Vzroki sončnih peg. O pojavu in izginotju sončnih peg

Nastanek

Pojav sončne pege: magnetne črte predrejo površino Sonca

Pege nastanejo kot posledica motenj na posameznih območjih magnetno polje sonce 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 več 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. Ravno zaradi te temperaturne razlike dobimo ob 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 nihanjem sončna aktivnost, ki se kaže v spremembi 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 domneva, 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 · zrnca · 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, ... ...

na Zemljo.

Bakle Granule so majhni (približno 1000 km veliki) elementi, podobni celicam nepravilnih oblik, ki kot mreža pokrivajo celotno fotosfero Sonca, razen. Ti površinski elementi so zgornji del konvektivnih celic, ki gredo 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 podobno konvekcijsko naravo kot običajne granule, vendar so opazno večje (približno 35.000 km). Za razliko od granul, ki so na fotosferi vidne z običajnim očesom, se supergranule najpogosteje razkrijejo z Dopplerjevim učinkom, po katerem se sevanje snovi, ki se giblje proti nam, premakne po osi valovnih dolžin na modro stran, sevanje snovi, ki se premika 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.

Na tej fotografiji Sonca boste videli pege. Te temne lise na površini so vidne z Zemlje tudi brez teleskopa. Galileo jih je prvi videl skozi teleskop, a astronomi do nedavnega niso mogli pojasniti, kaj jih je povzročilo.

Zakaj so temne?

Čeprav so pege temnejše od okoliškega materiala Sonca, so pravzaprav neverjetno vroče. Lahko imajo več kot 3500 Kelvinov, vendar niso tako svetli kot površina, segreta na 5800 Kelvinov. Zaradi temperaturne razlike je videti temno v primerjavi s preostalim delom Sončeve površine. Lahko je tako velik, da se Zemlja lahko prilega v nekatere od njih. Sonce je v glavnem sestavljeno iz plazme.

Gibanje plazme znotraj Sonca ustvarja močno magnetno polje, podobno zemeljski magnetosferi.

Toda magnetno polje Sonca se nenehno spreminja. Fiziki verjamejo, da električni vodi magnetno polje je zasukano in sega preko Sonca. Nastanejo na mestih, kjer magnetno polje prodre v fotosfero. Čeprav so videti temne, so dejansko le nekaj tisoč stopinj hladnejše od okoliške fotosfere.

Sončne pege danes s satelita SDO na spletu

Spodaj je predstavljen rentgenski zemljevid naše zvezde, fotografija se dnevno posodablja. Številke označujejo skupine madežev

Astronomi so sledili pegam v obdobju več kot 100 let in ugotovili, da njihovo število na površini narašča in pada v 11-letnem ciklu.

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. Kasnejši 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 silovitih gibanj 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 glavnima točkama pojavi "veriga" majhnih madežev. 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 vse večje skupine sončnih peg. Večina madežev traja le nekaj dni (tudi nekaj ur!), medtem ko drugi 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 v »radijskem 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, se pojavi izbruh, močni radijski valovi se pojavijo na ozadju mirnega radijskega sevanja. 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 že dejstvo, da se sončni izbruhi pojavljajo skoraj izključno v velikih skupinah sončnih peg, kaže na to, 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 zagotovo 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 opazujemo 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 smemo 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 prihaja 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 točka z eno polarnostjo magnetnega polja in kjer ponovno vstopi v fotosfero - 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 premika vzdolž magnetnih silnic. 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 samo 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 mogoče zaslediti tako jasno, 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, da nas magnetna lupina Zemlje 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

Zakaj obstajajo 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 nasproti Sonca) se v bližini magnetosfere oblikuje 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 hiter tok telesc, ki jih ustvarja močan sončni izbruh, je kot grozen orkan. Ko takšen orkan zadene magnetno lupino zemeljske oble, se še močneje skrči na podsončni strani in se odigra na Zemlji magnetna nevihta.

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

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 maksimalnih letih 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 naj si zapomni, da nikoli 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 Evgenijevič 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.

S sončnimi pegami je povezanih več zanimivih in precej zanimivih stvari. poučne zgodbe, od katerih so prvi prišli do nas iz antičnih časov.

