Sončna aktivnost je izražena kot: Sončna aktivnost

V sistemu Sonce-Zemlja imajo odločilno vlogo nestabilnosti, ki nastanejo v pogojih močnega odstopanja od ravnovesja. Ker je zemeljsko ozračje razslojeno po višini , v gravitacijskem polju ona je v nestabilnem ravnotežju. Sprememba toka sončne plazme lahko povzroči precej močan odklon od ravnovesja, kar bo povzročilo dodatno nestabilnost v številnih procesih v Zemljini atmosferi. Sončna aktivnost deluje kot nekakšen "sprožilec", ki daje zagon razvoju različnih nestabilnosti.

Posebnosti turbulenc v atmosferi so širok razpon lestvic turbulentnih nehomogenosti (od mm do tisoč km) in pomemben vpliv vertikalne porazdelitve gostote na razvoj turbulenc majhnega obsega. Pomembno vlogo pri oblikovanju turbulenčne strukture igrajo različne vrste nestabilnosti, ki so značilne za premikajoče se zračne mase. V pogojih močno razvite turbulence v ozračju postane nestabilno tudi globalno kroženje zraka. Nastanejo vrtinci, ki pokrivajo prostor na tisoče kilometrov in na koncu razpadejo na manjše (od cm do mm). Pri majhnih velikostih vrtincev viskoznost duši turbulentna nihanja. Vsi tokovi v atmosferi, tako ali drugače povezani s konvekcijo, se izkažejo ne le zapletene, ampak tudi nestabilne tudi glede na šibke zunanje motnje.

Splošno kroženje ozračja.

Glavni dejavniki, ki vplivajo na nastanek podnebja Zemlje, so sončno sevanje, atmosfersko kroženje in narava podzemne površine. Pod njihovim skupnim vplivom nastane tvorba podnebne cone globus. Količina prejete sončne toplote je odvisna od številnih dejavnikov. Odločilni dejavnik je vpadni kot sončnih žarkov. Zato v nizke zemljepisne širine prihaja veliko več sončne energije kot v srednje in še višje zemljepisne širine. Splošno kroženje ozračja je sklenjen tok zračnih mas, ki se pojavi na polobli ali v svetovnem merilu in vodi do širinskega in meridionalnega prenosa snovi in ​​energije v ozračju. Glavni razlog za nastanek zračnih tokov v atmosferi je neenakomerna porazdelitev toplote na površini Zemlje, kar vodi do neenakomernega segrevanja tal in zraka v različnih območjih sveta, zato je sončna energija glavni vzrok za vsa gibanja v zračnem ovoju Zemlje. Poleg dotoka sončne energije so najpomembnejši dejavniki, ki povzročajo nastanek vetra, vrtenje Zemlje okoli svoje osi, heterogenost podlage in trenje zraka ob tla. IN zemeljsko ozračje opazujejo se zračna gibanja najrazličnejših lestvic - od deset in sto metrov (lokalni vetrovi) do sto in tisoč kilometrov (cikloni, anticikloni, monsuni, pasati, planetarna frontalna območja). Neka stara knjiga kroženje v ozračju opisuje takole: »Ekvator je kot vroč parni kotel. Bele kape so hladilniki. In kurišče je Sonce. Sevalna toplota sonca ogreva kotel - zrak ekvatorja. Ogrevan zrak se dvigne in teče v hladilnike, se tam ohladi in, pada, teče spodaj do ekvatorja. Tako se nad Zemljo vrti ogromno zračno kolo, ki poganja Sonce.” To je prvi obroč planetarnega kroženja. Vendar pa vrtenje Zemlje te gibajoče se mase na severni polobli odklanja v desno, na južni pa v levo. Zaradi tega zrak ne teče proti severu, temveč proti severovzhodu in nekje na 30 stopinjah od ekvatorja ne teče več po poldnevniku, temveč po zemljepisni širini od zahoda proti vzhodu. Kopičenje zraka v območju 30 stopinj zemljepisne širine na obeh poloblah povzroči nastanek pasu visokega tlaka nad zemeljsko površino. Iz tega pasu se zrak širi v obe smeri in se odklanja pod vplivom Coriolisovih sil. Del zračnih mas, ki se ohlajajo, se obrne nazaj - proti ekvatorju in se premika v severovzhodni smeri. Takšni zračni tokovi se imenujejo pasati; zapirajo drugi obroč atmosferskega kroženja, pasat. Druge mase gredo bolj proti severu, vendar jih Coriolisova sila odvrne v desno. Tu se oblikuje sistem jugozahodnih in zahodnih vetrov, ki prevladujejo v zmernih zemljepisnih širinah. Na severnem polu zrak, ki se ohladi, pade navzdol in se širi proti jugu, na južnem polu - proti severu. Hkrati veter prevzame smer od vzhoda proti zahodu. Ob srečanju z zrakom zmernih širin se te zračne mase dvignejo. S tem se zapre tretji obroč gibanja zračnih mas. To je zelo poenostavljena, zastarela slika planetarnega kroženja, ki vsebuje samo tri zaprte obroče. V naravi pa so ti obroči povezani v en sam mehanizem. Pravi vetrovi pogosto spremenijo svoje poti. Ekvatorialni zrak včasih prebije pasat in doseže pol. Na sredozemski obali je lahko zaradi dotoka arktičnega zraka spomladi tako mrzlo, da vrtovi zmrznejo. Poleg tega je podzemlje Zemlje zelo raznoliko - celine, oceani itd. Vsaka celina se poleti zelo hitro segreje in pozimi ohladi. To pomeni, da so v »kuhinji planeta« drugi »kotli« in »hladilniki«, ki v vsakem letnem času delujejo drugače. Pozimi je celina hladilnik, ocean pa kotel; poleti je obratno. Tako se zapletenemu kroženju zraka pridruži tudi monsunsko kolo, ki se poleti vrti v eno smer, pozimi pa v drugo.

Sodobna načela klasifikacije oblik atmosferskega kroženja severne poloble Wangenheim - Giers.

