površino Sonca. Hlajenje s tem postopkom prizadetih granul (za približno 1000 °C) povzroči njihovo potemnitev in nastanek ene same pege. Nekateri od njih izginejo po nekaj dneh. Druge se razvijejo v bipolarne skupine dveh točk, katerih magnetne črte imajo nasprotne polarnosti. Lahko tvorijo skupine številnih peg, ki, če se površina še poveča, penumbra združujejo do več sto točk, ki dosegajo velikosti več sto tisoč kilometrov. Po tem se počasi (več tednov ali mesecev) zmanjša aktivnost madežev in zmanjša njihova velikost na majhne dvojne ali posamezne pike.

Največje skupine sončnih peg imajo vedno povezano skupino na drugi polobli (severni ali južni). V takšnih primerih se magnetne črte pojavijo iz točk na eni polobli in vstopijo v točke 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 sto do poldrugo ali več mest. Območja skupin, ki jih priročno merimo v milijoninkah površine sončne poloble (m.s.p.), se razlikujejo od več m.s.s. 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 skupna površina dosegel 6132 m.s.p. (1,87·10 10 km², kar je več kot 36-kratna površina sveta). Na svojem vrhuncu 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 na Soncu zelo malo ali nič sončnih peg, medtem ko jih je v obdobjih največje 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 sončnih 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 zadnja vrstica- napoved

Obstaja periodičnost sprememb največjega števila sončnih peg z značilno obdobje približno 100 let (»posvetni cikel«). Zadnje padce tega cikla so se zgodile približno 1800-1840 in 1890-1920. Obstaja domneva o obstoju še daljših ciklov.

Glej tudi

Opombe

Povezave

• Enotna baza podatkov o magnetnem polju sončnih peg - vključuje slike sončnih peg iz let 1957-1997
• Slike sončnih peg observatorija Locarno Monti - zajemajo obdobje 1981-2011
• Fizika vesolja. Mala enciklopedija M.: Sovjetska enciklopedija, 1986

Animirani diagrami procesa nastajanja sončnih peg

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

sonce
Struktura	Jedro · Območje prenosa sevanja · Konvektivna cona
Vzdušje	Fotosfera · kromosfera · Sončna korona
Razširjeno struktura	Heliosfera (plast heliosferskega toka · meja udarnega vala) · Heliosferski plašč · Heliopavza · Udarni val glave
Povezano s Soncem pojavov	Sončev mrk · Sončna aktivnost ( Sončne pege · Sončni izbruhi · koronalni izbruhi mase) · Sončno sevanje (Različice sončnega sevanja) · Koronalne luknje · Koronalne zanke · Bakle · Granule · Kosmiči · Prominence in filamenti · Spikule · Supergranulacija · sončni veter · Morton val
Sorodne teme	sončni sistem · Sončni dinamo · Zvezdna evolucija

Sončne pege

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

kaj je sončne pege?

Sončne pege so daleč od stabilnih tvorb. Nastajajo, se razvijajo in izginjajo, nove pa se pojavljajo, da nadomestijo tiste, ki so izginili. Občasno nastanejo velikanske lise. Tako so aprila 1947 na Soncu opazili kompleksno pego: njena površina je presegla površino globus 350-krat! Bilo je jasno vidno s prostim očesom 1.