Starogrški astronomi so menili, da je Sonce brezhibno in idealno ognjena krogla, brez napak. To stališče je prevladovalo do 17. stoletja, vsaj v Evropi. In daleč na vzhodu so Kitajci, ki niso vedeli ničesar o idejah Helenov, celo v 1. stoletju pred našim štetjem v svojih kronikah opisali "ptice", ki letijo pred Soncem. Evropejci raje sploh niso razmišljali o sončnih pegah, ker so verjeli, da če religija in filozofija razglašata Sonce za popolno, potem so te "lige" lahko bodisi pari, ki potekajo med Zemljo in Soncem, bodisi planeti.

V času vladavine Karla Velikega (8. stoletje) je prebivalstvo Francije osem dni videlo veliko sonce na Soncu. črna pika. Znanstveniki ko so razglasili, da je to planet Merkur. Njihovo ugibanje ni bilo tako neumno, saj Merkur dejansko včasih prečka Sončev disk, vendar ga prečka v samo nekaj urah.

Z izumom teleskopa so sončne pege postavili na površino Sonca, torej tja, kjer dejansko so. Prvo poročilo o rezultatih njihovih opazovanj je leta 1611 objavil nemški astronom Johann Fabritius. Približno v istem času je Sonce skozi teleskop opazoval profesor matematike (in honorarni jezuit) Christoph Scheiner, ki zaradi svoje pripadnosti vsemogočnemu Redu ni mogel premagati zidu Aristotelovega nareka o čistosti Sonca. Po zagotovilih svojih cerkvenih nadrejenih, da sta se njegov teleskop ali njegova vizija zmotila, se je znanstvenik odločil za umik in poslušno "pozabil" na svoje raziskave, da ne bi nase nakopal obtožb strašne herezije.

Galileo Galilei se je izkazal za manj ustrežljivega.

Leta 1612 je v svojih pismih komentiral Fabricijeva opažanja in podrobno opisal nepravilne oblike sončne pege, njihov nastanek, razpadanje, gibanje po sončnem disku in, kar je najpomembnejše, poudaril, da so pege pojavi, ki se pojavljajo na površini Sonca, ne pa telesa, ki krožijo okoli njega.

Po Galilejevi avtoritativni izjavi so znanstveniki začeli intenzivno preučevati nerazumljive "črne koze", ki kvarijo obraz našega svetila. Leta 1613 je Johannes Kepler predlagal, da "spremenljivost peg kaže na njihovo motno naravo, toda ... zemeljske analogije so tu lahko v malo pomoči." V 18. stoletju so sončne pege veljale za temne vrhove, vidne skozi fotosfero Sonca med »osemo« svetleče snovi. Potem se je pojavila ideja, da so sončne pege luknje v fotosferi. Ta domneva je blizu sodobne ideje, vendar je zdaj znano, da sončne pege niso luknje v fotosferi, temveč njeni hladnejši, čeprav precej svetli deli; videti so temne le v primerjavi z okoliško izjemno svetlo površino.

Kar se tiče periodičnosti pojavljanja sončnih peg, so ljudje naredili nešteto pojavov zemeljskega življenja neposredno odvisnih od njih, predvsem vremena, pa tudi lakote, kuge, bolezni, vojne, to je pravzaprav v tem pojavu našli priročno »grešni kozel«, odgovoren za vse vrste nesreč. Tako je bila suša v Italiji leta 1632 povezana z odsotnostjo sončnih peg. V tistih letih, ko je bil sončni obraz obsijan z njimi, so žetve slovele po obilju, cene pšenice so padale, drevesa pa so rasla hitreje.

Leta 1870 je profesor univerze Yale Elias Loomis vzpostavil povezavo Magnetne nevihte in število opazovanih aurorov s periodičnostjo sončnih peg, ki je takrat nihče ni znal pojasniti. Že vrsto let znanstvenikom je ostalo popolnoma neznano, kako lahko Sonce, ki je od Zemlje oddaljeno 150 milijonov km, »zatrese« svoje magnetno polje in zaneti aurore ... Ameriški kozmolog George Gamow v svoji knjigi »Zvezda, imenovana Sonce«, nekoliko ironično ugotavlja, da »Število risovih kož, ki jih kupi podjetje Hudson's Bay Company, se poveča, ko je na Soncu veliko sončnih peg. Morda se to zgodi zato, ker so v takih obdobjih aurore svetlejše in zagotavljajo več možnosti za ugoden lov med dolgim polarne noči" Še bolj osupljivo in nenavadno je bilo sovpadanje maksimalnih sončnih peg s francosko in rusko revolucijo, obema svetovnima vojnama in korejskim konfliktom.