Zračne mase se nenehno premikajo po svetu. Na hitrost njihovega gibanja vplivajo neenakomernost sončnega sevanja in njegova absorpcija v različnih delih podzemne površine in atmosfere, rotacija Zemlje, toplotna in dinamična interakcija atmosfere s podležečo površino, vključno z interakcijo z oceanom. . Glavni razlog za atmosferske premike je heterogenost segrevanja različnih delov zemeljskega površja in ozračja. Dvig toplega zraka in spuščanje hladnega zraka na vrtečo se Zemljo spremlja nastanek krožnih sistemov različnih velikosti. Skupek atmosferskih gibanj velikega obsega imenujemo splošno kroženje ozračja. Atmosfera sprejema toploto z absorbiranjem sončnega sevanja s kondenzacijo vodne pare in z izmenjavo toplote s podležečo površino. Vstop latentne toplote v ozračje je odvisen od dviga vlažnega zraka. Tako je tropsko območje Tihega oceana močan vir toplote in vlage za ozračje. Pomemben prenos toplote s površine oceana se pojavi pozimi, ko hladne zračne mase vstopijo v območja toplih morskih tokov. Ena največjih povezav v splošnem kroženju ozračja je cirkumpolarni vrtinec. Njegov nastanek je posledica prisotnosti hladnih žepov v polarnem območju in vročih žepov v tropskem pasu. Cirkumpolarno gibanje in njegova manifestacija, zahodni transport, predstavljata stabilno in značilno značilnost splošnega atmosferskega kroženja. V tridesetih letih prejšnjega stoletja so se začele študije splošnega kroženja atmosfere. Vse sinoptične procese (SP) smo razdelili na elementarne (ESP), nato pa jih zreducirali na tri oblike kroženja: zahodno (W), vzhodno (E) in meridionalno (C). Za procese zahodne oblike (W) je značilen razvoj conskih cirkulacijskih komponent in hiter premik tlačnih tvorb od zahoda proti vzhodu. Z razvojem meridionalnih oblik cirkulacije, ko nastanejo stacionarni valovi velike amplitude, opazimo procese oblik E in C. Porazdelitev zračnih tokov na zemeljski obli je tesno povezana s porazdelitvijo tlaka, temperature in narave ciklona. dejavnosti, zato mora obstajati določena cona v porazdelitvi vetra na Zemlji. Vendar se dejanske smeri vetra pozimi in poleti razlikujejo od vetrov, ki jih predvideva conska shema. Vetrovi v ekvatorialnem pasu imajo najbolj jasno cono. Na severni polobli pozimi in poleti prevladujejo vetrovi severovzhodne smeri, na južni polobli pa vetrovi jugovzhodne smeri, pasati. Pasati so najbolj izraziti nad Tihim oceanom. Nad in v bližini celin pasate moti drug sistem tokov - monsuni, ki nastanejo zaradi ciklonske dejavnosti, povezane z veliko temperaturno razliko med morjem in kopnim. Pozimi je monsun usmerjen od celine do oceana, poleti pa od oceana do celine. Živahen monsunski transport zračnih mas je opazen v obalnih regijah Vzhodne Azije in zlasti v Primorju. Zračne mase se gibljejo tako blizu Zemljine površine kot na njej visoke nadmorske višine od Zemlje in ne samo v vodoravni smeri, ampak tudi v navpični. Kljub temu, da so vertikalne hitrosti zraka majhne, ​​imajo pomembno vlogo pri vertikalni izmenjavi zraka, nastajanju oblakov in padavin ter drugih vremenskih pojavih. V distribuciji so še druge funkcije navpični premiki. Analiza sinoptičnih kart je pokazala, da so temperaturni kontrasti med polom in ekvatorjem neenakomerno porazdeljeni po zemljepisni širini. Obstaja razmeroma ozko območje, kjer je koncentriran pomemben del energije atmosferskega kroženja. Praznovali tukaj največje vrednosti baričnih gradientov in posledično hitrosti vetra. Za takšna območja so uvedli koncept višinske frontalne cone (AFZ), močne zahodne vetrove, povezane z njo, pa so začeli imenovati curki ali curki. Običajno hitrost vetra vzdolž osi curka presega 30 m/s, navpični gradient hitrosti vetra presega 5 m/s na 1 km, vodoravni gradient hitrosti pa doseže 10 m/s ali več in ostane približno 100 km. WFZ zavzema velika geografska območja: njegova širina je 800–1000 km, višina pa 12–15 km z dolžino 5–10 tisoč km. VFZ običajno vključuje eno ali več atmosferskih front in je mesto nastanka mobilnih frontalnih ciklonov in anticiklonov, ki se premikajo v smeri glavnega (vodilnega) toka. V obdobjih močnega razvoja meridionalnih procesov se WFZ tako rekoč "vije" okoli višinskih grebenov s severa in korit z juga. Splošno kroženje atmosfere je sistem velikih zračnih tokov nad zemeljsko oblo. Ta sistem je mogoče preučiti z dnevnimi sinoptičnimi kartami, odraža pa se tudi na povprečnih dolgoročnih kartah za zemeljsko površje in troposfera. Območje prevlade visokega ali nizkega tlaka na povprečnih zemljevidih ​​označuje območje, kjer se nahaja središče atmosferskega delovanja (CAA). CDA je lahko stalna (Azorski anticiklon) in sezonska (Sibirski anticiklon, Aleutska depresija). Preučevanje značilnosti splošnega kroženja ozračja je omogočilo ustvarjanje metod za napovedovanje vremena za različna obdobja.

Težava z napovedjo ...

Vprašanje vpliva sončne aktivnosti na vreme ima praktični pomen. Če je ta vpliv pomemben, ga je treba upoštevati pri meteoroloških napovedih, katerih pomen je pomemben za načrtovanje in organizacijo najrazličnejših dogodkov. Trenutno napovedovanje do pol dneva temelji na intenzivnem pristopu z neprekinjenimi opazovanji. V tem primeru se analizirajo in ekstrapolirajo opazovalni podatki meteoroloških polj, predvsem mezoskalnih polj oblakov in padavin, pridobljenih iz satelitskih in radarskih podatkov. Numerična (hidrodinamična) metoda napovedovanja vremena temelji na matematični rešitvi sistema popolnih hidrodinamičnih enačb in pridobivanju napovednih polj tlaka in temperature v določenih časovnih intervalih. Računalniški centri v Moskvi, Washingtonu, Tokiu in Reidingu (European Forecast Center) uporabljajo različne numerične sheme za razvoj velikih atmosferskih procesov. Natančnost numeričnih napovedi je odvisna od računske hitrosti računalniških sistemov, količine in kakovosti informacij, ki prihajajo iz vremenskih postaj. Več kot je podatkov, bolj natančen je izračun. Sinoptična metoda izdelave vremenske napovedi temelji na analizi vremenskih kart. Bistvo te metode je hkratni pregled stanja atmosfere na širokem območju, ki omogoča ugotavljanje narave razvoja atmosferskih procesov in nadaljnje najverjetnejše spremembe vremenskih razmer na obravnavanem območju. Ta pregled se izvaja z uporabo vremenskih kart, na katerih so narisani podatki iz meteoroloških opazovanj na različnih nadmorskih višinah, pa tudi v bližini zemeljske površine, ki se izvajajo hkrati po enem samem programu na različnih točkah sveta. Na podlagi podrobna analiza Iz teh zemljevidov napovedovalec vremena določi nadaljnje pogoje za razvoj atmosferskih procesov v določeno obdobječas in izračunava značilnosti meteoroloških parametrov - temperaturo, veter, oblačnost, padavine itd. Statistične metode napovedovanja omogočajo napovedovanje vremena za določeno prihodnje časovno obdobje na podlagi preteklega in sedanjega stanja ozračja, t.j. napovedujejo spremembe različnih vremenskih elementov v prihodnosti. Pogosto se izbere celostni pristop - uporaba več posebnih metod za napovedovanje iste značilnosti stanja ozračja hkrati, da se izbere končna različica napovedi. Ker je zemeljsko ozračje zelo občutljivo na zunanje vplive, postane nemogoče dolgoročno napovedati vreme z neposrednim računanjem gibanja zračnih mas. Izračuni so pokazali, da se sprva tesne (znotraj hidrodinamičnega modela atmosfere) različne rešitve nato hitro razhajajo in vodijo do kvalitativno različnih rezultatov. V procesu hidrodinamičnih izračunov se začetne napake podvojijo v treh do petih dneh. Po dveh do treh tednih lahko nadaljnji izračuni dajo negotove rezultate.

Za utemeljitelja heliometeorologije se šteje meteorolog A.V. Dyakov (1900–1989), ki je v letih 1960–1980 vodil vremensko postajo v vasi Temirtau (Gorna Šorija, vznožje Altaja), saj je napovedal. vreme v regijah Kazahstana, Zahodne Sibirije, Altaja in Urala na podlagi njegovih opazovanj sončne pege in bil za to celo odlikovan. Dyakov je podal dolgoročne vremenske napovedi več mesecev vnaprej, pri čemer je upošteval aktivnost Sonca. V svojih napovedih se je opiral na ideje K. Flammariona, A. V. Klossovskega (1846–1917) in A. I. Voeikova (1842–1916) o obstoju dveh atmosferskih tokov: hladnega (polarnega) in toplega (ekvatorialnega). Poleg tega je veliko pozornosti posvetil delu Eleanor Lear, ki je razvila vrste sezonskega kroženja. Posledično je Dyakov prišel do zaključka, da je treba zemeljsko atmosfero obravnavati kot odprt samonihajoč sistem, na katerega vplivajo neenakomerne sončno sevanje.

Igor Tsygankov navaja koledar Dyakov, ki beleži padavine in pridelek žita od leta 1892. Ta koledar se uporablja že vrsto let. Zagotavlja opazovanja padavin v več kot 100 letih. Koledar velja za vzhodno Sibirijo in Kazahstan. Vsa peta leta po tem koledarju so sušna. Uporabljene so bile tudi napovedi Dyakova sovjetska vlada. I. Tsygankov vodi tudi svoj koledar, začenši z letom 1955, ki popolnoma sovpada z Dyakovovim: na primer, leta 1965 je žetev elitnih žit na dobro urejenih poljih znašala le 7 centnerjev na hektar. 1975 – pridelek je še nižji, le 4 kvintale.