Sončne pege

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

Sončne pege, ki se pojavljajo na vzhodnem (levem) robu Sonca, se premikajo po njegovem disku od leve proti desni in izginejo za zahodnim (desnim) robom dnevne svetlobe, so odlična priložnost ne samo za preverjanje vrtenja Sonca okoli svoje osi , temveč tudi določiti periodo te rotacije (natančneje, določeno z Dopplerjevim premikom spektralnih črt). Meritve so pokazale: obdobje vrtenja Sonca na ekvatorju je 25,38 dni (glede na opazovalca na premikajoči se Zemlji - 27,3 dni), na srednjih zemljepisnih širinah - 27 dni in na polih približno 35 dni. Tako se Sonce na ekvatorju vrti hitreje kot na polih. Rotacija območij svetilo označuje njegovo plinasto stanje. Osrednji del Velika lisa je v teleskopu videti popolnoma črna. Toda lise so videti temne samo zato, ker jih opazujemo na ozadju svetle fotosfere. Če bi pego lahko pregledali ločeno, bi videli, da sveti močneje kot električni oblok, saj je njena temperatura okoli 4500 K, torej 1500 K manj od temperature fotosfere. Srednje velika sončna pega na nočnem nebu bi bila videti tako svetla kot luna ob polni luni. Le lise ne oddajajo rumene, ampak rdečkasto svetlobo.

Običajno je temno jedro velike pike obdano s sivo penumbro, sestavljeno iz svetlih radialnih vlaken, ki se nahajajo na temnem ozadju. Celotna struktura je jasno vidna tudi z majhnim teleskopom.

Sončne pege

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

Okoli lis v vodikovih žarkih je jasno vidna vrtinčna struktura kromosfere. Ta vrtinčna struktura kaže na obstoj silovitega gibanja plina okoli točke. Enak vzorec ustvarijo železni opilki, ki jih nalijemo na list kartona, če podnje postavimo magnet. Ta podobnost je vodila ameriškega astronoma Georgea Halea (1868-1938) do suma, da so sončne pege ogromni magneti.

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

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

Močno magnetno polje v bipolarni skupini sončnih peg

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

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

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

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

Kaj so sončni izbruhi?

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

Kaj je sončni izbruh? Skratka, gre za močno eksplozijo na Soncu, zaradi katere se hitro sprosti ogromna količina energije, nakopičene v omejeni prostornini sončne atmosfere.

Najpogosteje se izbruhi pojavijo na nevtralnih območjih, ki se nahajajo med velikimi točkami nasprotne polarnosti. Običajno se razvoj izbruha začne z nenadnim povečanjem svetlosti območja izbruha - območja svetlejše in zato bolj vroče fotosfere. Nato pride do katastrofalne eksplozije, med katero se sončna plazma segreje na 40-100 milijonov K. To se kaže v večkratnem povečanju kratkovalovnega sevanja Sonca (ultravijoličnih in rentgenskih žarkov), pa tudi v povečanju »radijskega glasu« dnevne svetlobe in v emisiji pospešenih sončnih telesc (delcev) . Nekateri najmočnejši izbruhi celo ustvarjajo sončne kozmične žarke, katerih protoni dosežejo hitrost, ki je enaka polovici svetlobne hitrosti. Takšni delci imajo smrtonosno energijo. Skoraj neovirano lahko prodrejo vesoljsko plovilo in uničijo celice živega organizma. Zato lahko sončni kozmični žarki predstavljajo resno nevarnost za posadko, ki jo med letom ujame nenaden blisk.

Tako sončni izbruhi oddajajo sevanje v obliki elektromagnetnega valovanja in v obliki delcev snovi. Ojačanje elektromagnetnega sevanja se pojavi v širokem razponu valovnih dolžin - od trdega rentgenski žarki in gama kvanti do kilometrskih radijskih valov. V tem primeru skupni tok vidnega sevanja vedno ostane konstanten z natančnostjo do delčka odstotka. Šibki izbruhi na Soncu se pojavljajo skoraj vedno, veliki pa enkrat na nekaj mesecev. Toda v letih največje sončne aktivnosti se veliki sončni izbruhi pojavijo večkrat na mesec. Običajno majhen blisk traja 5-10 minut; najmočnejši - nekaj ur. V tem času se oblak plazme, ki tehta do 10 milijard ton, izvrže v skoraj sončni prostor in sprosti se energija, enaka eksploziji več deset ali celo sto milijonov vodikovih bomb! Vendar pa moč niti največjih izbruhov ne presega stotink odstotka moči skupnega sevanja Sonca. Zato med izbruhom ni opaznega povečanja svetilnosti naše dnevne svetlobe.