Seveda obstaja veliko subtilnih povezav med sončnimi in zemeljskimi pojavi. Če je Sonce sposobno spodbuditi rast dreves, potem ne moremo izključiti možnosti, da, kot je dejal Shakespeare, »v dejavnostih ljudi obstajajo plime« - plime s periodičnostjo 11 let ...

Identificiral in prepričljivo utemeljil prisotnost 11 in 22 letnikov sončni cikli Profesor A. Čiževski, ki je bil 50 let pred svojim časom in zaradi tega končal v Gulagu. Opredelil je povezavo med pojavom različnih družbenih in bioloških katastrof na Zemlji z »drsečim« 11-letnim ciklom sončne aktivnosti, ki se vsakih 22 let bistveno okrepi. Vendar danes ni koherentne teorije, ki bi razložila takšno soodvisnost. Res je, obstajajo hipoteze. Predvsem hipoteza Roberta Bracewella s kalifornijske univerze, ki že vrsto let proučuje cikle sončnih peg. Bolj ali manj zanesljivi podatki o sončnih pegah so na voljo že okoli leta 1800. Na podlagi teh podatkov lahko sklepamo, da je sončna aktivnost, merjena s »številom sončnih peg«, v različnih ciklih različna, to pomeni, da se maksimum enega 11-letnega cikla razlikuje od maksimuma naslednjega ali prejšnjega. Bracewell in številni drugi znanstveniki verjamejo, da obstajajo tudi drugi, daljši cikli v življenju Sonca.

Kaj so torej sončne pege, ki ne brez razloga veljajo za najbolj opazno manifestacijo aktivnosti? Izkazalo se je, da so to vrzeli med granulami, ki sestavljajo fotosfero Sonca, le da so se enormno povečale. V nasprotju z zelo svetlo fotosfero so lise videti temne, čeprav tudi svetijo, torej oddajajo energijo. Temperatura srednjega dela pege (najtemnejšega in najhladnejšega) je približno 4500°.

Sončne pege so videti kot majhne, ​​temne pore, premer približno dva tisoč kilometrov. V nekaj dneh se pega poveča in po dveh tednih doseže največji razvoj. Tipična sončna pega ima premer 50 tisoč km, kar je 4-kratni premer Zemlje! Veliko mesto lahko znatno doseže velike velikosti– do 130 tisoč kilometrov. Velike lise "živijo" približno tri mesece, navadne - več dni. Vsaka pega ima temno osrednje območje, imenovano senca, ki je obdano s sivkastim oblakom - polsenco - kot da ima vlaknato strukturo s sledmi vrtinčenja okoli središča pege.

Najpomembnejša značilnost peg je prisotnost močnih magnetnih polj v njih, ki dosežejo največjo intenzivnost v območju sence. Na splošno je pega cev magnetnih silnic, ki segajo v fotosfero in popolnoma zapolnjujejo eno od več celic kromosferske mreže. Zgornji del Cev se razširi in silnice v njej se razhajajo, kakor klasje v snopu.

Večinoma se pike pojavljajo v skupinah, se spreminjajo, razpadajo na ločene dele in izginejo. Pege se pojavljajo predvsem v bližini sončnega ekvatorja. Premikanje sončnih peg nastane z pri različnih hitrostih: dlje kot je od ekvatorja, počasneje se pega premika. To nakazuje, da se Sonce ne vrti kot trdno telo, ampak kot plinasto telo. (Regije blizu sončnega ekvatorja naredijo polni obrat okoli svoje osi v 27 zemeljske dni; blizu polarnega območja - za 34.)

Največja sončna pega

Leta 1947 so opazili sončno pego s površino 18 milijard km 2.