Biološke manifestacije sončne aktivnosti. Sončna aktivnost in biološki ritmi.

Učinki ionizirajočega in prodornega sevanja na žive organizme so dobro znani, v medicini se uspešno uporabljajo za zdravljenje in preprečevanje številnih bolezni. Kozmične vplive zaznavamo na številnih ravneh bioloških struktur, od najpreprostejših celic do nevrofizioloških procesov v človeških možganih. A. L. Chizhevsky je prišel do zaključka, da so povezave sončne biosfere splošen biološki vzorec. Skoval je izraz "heliobiologija", ustvaril znanstveno smer vesoljske biologije, ugotovil razmerje med cikličnostjo SA in pojavi v biosferi, pokazal možnost napovedovanja človeškega vedenja in zemeljskih dogodkov glede na ritme zunanje okolje. Zdaj te poglede razvija profesor S.E. Shnol na Inštitutu za teoretično in eksperimentalno biofiziko Ruske akademije znanosti. Tu proučujemo zunanje ritmične variacije okoljskih dejavnikov, ki lahko povzročijo sinhronizacijo bioritmov v organizmih. Če telo nima časa za kompenzacijo zunanjih vplivov, potem pride do desinhronizacije, kar lahko povzroči funkcionalne motnje v telesu.

Makroskopska nihanja in njihova povezava s sončno aktivnostjo SA.

Pod vodstvom Šnola so odkrili makrofluktuacije (MF) - neenakomernost pojava kemičnih reakcij v fizikalno-kemijskih medijih. To odkritje je danes pripeljalo do nove stopnje v razvoju biologije - heliobiologije. Po odkritju povezave z delovanjem kozmičnih agentov (SA) na MF so se možnosti iskanja ritma v fizikalno-kemijskih pojavih razširile.

Bistvo MF lahko razložimo takole: spustimo določeno prostornino vodna raztopina meri se hitrost poteka določene kemijske reakcije. Če se hitrost te reakcije meri dosledno s hitrostjo enkrat na nekaj minut, se lahko vrednosti hitrosti med seboj bistveno razlikujejo in večkrat presegajo instrumentalno napako. Število reagiranih delcev, ki se spreminja skozi čas, daje številne diskretne vrednosti. Prehod iz ene vrednosti v drugo se zgodi spontano in hitro (v času manj kot 0,01 s) in, kar je najbolj presenetljivo, sinhrono v makrovolumu tudi v dveh ločenih, sosednjih žilah. Sčasoma so bili znaki MF odkriti v najrazličnejših procesih, kar je vodilo do zaključka, da je porazdelitev MF v okolju fizikalno-kemijskih procesov univerzalna.

Tehnogene manifestacije sončne aktivnosti v SA.

Prvo poročilo o sončnem izbruhu je bilo objavljeno leta 1859. Istočasno in neodvisno drug od drugega sta R. Carrington in R. Hodgson vizualno opazila briljantno točko, podobno zvezdi v beli svetlobi na ozadju svetle fotosfere. V nekaj urah je prišlo do spontanih kratkih stikov v telegrafskih žicah, ki so jih opazili tako v ZDA kot v Evropi, kar je povzročilo številne požare. Na obeh poloblah Zemlje so bili vidni aurore na nenavadno nizkih zemljepisnih širinah, vse do Rima, Havane in Havajev. Vpliv sončnih izbruhov na stanje spodnjih plasti atmosfere je opazil tudi G. Wild leta 1882

Najpomembnejši tehnogeni vplivi SA:

1. Povzročijo ionosferske motnje.

2. Radijske komunikacije so motene.

3. So vir nevarnosti sevanja za astronavte in opremo vesoljske ladje.

4. Magnetosferske in ionosferske spremembe povečajo elektromagnetno sevanje pri frekvencah 0,001–10 Hz in vplivajo na navigacijo (kompasi in radijski sprejemniki), kabelske komunikacije (teleks, telefon), električne vode, naftovode in plinovode.

Detekcija sončno-zemeljskih povezav in vpliv sončnega sevanja na Zemljo.

Tudi v kronikah starodavnih opazovalcev, ki so beležili tekoče dogodke, obstajajo sklicevanja na možna odvisnost med sončnimi in zemeljskimi pojavi. Zemeljski pojavi so se kazali v obliki velikih geofizikalnih katastrof (suše, poplave, potresi, vulkanski izbruhi, aurore, vidne po vsej Evropi in celo v tropskih državah), smrtonosne epidemije in množična lakota (izpad letine pšenice ali naraščajoče cene pšenice na borzah). Danski astronom Gorrebov (sredi 18. stoletja) je na podlagi opazovanj Sončevih peg, polarnega sija in nihanja Zemljinega magnetnega polja med prvimi posumil o odvisnosti pojavov, opaženih na Zemlji, od števila peg na Soncu, tj. iz njegove dejavnosti. Predpostavka o korpuskularnem sevanju Sonca ob koncu 19. stoletja. izrazil norveški K.O. Veliko, na podlagi opažene ali domnevne pogostosti različni pojavi v zemeljski atmosferi so poskušali natančno obnoviti dolžino period in amplitudo nihanj, nato pa njihov vzrok. Od teh pojavov je najbolje raziskana domnevna približno 35-letna periodičnost izmenično toplih in suhih ter hladnih in vlažnih obdobij, na katero je prvi opozoril profesor E. Brückner.

Leta 1912 je M.A. Bogolepov v knjigi Podnebna nihanja in zgodovinsko življenje(lakote in vojne) je zapisal: »elektromagnetno stanje Zemlje neposredno vpliva na rastline in živo življenje organizmov.« Analiziral je ruske kronike, ki so odražale najbolj opazne dogodke, in prišel do zaključka, da so nenadne podnebne spremembe manifestacija občasnih motenj vsega življenja na zemeljski obli z vsemi njegovimi fizičnimi in organski svet da se vse to v takšni ali drugačni obliki prenaša na človeško življenje in se izraža z gospodarskimi in političnimi katastrofami. V našem času ni tako nore oblike lakote, kot jo opisujejo kronike daljne preteklosti, ni vpadov azijskih nomadov, ampak bankroti, proizvodne krize, gospodarske katastrofe, ki pa močno vplivajo tudi na politično življenje ljudstev cele Zemlje. Brezplodno je iskati periodičnost v katerem koli pojavu življenja. Samo skupek vseh znamenj motenj na zemeljski obli lahko razkrije vzorec pojavov: doba največjih motenj se ponovi trikrat v stoletju, in sicer: večji del 3. desetletja in prva polovica 4., od začetka l. 7. desetletje do polovica 8., vseh 90 let in začetek novega veka.

Douglas je pregledal rastne obroče na štorih drevesa Sequoia gigantea. Ker je bil en primerek teh tisoč let starih velikanov star približno 3200 let, se je izkazalo, da je mogoče slediti količini rasti drevesnih kolobarjev v ogromnem časovnem obdobju. Iz teh podatkov je Douglas zaključil, da obstajajo podnebna nihanja, katerih obdobja so večkratniki 11-letnega cikla sončne aktivnosti. Identificirali so tudi obdobje 101 leta, ki verjetno ustreza sekularnemu ciklu SA.

Rast dreves in število sončnih peg na podlagi študij živih dreves v Angliji, Norveški, Švedski, Nemčiji in Avstriji. Krivulja rasti dreves ima velike maksimume blizu maksimumov sončnih peg, pa tudi šibkejše sekundarne maksimume približno na sredini med njimi. Oba maksimuma znotraj istega 11-letnega cikla ustrezata poteku krivulj skupne količine padavin, ki se razlikujeta po enaki periodičnosti (Douglas).