Med poletom prve posadke na ameriški orbitalni postaji Skylab (maj-junij 1973) je bilo mogoče fotografirati utrinek v svetlobi železove pare pri temperaturi 17 milijonov K, ki naj bi bila bolj vroča kot v središču solarni termonuklearni reaktor. In v zadnja leta Iz več izbruhov so bili posneti impulzi sevanja gama.

Takšni impulzi verjetno dolgujejo svoj izvor izničenje pari elektron-pozitron. Pozitron je, kot veste, antidelec elektrona. Ima enako maso kot elektron, vendar je obdarjen z nasprotnim električnim nabojem. Ko elektron in pozitron trčita, kot se lahko zgodi pri sončnih izbruhih, se takoj uničita in spremenita v dva fotona žarkov gama.

Kot vsako segreto telo tudi Sonce nenehno oddaja radijske valove. Toplotna radijsko oddajanje tihega sonca, kadar na njem ni peg ali utrinkov, nenehno prihaja iz kromosfere na milimetrskih in centimetrskih valovih, iz korone pa na metrskih. Toda takoj, ko se pojavijo velike lise ali se pojavi izbruh, se na ozadju tihega radijskega sevanja pojavijo močni radijski valovi. radio poči... In takrat se radijska emisija Sonca nenadoma poveča za tisoče ali celo milijonkrat!

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

Sevanje sončnih izbruhov pogosto doseže naš planet in močno vpliva na zgornje plasti zemeljske atmosfere (ionosfero). Privedejo tudi do nastanka magnetnih neviht in polarnega sija, vendar o tem kasneje.

Ritmi sonca

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

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

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

To število, ki določa merilo aktivnosti Sončevih peg, upošteva tako število skupin sončnih peg kot tudi število samih sončnih peg, opaženih na določen dan. Poleg tega je vsaka skupina enaka desetim enotam in vsako mesto je vzeto kot enota. Skupni rezultat za dan - relativno Wolfovo število - je vsota teh števil. Recimo, da na Soncu opazimo 23 peg, ki tvorijo tri skupine. Potem bo Wolfovo število v našem primeru: W = 10 3 + 23 = 53. V obdobjih najmanjše sončne aktivnosti, ko na Soncu ni niti ene pege, se spremeni v nič. Če je na Soncu le ena točka, bo Wolfovo število enako 11, v dneh največje sončne aktivnosti pa je včasih več kot 200.

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

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

Že dolgo je ugotovljeno, da se s spreminjanjem števila peg na Soncu spreminjajo površine žarišč in moč sončnih izbruhov. Ti in drugi pojavi, ki se pojavljajo V atmosfero Sonca, ki se danes običajno imenuje sončna aktivnost. Njegov najbolj dostopen element za opazovanje je velike skupine sončne pege.

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

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

Povprečno letno število volkov od 1947 do 2001

Fotosfera sonca

Razlaga pojava bipolarnih magnetnih območij na Soncu. Ogromna magnetna cev se dviga iz konvektivnega območja v sončno atmosfero

Torej na Soncu poteka večni boj med tlačnimi silami vročega plina in pošastno gravitacijo. In zapletena magnetna polja stojijo na poti sevanju. V svojih mrežah se pojavijo in zrušijo madeži. Visokotemperaturna plazma leti navzgor ali drsi navzdol iz korone vzdolž magnetnih silnic. Kje drugje najdeš kaj takega?! Samo na drugih zvezdah, vendar so strašno daleč od nas! In le na Soncu lahko opazujemo ta večni boj naravnih sil, ki traja že 5 milijard let. In v njem bo zmagala samo gravitacija!