Uporaba statistike za analizo sončno-zemeljskih povezav.

Spektralna analiza časovnih vrst je najpomembnejša metoda za preučevanje lastnosti različnih fizikalnih, bioloških, meteoroloških in drugih procesov v naravi, za katere v določenih časovnih točkah obstajajo kvantitativne značilnosti. Njegov namen je ločiti časovne vrste na različne frekvenčne komponente. Da bi to naredili, se opazovani podatkovni niz razširi v Fourierjev niz. Nastalo odvisnost amplitud Fourierjevih harmonikov od frekvence imenujemo spekter serije (procesa), odvisnost kvadrata amplitud pa močnostni spekter. Analiza te odvisnosti nam omogoča, da prepoznamo najpomembnejše periodične vzorce proučevanega pojava, naredimo primerjave z drugimi procesi in ocenimo ustrezne korelacije.

Analiza variacij zemeljskih procesov in manifestacij sončne aktivnosti ter njihova medsebojna primerjava kažejo, da se sončna aktivnost in posledične motnje v medplanetarnem okolju kažejo v vseh lupinah Zemlje, vključno z magnetosfero, vsemi plastmi atmosfera, litosfera, biosfera in celo tehnosfera.

Edvard Kononovič

Tukaj je simulacija sončne aktivnosti v realnem času. Slike se posodabljajo vsakih 30 minut. Možno je, da se senzorji in kamere na satelitih občasno izklopijo zaradi tehničnih napak. Projekt ne odgovarja za slike.

Slika sonca v realnem času (na spletu).

Ultravijolični teleskop, svetle pike ustrezajo 60-80 tisoč stopinjam Kelvina. Satelit SOHO LASCO C3

Slika sončne korone v realnem času (na spletu).

Prikazuje sončni veter, ki se razteza približno 8,5 milijona kilometrov od sonca.

Slika sončnega vetra v realnem času (na spletu).

Prazno polje ustreza 32 sončnim premerom. Premer slike je približno 45 milijonov kilometrov na njeni oddaljenosti od Sonca ali polovica premera Merkurja. O Soncu lahko opazite veliko stvari svetle zvezde. Satelit SOHO LASCO C2

Sončni izbruhi

Indeks geomagnetnih motenj in magnetne nevihte

Primerjava osnovnih sončnih kart

Napoved sončne aktivnosti za 27 dni

HAARP fluxgate (magnetometer)

Opomba: čas na slikah je severnoatlantski, kar pomeni, da morate od moskovskega časa odšteti 7 ur (UTC=MST-4)
Viri informacij: http://www.swpc.noaa.gov/
http://www.irf.se/
http://www.tesis.lebedev.ru/

Značilnosti sonca

Razdalja do sonca: 149,6 milijona km = 1,496 · 1011 m = 8,31 svetlobne minute

Polmer sonca: 695.990 km ali 109 zemeljskih radijev
Masa Sonca: 1,989 1030 kg = 333 000 zemeljskih mas

Temperatura sončne površine: 5770 K
Kemična sestava Sonca na površini: 70% vodik (H), 28% helij (He), 2% drugi elementi (C, N, O, ...) glede na maso

Temperatura v središču Sonca: 15.600.000 K
Kemična sestava v središču Sonca: 35% vodik (H), 63% helij (He), 2% drugi elementi (C, N, O, ...) glede na maso

Aktivno območje na Soncu (AO) je skupek spreminjajočih se strukturnih tvorb na določenem omejenem območju sončno ozračje, povezano s povečanjem magnetnega polja v njem od vrednosti 1020 do več (45) tisoč oerstedov. V vidni svetlobi so najbolj opazna strukturna tvorba aktivnega področja temne, ostro definirane sončne pege, ki pogosto tvorijo cele skupine. Običajno med številnimi bolj ali manj majhnimi pegami izstopata dve veliki, ki tvorita bipolarno skupino peg z nasprotno polarnostjo magnetnega polja v njih. Posamezna mesta in celotna skupina so običajno obdana s svetlimi odprtinami, mrežastimi strukturami, baklami. Tu magnetna polja dosegajo vrednosti več deset oerstedov. V beli svetlobi so fakule najbolje vidne na robu sončnega diska, vendar so v močnih spektralnih črtah (zlasti vodik, ionizirani kalcij in drugi elementi), pa tudi v daljnem ultravijoličnem in rentgenskem območju spektra. so veliko svetlejši in zavzemajo večjo površino. Dolžina aktivnega območja doseže nekaj sto tisoč kilometrov, življenjska doba pa se giblje od nekaj dni do nekaj mesecev. Praviloma jih je mogoče opazovati v skoraj vseh sončnih območjih. elektromagnetni spekter od rentgenskih žarkov, ultravijoličnih in vidnih žarkov do infrardečih in radijskih valov. Na robu sončnega diska, ko je aktivno območje vidno s strani, nad njim, v sončni koroni, pogosto opazimo prominence - ogromne plazemske "oblake" bizarnih oblik - v emisijskih linijah. Od časa do časa se v aktivnem območju pojavijo nenadne eksplozije plazme in sončni izbruhi. Ustvarjajo močno ionizirajoče sevanje (predvsem rentgenske žarke) in prodorno sevanje (energijski osnovni delci, elektroni in protoni). Hitri korpuskularni tokovi plazme spreminjajo strukturo sončne korone. Ko Zemlja pade v takšen tok, se njena magnetosfera deformira in nastane magnetna nevihta. Ionizirajoče sevanje močno vpliva na okoljske razmere zgornje plasti ozračje in povzroča motnje v ionosferi. Možen vpliv na mnoge druge fizikalni pojavi (cm. razdelek SONČNO-ZEMELSKI ODNOSI).

Pikelner S.B. sonce M., Fizmatgiz, 1961
Menzel D. Naše sonce. M., Fizmatgiz, 1963
Vitinsky Yu.I., Ol A.I., Sazonov B.I. Sonce in Zemljina atmosfera. L., Gidrometeoizdat, 1976
Kononovič E.V. Sončna zvezda. M., Izobraževanje, 1982
Mitton S. dnevna zvezda. M., Mir, 1984
Kononovich E.V., Moroz V.I. Splošni tečaj astronomija. M., URSS, 2001

Najdi " SONČNA AKTIVNOST"vklopljeno

Sončna aktivnost je skupek pojavov, ki se periodično pojavljajo v sončni atmosferi. Manifestacije sončne aktivnosti so povezane z magnetnimi lastnostmi sončne plazme.

Kaj povzroča sončno aktivnost? Magnetni tok v enem od območij fotosfere postopoma narašča. Nato se tukaj poveča svetlost vodikovih in kalcijevih linij. Takšna območja se imenujejo kosmiči.

Na približno enakih območjih na Soncu v fotosferi (tj. nekoliko globlje) opazimo tudi porast svetlosti v beli (vidni) svetlobi. Ta pojav se imenuje bakle.

Povečanje energije, ki se sprošča v območju oblaka in kosmičev, je posledica povečane jakosti magnetnega polja.
1-2 dni po pojavu flokulusa v aktivnem območju, sončne pege v obliki majhnih črnih pik – por. Veliko jih kmalu izgine, le posamezne pore se v 2-3 dneh spremenijo v velike temne tvorbe. Tipična sončna pega je velika več deset tisoč kilometrov in je sestavljena iz temnega osrednjega dela (umbre) in vlaknaste polsence.

Iz zgodovine preučevanja sončnih peg

Prva poročila o sončnih pegah segajo v leto 800 pr. e. na Kitajskem segajo prve risbe v leto 1128. Leta 1610 so astronomi začeli uporabljati teleskop za opazovanje Sonca. Začetne raziskave so bile osredotočene predvsem na naravo madežev in njihovo obnašanje. Toda kljub raziskavam je fizična narava peg ostala nejasna do 20. stoletja. Do 19. stoletja je obstajal že dovolj dolg niz opazovanj števila sončnih peg za določitev periodičnih ciklov sončne aktivnosti. Leta 1845 sta profesorja D. Henry in S. Alexander z univerze Princeton opazovala Sonce s termometrom in ugotovila, da sončne pege oddajajo manj sevanja kot okolica Sonca. Kasneje je bilo ugotovljeno nadpovprečno sevanje v območjih perjanic.