"Odmev" sončnih izbruhov

23. februarja 1956 so postaje Sun Service praznovale na dnevna svetloba najmočnejša bliskavica. V eksploziji sile brez primere so bili velikanski oblaki vroče plazme vrženi v okolisončni prostor - vsak je bil mnogokrat večji. več kot Zemlja! In s hitrostjo več kot 1000 km/s so drveli proti našemu planetu. Prvi odmevi te katastrofe so nas hitro dosegli preko vesoljskega brezna. Približno 8,5 minut po začetku izbruha je močno povečan tok ultravijoličnih in rentgenskih žarkov dosegel zgornje plasti zemeljsko ozračje- ionosfera, povečala njeno segrevanje in ionizacijo. To je pripeljalo do močnega poslabšanja in celo začasne prekinitve radijskih komunikacij na kratkih valovih, saj so se namesto odboja od ionosfere, kot od zaslona, ​​začeli intenzivno absorbirati ...

Sprememba magnetne polarnosti sončnih peg

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

Po kratkovalovnem sevanju (ultravijoličnem in rentgenskem) doseže naš planet tok sončnih kozmičnih žarkov visoke energije. Res je, magnetna lupina Zemlje nas precej zanesljivo ščiti pred temi smrtonosnimi žarki. Toda za astronavte, ki delajo v vesolju, predstavljajo zelo resno nevarnost: izpostavljenost sevanju lahko zlahka preseže dovoljeno dozo. Zato približno 40 observatorijev po vsem svetu nenehno sodeluje v službi sončne patrulje - izvajajo stalna opazovanja aktivnosti bakle dnevne svetlobe.

Nadaljnji razvoj geofizikalnih pojavov na Zemlji lahko pričakujemo dan ali dva po izbruhu. Točno toliko časa - 30-50 ur - je potrebno, da oblaki plazme dosežejo zemeljsko »sosesko«. Konec koncev je sončni izbruh nekaj podobnega kozmični puški, ki strelja korpuskule - delce sončne snovi: elektrone, protone (jedra atomov vodika), delce alfa (jedra atomov helija) v medplanetarni prostor. Masa telesc, ki jih je izbruhnil izbruh februarja 1956, je znašala milijarde ton!

Komaj oblaki sončni delci trčil v Zemljo, ko so igle kompasa švigale, nočno nebo nad planetom pa je bilo okrašeno z raznobarvnimi bliski aurore. Med bolniki se je močno povečal srčni infarkt, povečalo se je število prometnih nesreč.

Vrste vplivov sončnega izbruha na Zemljo

Kaj je tam magnetne nevihte, aurore ... Pod pritiskom velikanskih korpuskularnih oblakov se je stresla dobesedno vsa zemeljska obla: potresi so se zgodili v številnih potresnih conah 2 . In kot za piko na i se je dolžina dneva nenadoma spremenila za kar 10... mikrosekund!

Vesoljske raziskave so pokazale, da je zemeljska obla obdana z magnetosfero, to je magnetno lupino; znotraj magnetosfere prevladuje jakost zemeljskega magnetnega polja nad jakostjo medplanetarnega polja. In da bi izbruh lahko vplival na Zemljino magnetosfero in Zemljo samo, se mora zgoditi v času, ko se aktivno območje na Soncu nahaja blizu središča sončnega diska, torej usmerjeno proti našemu planetu. IN drugače vse sevanje izbruha (elektromagnetno in korpuskularno) bo hitelo mimo.

Plazma, ki drvi s površine Sonca v vesolje, ima določeno gostoto in je sposobna izvajati pritisk na vse ovire, ki se pojavijo na njeni poti. Tako pomembna ovira je zemeljsko magnetno polje – njena magnetosfera. Preprečuje pretok sončne snovi. Pride trenutek, ko sta v tem soočenju oba pritiska uravnotežena. Nato se meja zemeljske magnetosfere, ki jo pritisne tok sončne plazme z dnevne strani, vzpostavi na razdalji približno 10 zemeljskih polmerov od površine našega planeta in plazma, ki se ne more premikati naravnost, začne teči okoli magnetosfera. V tem primeru delci sončne snovi raztegnejo svoje magnetne silnice in na nočni strani Zemlje (v smeri, ki je nasprotna od Sonca) v bližini magnetosfere nastane dolga sled (rep), ki sega čez orbito luna. Zemlja se s svojo magnetno lupino znajde znotraj tega korpuskularnega toka. In če lahko običajni sončni veter, ki nenehno teče okoli magnetosfere, primerjamo z lahkim vetričem, potem je hiter tok celic, ki jih ustvari močan sončni izbruh, podoben groznemu orkanu. Ko takšen orkan zadene magnetno lupino globusa, se še močneje skrči na podsončni strani in se odigra na Zemlji magnetna nevihta.