Značilnosti sončnih peg

Najbolj glavna značilnost madeži - prisotnost močnega magnetna polja, ki doseže največjo napetost v območju sence. Predstavljajte si cev magnetnih silnic, ki segajo v fotosfero. Zgornji del cevi se razširi in silnice v njem se razhajajo, kot klasje v snopu. Zato imajo magnetne silnice okoli sence smer blizu vodoravne. Magnetno polje tako rekoč širi točko od znotraj in zavira konvektivna gibanja plina, prenaša energijo iz globin navzgor. Zato se na območju pege temperatura izkaže za približno 1000 K nižja.
Najpogosteje se pege pojavljajo v celih skupinah, vendar v njih izstopata dve veliki lisi. Ena, majhna, je na zahodu, druga, manjša, pa na vzhodu. Okoli in med njimi je pogosto veliko majhnih točk. Ta skupina sončnih peg se imenuje bipolarna, ker imajo velike sončne pege vedno nasprotno polarnost magnetnega polja. Zdi se, kot da so povezane z isto cevjo magnetnih silnic, ki je v obliki velikanske zanke vzniknila izpod fotosfere in pustila konce nekje v globokih plasteh, nevidnih. Točka, iz katere magnetno polje izstopa iz fotosfere, ima severno polarnost, tista, kamor polje sile vstopi nazaj pod fotosfero, pa južno polarnost.

Sončni izbruhi so najmočnejša manifestacija sončne aktivnosti. Pojavljajo se v relativno majhnih regijah kromosfere in korone, ki se nahajajo nad skupinami sončnih peg. Preprosto povedano, izbruh je eksplozija, ki jo povzroči nenadna kompresija sončne plazme. Stiskanje se pojavi pod pritiskom magnetnega polja in povzroči nastanek dolge plazemske vrvi, dolge več deset in celo sto tisoč kilometrov. Količina energije eksplozije je od 10²³ J. Vir energije izbruhov se razlikuje od vira energije celotnega Sonca. Jasno je, da so izbruhi elektromagnetne narave. Energija, ki jo oddaja bakla v kratkovalovnem območju spektra, je sestavljena iz ultravijoličnih in rentgenskih žarkov.
Kot vsaka velika eksplozija tudi izbruh ustvari udarni val, ki se širi navzgor v korono in vzdolž površinskih plasti sončne atmosfere. Sevanje sončnih izbruhov ima še posebej močan vpliv na zgornje plasti zemeljske atmosfere in ionosfere. Posledično se na Zemlji pojavi cel kompleks geofizikalnih pojavov.

Prominence

Najbolj ambiciozne formacije v sončni atmosferi so prominence. To so gosti oblaki plinov, ki nastanejo v Sončevi koroni ali pa se vanjo izvržejo iz kromosfere. Tipična prominence je videti kot ogromen svetlobni lok, ki leži na kromosferi in ga tvorijo curki in tokovi snovi, gostejši od korone. Temperatura prominenc je približno 20.000 K. Nekatere od njih obstajajo v koroni več mesecev, druge, ki se pojavljajo ob pegah, se hitro premikajo s hitrostjo okoli 100 km/s in obstajajo več tednov. Posamezne izbokline se premikajo z mirovanjem visoke hitrosti in nenadoma eksplodira; imenujemo jih eruptivni. Velikosti prominenc so lahko različne. Tipična prominenca je visoka približno 40.000 km in široka približno 200.000 km.
Obstaja veliko vrst prominenc. Na fotografijah kromosfere v rdeči spektralni črti vodika so prominence na sončnem disku jasno vidne v obliki temnih dolgih filamentov.

Območja na Soncu, kjer so opazne intenzivne manifestacije sončne aktivnosti, imenujemo središča sončne aktivnosti. Celotna aktivnost Sonca se periodično spreminja. Obstaja veliko načinov za oceno stopnje sončne aktivnosti. Indeks sončne aktivnosti - Wolfova števila W. W= k (f+10g), kjer je k koeficient, ki upošteva kakovost instrumenta in z njim opravljena opazovanja, f je skupno število sončnih peg, opaženih v v tem trenutku na Soncu je g desetkratno število skupin, ki jih tvorijo.
Obdobje, ko je število centrov aktivnosti največje, velja za največjo sončno aktivnost. In ko jih sploh ni ali skoraj nič – najmanj. Maksimumi in minimumi se izmenjujejo s povprečnim obdobjem 11 let – enajstletnim ciklom sončne aktivnosti.

Vpliv sončne aktivnosti na življenje na Zemlji

Ta vpliv je zelo velik. A. L. Čiževski je bil prvi, ki je preučeval ta vpliv junija 1915. V Rusiji in celo v Severni Ameriki so opazili severni sij in »magnetne nevihte so nenehno motile gibanje telegramov«. V tem obdobju znanstvenik opozarja na dejstvo, da povečana sončna aktivnost sovpada s prelivanjem krvi na Zemlji. Dejansko so se takoj po pojavu velikih sončnih peg na številnih frontah prve svetovne vojne sovražnosti okrepile. Vse svoje življenje je posvetil tej raziskavi, vendar je njegova knjiga "V ritmu sonca" ostala nedokončana in je bila objavljena šele leta 1969, 4 leta po smrti Čiževskega. Opozoril je na povezavo med povečano sončno aktivnostjo in zemeljskimi katastrofami.
Z obračanjem ene ali druge poloble proti Soncu Zemlja prejema energijo. Ta tok lahko predstavimo v obliki potujočega vala: kjer pade svetloba, je njen greben, kjer je temno, je korito: energija bodisi narašča ali pada.
Magnetna polja in tokovi delcev, ki prihajajo iz sončnih peg, dosežejo Zemljo in vplivajo na možgane, srčno-žilni in krvožilni sistem človeka, njegovo fizično, živčno in psihološko stanje. Visok nivo sončna aktivnost in njene hitre spremembe vznemirijo človeka.

Zdaj se vpliv sončne aktivnosti na Zemljo zelo aktivno preučuje. Pojavile so se nove vede - heliobiologija, sončno-zemeljska fizika - ki preučujejo odnos med življenjem na Zemlji, vremenom, podnebjem in manifestacijami sončne aktivnosti.
Astronomi pravijo, da Sonce postaja svetlejše in bolj vroče. To je posledica dejstva, da se je v zadnjih 90 letih aktivnost njegovega magnetnega polja več kot podvojila in največja rast zgodilo v zadnjih 30 letih. Znanstveniki zdaj lahko napovedujejo sončne izbruhe, kar omogoča vnaprejšnjo pripravo na morebitne okvare v radijskih in električnih omrežjih.

Močna sončna aktivnost lahko povzroči okvaro električnih vodov na Zemlji in spremembo orbit satelitov, ki podpirajo komunikacijske sisteme ter letal in oceanskih ladij. Za sončno "nasilje" so običajno značilni močni izbruhi in pojav številnih pik. Čiževski je ugotovil, da so v obdobjih povečane sončne aktivnosti (veliko število sončnih peg) vojne, revolucije, naravne nesreče, katastrofe, epidemije, poveča se intenzivnost rasti bakterij (»učinek Chizhevsky-Velkhover«). Tukaj piše v svoji knjigi "Kopenski odmev sončnih neviht": »Količina in neskončno raznolika kakovost fizikalnih in kemičnih dejavnikov, ki nas obdajajo z vseh strani – narava – sta neskončno veliki. Močne medsebojne sile prihajajo iz vesolja. Sonce, Luna, planeti in neskončno število nebesna telesa povezani z Zemljo z nevidnimi vezmi. Gibanje Zemlje nadzirajo gravitacijske sile, ki povzročajo številne deformacije v zraku, tekočih in trdnih lupinah našega planeta, povzročajo njihovo utripanje in plimovanje. Položaj planetov v sončnem sistemu vpliva na razporeditev in intenzivnost električnih in magnetnih sil Zemlje.
Največji vpliv na fizično in organsko življenje Zemlje pa ima sevanje, usmerjeno proti Zemlji z vseh strani vesolja. Zunanje dele Zemlje povezujejo neposredno s kozmičnim okoljem, ga povezujejo z njim, nenehno delujejo z njim, zato sta tako zunanji obraz Zemlje kot življenje, ki ga napolnjuje, rezultat ustvarjalnega vpliva. vesoljske sile. In zato so struktura zemeljske lupine, njena fizikalno-kemijska struktura in biosfera manifestacija strukture in mehanike vesolja in ne naključna igra lokalnih sil. Znanost neskončno širi meje našega neposrednega dojemanja narave in našega dojemanja sveta. Ne Zemlja, ampak vesolje postane naša domovina in začnemo v vsej svoji pravi veličini čutiti pomen za ves zemeljski obstoj tako gibanja oddaljenih nebesnih teles kot gibanja njihovih glasnikov - sevanja ...«
Leta 1980 se je pojavila tehnika, ki je omogočila zaznavanje prisotnosti peg v fotosferah drugih zvezd. Izkazalo se je, da imajo številne zvezde spektralnega razreda G in K sončne pege, podobne tistim na soncu, z magnetnim poljem istega reda. Cikli aktivnosti takšnih zvezd so bili zabeleženi in preučeni. So blizu sončni cikel in traja od 5 do 10 let.

Obstajajo hipoteze o vplivu sprememb fizikalni parametri Sonce na zemeljskem podnebju.

Zemeljske avrore so vidni rezultat interakcije sončni veter, sončne in zemeljske magnetosfere in atmosfere. Ekstremni dogodki, povezani s sončno aktivnostjo, povzročajo znatne motnje v zemeljskem magnetnem polju, kar povzroča geomagnetne nevihte. Geomagnetne nevihte so eden najpomembnejših elementov vesoljskega vremena in vplivajo na številna področja človekovega delovanja, med katerimi lahko izpostavimo motnje komunikacij, navigacijskih sistemov vesoljskih plovil, pojav vrtinčnih induciranih tokov v transformatorjih in cevovodih ter celo uničenje energetskih sistemov. .
Magnetne nevihte vplivajo tudi na zdravje in počutje ljudi. Veja biofizike, ki proučuje vpliv sprememb sončne aktivnosti in motenj, ki jih ta povzroča v zemeljski magnetosferi na zemeljske organizme, se imenuje heliobiologija.

Vsebina članka

SONČNA AKTIVNOST. Aktivno območje na Soncu - (AO) - je niz spreminjajočih se strukturnih formacij v določenem omejenem območju sončne atmosfere, povezanih s povečanjem magnetnega polja v njem od vrednosti 10–20 do več (4 –5) tisoč oerstedov. V vidni svetlobi so najbolj opazna strukturna tvorba aktivnega področja temne, ostro definirane sončne pege, ki pogosto tvorijo cele skupine. Običajno med številnimi bolj ali manj majhnimi pegami izstopata dve veliki, ki tvorita bipolarno skupino peg z nasprotno polarnostjo magnetnega polja v njih. Posamezna mesta in celotna skupina so običajno obdana s svetlimi odprtimi mrežastimi strukturami - baklami. Tu magnetna polja dosegajo vrednosti več deset oerstedov. V beli svetlobi so fakule najbolje vidne na robu sončnega diska, vendar so v močnih spektralnih črtah (zlasti vodik, ionizirani kalcij in drugi elementi), pa tudi v daljnem ultravijoličnem in rentgenskem območju spektra. so veliko svetlejši in zavzemajo večjo površino. Dolžina aktivnega območja doseže nekaj sto tisoč kilometrov, njegova življenjska doba pa se giblje od nekaj dni do nekaj mesecev. Praviloma jih lahko opazujemo v skoraj vseh območjih sončnega elektromagnetnega spektra od rentgenskih, ultravijoličnih in vidnih žarkov do infrardečih in radijskih valov. Na robu sončnega diska, ko je aktivno območje vidno s strani, nad njim, v sončni koroni, pogosto opazimo izbokline v emisijskih linijah - ogromne plazemske "oblake" bizarnih oblik. Od časa do časa se v aktivnem območju pojavijo nenadne eksplozije plazme - sončni izbruhi. Ustvarjajo močno ionizirajoče sevanje (predvsem rentgenske žarke) in prodorno sevanje (energijski osnovni delci, elektroni in protoni). Hitri korpuskularni tokovi plazme spreminjajo strukturo sončne korone. Ko Zemlja pade v takšen tok, se njena magnetosfera deformira in nastane magnetna nevihta. Ionizirajoče sevanje močno vpliva na razmere v zgornji atmosferi in povzroča motnje v ionosferi. Možni vplivi na številne druge fizikalne pojave ( cm. razdelek SONČNO-ZEMELSKI ODNOSI).

Prva opazovanja sončnih peg.

Včasih na Soncu, tudi s prostim očesom, skozi dimljeno steklo, lahko vidite črne pike - lise. To so najbolj opazne tvorbe v zunanjih, neposredno opaznih plasteh sončeve atmosfere. Poročila o sončnih pegah, včasih opazovanih skozi meglo ali dim iz požarov, najdemo v starodavnih kronikah in analih. Na primer, najzgodnejše omembe "črnih mest" na Soncu v Nikonovi kroniki segajo v leto 1365 in 1371. Prva teleskopska opazovanja so bila na samem začetku 17. stoletja. so skoraj istočasno neodvisno drug od drugega izvedli Galileo Galilei v Italiji, Johann Holdsmith na Nizozemskem, Christopher Scheiner v Nemčiji in Thomas Harriot v Angliji. V zelo dobrih atmosferskih razmerah lahko na fotografijah Sonca včasih vidite ne le fino strukturo sončnih peg, ampak tudi lahka odprta območja okoli njih - bakle, najbolje vidne na robu sončnega diska. Jasno je, da je v nasprotju z idealnim sevalcem (na primer bela mavčna krogla, enakomerno osvetljena z vseh strani) sončni disk na robu videti temnejši. To pomeni, da Sonce nima trdne površine z enako svetlostjo v vseh smereh. Razlog za temnenje sončnega diska proti robu narava plina njenih zunanjih, hladilnih plasti, v katerih se temperatura, tako kot v globljih plasteh, še naprej znižuje navzven. Na robu sončnega diska vidna linija prečka višje in hladnejše plasti njegove atmosfere, ki oddajajo bistveno manj energije.

Galileo Galilei o sončnih pegah.

Galileo se je rodil v Pisi ( Severna Italija) leta 1564. Leta 1609 je bil eden prvih, ki je svoj majceni teleskop usmeril v nebo. Dandanes lahko vsak šolar zase izdela še tako najboljši inštrument iz stekla za očala in navadnega povečevalnega stekla. Vendar pa je neverjetno, koliko novega je Galileo videl s svojim zelo nepopolnim teleskopom: satelite Jupitra, gore in depresije na Luni, faze Venere, pege na Soncu, zvezde v Rimski cesti in še veliko več. Kot privrženec Kopernikovih idej o osrednjem položaju Sonca v našem planetarnem sistemu je skušal svoje ideje potrditi z opazovanji. Leta 1632 je Galileo izdal svojo znamenito knjigo Dialog o dveh svetovnih sistemih. Pravzaprav je bila to prva poljudnoznanstvena knjiga, ki jo je napisal briljanten knjižni jezik, in ne v latinščini, kot je bilo takrat v navadi med znanstveniki, ampak v Galilejevem jeziku, razumljivem vsem rojakom italijanščina. Ta knjiga se je izkazala za drzno in tvegano podporo Kopernikovim naukom, zaradi česar je Galileja kmalu sodila inkvizicija. Seveda je Galileo upal, da bo kot najbolj prepričljiv argument uporabil opazovanja Sonca. Zato je leta 1613 izdal tri pisma v obliki lepih gravur pod splošnim naslovom Opisi in dokazi v zvezi s sončnimi pegami. Ta pisma so bila odgovor na nesmiselne argumente opata Scheinerja, ki je prav tako opazoval sončne pege, vendar jih je zamenjal za planete, ki so se po njegovem mnenju gibali v smeri, ki jo predpisuje Ptolemajev sistem (geocentrični), in naj bi ga torej potrdil. Galileo je opozoril na napako Scheinerja, ki ni opazil, da njegova trobenta obrača sliko. Nato je dokazal, da pege pripadajo Soncu, za katerega se je izkazalo, da se vrti. Galileo je celo podal domnevo, ki se je izkazala za pravilno, a jo je bilo mogoče dokazati šele dve stoletji in pol pozneje, da so pege sestavljene iz plinov, ki so hladnejši in preglednejši od ozračja Sonca. Končno, ko je primerjal črnino peg s temo neba za robom podobe Sonca in opazil, da je Luna temnejša od ozadja neba blizu Sonca, je ugotovil, da so sončne pege svetlejše od najsvetlejših. mesta na Luni. To Galilejevo delo je prva resna znanstvena študija, posvečena fizični naravi Sonca. Hkrati je to delo sijajen primer fikcije, ilustriran s čudovitimi gravurami samega avtorja.