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

Nekatere energijske korpuskule v polarnih zemljepisnih širinah se prebijejo iz magnetne pasti v zemeljsko atmosfero. In potem, na višinah od 100 do 1000 km, hitri protoni in elektroni, ki trčijo v delce zraka, jih vzbudijo in zažarijo. Posledično obstaja polarni sij.

Občasne "oživitve" velike svetilke so naravni pojav. Na primer, po velikem sončnem izbruhu, opazovanem 6. marca 1989, so korpuskularni tokovi vzbudili dobesedno celotno magnetosfero našega planeta. Zaradi tega je na Zemlji izbruhnila močna magnetna nevihta. Spremljal ga je polarni sij osupljivega obsega, ki je dosegel tropski pas na območju kalifornijskega polotoka! Tri dni pozneje je prišlo do novega močnega izbruha in v noči s 13. na 14. marec so prebivalci južne obale Krima prav tako občudovali očarljive utrinke, ki so se razprostirali na zvezdnem nebu nad skalnimi zobmi Ai-Petri. Bil je enkraten prizor, kot sij ognja, ki je takoj zajel pol neba.

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

Podnebje ni nič drugega kot večletni režim vreme na določenem območju, določa pa ga njegova geografska lega na zemeljski obli in narava atmosferskih procesov.

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

Zahodna Evropa: Britanski otoki na območju močnega ciklona. Fotografija iz vesolja

1Vsakdo si mora zapomniti, da v nobenem primeru ne smete gledati v Sonce, ne da bi zaščitili oči s temnimi filtri. V trenutku lahko izgubite vid

2Raziskovni sodelavec Murmanske podružnice Astronomsko-geodetskega društva Rusije (njen predsednik) Viktor Evgenievič Trošenkov je proučeval vpliv sončne aktivnosti na tektoniko sveta. Dirigiral ga je na svetovni ravni ponovna analiza potresna dejavnost našega planeta 230 let (1750-1980) pokazala prisotnost linearna odvisnost med seizmičnostjo Zemlje (potresi) in sončnimi nevihtami.

Bakle

Granule so majhni (približno 1000 km veliki) celicam podobni elementi nepravilne oblike, ki kot mreža pokrivajo celotno fotosfero Sonca z izjemo sončne pege. Ti površinski elementi so zgornji del konvektivne celice, ki segajo globoko v Sonce. V središču teh celic se vroča snov dviga iz notranjih plasti Sonca, nato se vodoravno širi po površini, se ohladi in potone na temne zunanje meje celice. Posamezna zrnca ne zdržijo dolgo, le okoli 20 minut. Zaradi tega granulacijska mreža nenehno spreminja svoj videz. Ta sprememba je jasno vidna na filmu (470 kB MPEG), pridobljenem na švedskem vakuumskem sončnem teleskopu. Tokovi znotraj granul lahko dosežejo nadzvočne hitrosti več kot 7 km na sekundo in proizvajajo zvočne "bume", ki vodijo do nastanka valov na površini Sonca.

Super granule

Supergranule imajo konvekcijsko naravo, podobno naravi navadnih granul, vendar imajo opazno 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 je sevanje snovi, ki se giblje proti nam, premaknjeno po osi valovnih dolžin na modro stran, sevanje snov, ki se giblje od nas, 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.