Opazovanja sončnih peg.

Skupno število peg in skupin, ki jih tvorijo, se v določenem časovnem obdobju (ciklu) počasi spreminja od 8 do 15 let (povprečno 10–11 let). Pomembno je, da prisotnost sončnih peg vpliva na zemeljsko magnetno polje. To je opazil Gorrebov že v 18. stoletju, zdaj pa je že znano, da je sončna aktivnost povezana s številnimi zemeljskimi pojavi, zato je preučevanje sončno-zemeljskih povezav zelo pomembno za praktično življenje. Zato so potrebna neprekinjena in nenehna opazovanja Sonca, ki jih pogosto ovirata slabo vreme in nezadostna mreža posebnih opazovalnic. Jasno je, da so lahko celo skromna amaterska opazovanja, izvedena skrbno in dobro opisana (z navedbo časa, kraja itd.), koristna za mednarodni povzetek podatkov o sončni aktivnosti ( cm. sončni geofizikalni podatki). Poleg tega lahko opazovanja, ki jih opravi amater na določenem kraju, pripeljejo opazovalca do odkritja nove, prej neopažene povezave z nekim zemeljskim pojavom, značilnim za to določeno mesto. Vsak amater lahko s svojim teleskopom določi najbolj znan indeks sončne aktivnosti - relativno Wolffovo število sončnih peg (imenovano po nemškem astronomu, ki ga je uvedel sredi 19. stoletja). Če želite določiti Wolfovo število, morate prešteti, koliko posameznih pik je vidnih na sliki Sonca, in nato dobljenemu številu dodati desetkratno število skupin, ki jih tvorijo. Očitno je rezultat takšnega izračuna močno odvisen od številnih razlogov, od velikosti instrumenta do kakovosti slike, na katero močno vpliva vremenske razmere, in konča z umetnostjo in budnostjo opazovalca. Zato mora vsak opazovalec na podlagi primerjave svojih dolgoletnih opazovanj s splošno sprejetimi podatki oceniti povprečni koeficient, s katerim mora pomnožiti svoje ocene Wolfovih števil, da dobi v povprečju rezultate na splošno sprejeti lestvici. Povzetek splošno sprejetih vrednosti za Wolfova števila (W) najdete na primer v biltenu Sončni podatki, objavljeno Observatorij Pulkovo v Sankt Peterburgu.

Fizične lastnosti sončnih peg.

Sončeve pege in še posebej skupine sončnih peg so najbolj vidne aktivne tvorbe v fotosferi Sonca. Znanih je veliko primerov, ko so velike sončne pege opazovali s prostim očesom skozi dimljeno steklo. Pege so vedno povezane s pojavom močnih magnetnih polj z močjo do nekaj tisoč oerstedov v sončnem aktivnem območju. Magnetno polje upočasni konvekcijski prenos toplote, zaradi česar se temperatura fotosfere na majhni globini pod sončno pego zmanjša za 1–2 tisoč K. Pege nastanejo v obliki številnih majhnih por, od katerih nekatere kmalu umrejo, nekateri pa zrastejo v temne tvorbe s svetlostjo, ki je 10-krat manjša od svetlosti okoliške fotosfere. Senca sončne pege je obdana s polsenco, ki jo tvorijo filamenti, radialno usmerjeni proti središču sončne pege. Trajanje obstoja sončnih peg se giblje od nekaj ur in dni do nekaj mesecev. Večina sončnih peg tvori pare, podolgovate približno vzdolž sončnega ekvatorja - bipolarne skupine sončne pege z nasprotno polarnostjo magnetnih polj v vzhodnih in zahodnih članicah skupine. Število sončnih peg in bipolarnih skupin, ki jih tvorijo, se ciklično (to je v spremenljivem časovnem intervalu, v povprečju blizu 11 let) spreminja: najprej razmeroma hitro narašča, nato pa počasi upada.

Fotosferske svetilke.

Okoli sončnih peg so pogosto svetla območja, imenovana fakule iz grška beseda svetilka(žemljica, bakla). To je začetna faza sončne aktivnosti, najbolje vidna blizu roba sončnega diska, kjer kontrast z nemotenim ozadjem fotosfere doseže 25–30 %. Bakle izgledajo kot zbirka majhnih svetle pike(plamenska zrnca v velikosti več sto kilometrov), ki tvorijo verige in odprto mrežo. Najdemo jih v skoraj vseh aktivnih območjih na Soncu, njihov pojav pa je pred nastankom sončnih peg. Zunaj aktivnih območij se fakule občasno pojavljajo v polarnih območjih Sonca.

Kosmiči.

V kromosferi nad perjanicami opazimo njihova nadaljevanja, ki imajo podobno zgradbo in se imenujejo kosmiči (iz latinščine kosmiči- majhen kos dlake). To je manifestacija sončne aktivnosti v kromosferi, ki je jasno vidna na sončnem disku, ko jo opazujemo v spektralnih linijah vodika, helija, kalcija in drugih elementov.

Prominence in filamenti.

Aktivne formacije v sončni koroni - prominence - lahko dosežejo največje velikosti. To so oblaki kromosferskega materiala v koroni, ki jih podpirajo magnetna polja. Imajo vlaknasto in razdrapano strukturo in so sestavljeni iz premikajočih se filamentov in plazemskih strdkov, ki jih odlikuje izjemna raznolikost oblik: včasih so kot mirni kozolci, včasih kot vrtinčasti lijaki, ki spominjajo na lisičke ali grmičke, pogosto so to figure najbolj bizarne oblike. Zelo se razlikujejo tudi po svojih dinamične lastnosti, ki segajo od mirnih, dolgoživih formacij do nenadoma eksplozivnih eruptivnih prominenc. Najdlje živeče, počasi spreminjajoče se mirne izbokline so kot zavese, ki visijo skoraj navpično na električni vodi magnetno polje. Ko jih opazujemo na sončnem disku, se takšne prominence projicirajo v dolge ozke filamente , ki se zdijo temne na slikah Sonca v rdeči spektralni črti vodika. To je razloženo z dejstvom, da snov prominence absorbira fotosfersko sevanje samo od spodaj, vendar ga razprši v vse smeri.

Sončni izbruhi.

V dobro razvitem aktivnem območju včasih nenadoma eksplodira majhna količina sončne plazme. Ta najmočnejša manifestacija sončne aktivnosti se imenuje sončni izbruh.

Nastane v območju spremembe polarnosti magnetnega polja, kjer močna nasprotno usmerjena magnetna polja »trčijo« na majhnem območju prostora, zaradi česar se njihova struktura bistveno spremeni. Običajno je za sončni izbruh značilna hitra rast (do deset minut) in počasen upad (20–100 minut). Med izbruhom se sevanje poveča v skoraj vseh območjih elektromagnetnega spektra. V vidnem območju spektra je to povečanje razmeroma majhno: za najmočnejše izbruhe, opazovane tudi v beli svetlobi na ozadju svetle fotosfere, ni več kot en in pol do dvakrat. Toda v daljnem ultravijoličnem in rentgenskem območju spektra in še posebej v radijskem območju pri metrskih valovih je to povečanje zelo veliko. Včasih opazimo izbruhe žarkov gama. Približno polovico celotne energije izbruha odnesejo močne emisije plazemske snovi, ki prehaja skozi sončno korono in doseže Zemljino orbito v obliki korpuskularnih tokov, ki medsebojno delujejo z zemeljsko magnetosfero, kar včasih vodi do pojava aurore.

Izbruhe praviloma spremlja sproščanje visokoenergijskih nabitih delcev. Če je med izbruhom mogoče zaznati protone, se takšen izbruh imenuje "protonski izbruh". Tokovi energijskih delcev iz protonskih izbruhov predstavljajo resno nevarnost za zdravje in življenje astronavtov v vesolju. Lahko povzročijo okvare vgrajenih računalnikov in drugih naprav ter njihovo degradacijo. Najmočnejši izbruhi so vidni tudi v "beli svetlobi" na ozadju svetle fotosfere, vendar so takšni dogodki zelo redki. Prvič sta takšen izbruh neodvisno opazila 1. septembra 1859 v Angliji Carrington in Hodgson. Sončne izbruhe je najlažje opazovati v rdeči črti vodika, ki ga oddaja kromosfera. V radijskem območju je povečanje radijske svetlosti v aktivnih območjih tako veliko, da se skupni energijski tok radijskih valov, ki prihajajo iz celotnega Sonca, poveča za več deset in celo več tisočkrat. Ti pojavi se imenujejo izbruhi sončnega radijskega sevanja. Izbruhi se pojavljajo na vseh valovnih dolžinah – od milimetra do kilometra. Ustvarjajo jih udarni valovi, ki nastanejo zaradi izbruha, ki se širi v sončni koroni. Spremljajo jih tokovi pospešenih protonov in elektronov, ki povzročajo segrevanje plazme v kromosferi in koroni na temperature več deset milijonov kelvinov. Najverjetnejši vir energije, ki se sprosti med sončnim izbruhom, naj bi bilo magnetno polje. Ko se jakost magnetnega polja poveča v določenem območju kromosfere ali korone, se kopiči velika količina magnetne energije. V tem primeru se lahko pojavijo nestabilna stanja, ki vodijo do skoraj trenutnega eksplozivnega procesa sproščanja energije, sorazmernega z energijo milijard jedrske eksplozije. Celoten pojav traja od nekaj minut do nekaj deset minut, med katerimi se sprosti do 10 25 –10 26 J (10 31–32 erg) v obliki energijskega izbruha plazme in toka sončnih kozmičnih žarkov, kot tudi elektromagnetno sevanje vseh razponov - od rentgenskih in gama žarkov - sevanja do metrskih radijskih valov. Trda ultravijolična in rentgensko sevanje od izbruhov spreminjajo stanje zemeljske atmosfere, povzročajo magnetne motnje, ki pomembno vplivajo na celotno zemeljsko atmosfero in povzročajo številne geofizikalne, biološke in druge pojave.

Sončni kozmični žarki

- tok nabitih delcev visoke energije, pospešen v zgornjih plasteh sončne atmosfere, ki nastanejo med sončnimi izbruhi. Zaznamo jih v bližini zemeljske površine v obliki nenadnih in močnih povečanj intenzivnosti kozmičnih žarkov v ozadju galaktičnih kozmičnih žarkov z večjo energijo. . Opazovalna zgornja meja energije delcev sončnih kozmičnih žarkov e Za» 2·10 10 eV. Spodnja meja njihove energije je negotova in presega mega elektronvolte (npr Za£ 10 6 eV). Med nekaterimi izbruhi pade pod 10 5 eV, torej se v bistvu zapre z zgornjo mejo energije delcev sončnega vetra. Običajno sprejeta spodnja meja za energijo sončnih kozmičnih žarkov je 10 5 – 10 6 eV. Pri nižjih energijah dobi tok delcev lastnosti plazme , za katere ni več mogoče zanemariti elektromagnetne interakcije delcev med seboj in z medplanetarnim magnetnim poljem.

Glavnino sončnih kozmičnih žarkov sestavljajo protoni z e Zaі 10 6 eV, obstajajo tudi jedra z nabojem Z i 2 (do 28 jeder Ni) in energija e Za od 0,1 do 100 MeV/nukleon, elektroni z e Zaі 30 keV (eksperimentalna meja). Zabeleženi so bili opazni tokovi 2H devteronov, ugotovljena je bila prisotnost tritija 3H in glavnih izotopov C, O, Ne in Ar. Med nekaterimi izbruhi se pojavi opazna količina jeder izotopa 3 He. Relativna vsebnost jeder z Zі 2 v glavnem odraža sestavo sončne atmosfere, medtem ko se delež protonov spreminja od izbruha do izbruha.

Kompleks pojavov (procesov) pred trenutkom t 0 generacija sončnih kozmičnih žarkov, pa tudi procesi, ki se odvijajo v bližini t 0 (povezani učinki) in tisti, ki spremljajo nastajanje sončnih kozmičnih žarkov (z zamikom T glede na trenutek t 0 oz t 0 + D t, kjer D t– trajanje pospeška) se imenuje sončni protonski dogodek (SPE). Za delce z e Zaі 10 8 eV Časovna odvisnost intenzitete toka sončnih kozmičnih žarkov v bližini Zemlje (časovni profil SPE) ima značilen asimetričen videz. Upodobljen je s krivuljo z zelo hitrim naraščanjem (v minutah in desetinah minut) s počasnejšim upadanjem (od nekaj ur do » 1 dneva). V tem primeru lahko amplituda povečanja na površini Zemlje doseže stotine in tisoče odstotkov glede na tok ozadja galaktičnih kozmičnih žarkov. Z oddaljevanjem od zemeljskega površja (v stratosferi, satelitskih orbitah in v medplanetarnem prostoru) se energijski prag za zapis sončnih kozmičnih žarkov postopoma znižuje, pogostost opazovanih protonskih dogodkov pa močno narašča. V tem primeru se časovni profil žarkov praviloma razteza čez nekaj deset ur.

Porazdelitev sončnih kozmičnih žarkov po energiji in naboju v bližini Zemlje je določena z mehanizmom pospeševanja delcev v izvoru (sončev izbruh), značilnostmi njihovega izstopa iz območja pospeševanja in pogoji širjenja v medplanetarnem mediju, torej zelo težko je zanesljivo ugotoviti obliko spektra sončnih kozmičnih žarkov. Očitno ni enako v različnih energijskih intervalih: pri predstavitvi diferencialnega energijskega spektra s potenčno funkcijo ~ e-– g Za g indeks se zmanjša, ko se energija zmanjša) (spekter postane bolj raven). V medplanetarnih magnetnih poljih se spekter s časom opazno transformira in vrednost g poveča in spekter ostane strmo padajoč, tj. število delcev se z naraščanjem energije hitro zmanjšuje. Indikator spektra v viru se lahko razlikuje od dogodka do dogodka v 2 Ј g Ј 5, odvisno od moči SPE in obravnavanega energijskega intervala, za Zemljo pa - v skladu s tem v 2 Ј g Ј 7. Skupno število pospešenih protonov, sproščenih v medplanetarni prostor v času močnega SPE, lahko preseže 10 32, njihova skupna energija pa je і10 31 erg, kar je primerljivo z energijo elektromagnetnega sevanja bakle. Zdi se, da je višina, na kateri pride do pospeška delcev v sončni atmosferi, različna za različne izbruhe: v nekaterih primerih se območje pospeška (vir) nahaja v koroni, pri koncentraciji plazemskih delcev n~ 10 11 cm –3 , v drugih – v kromosferi, kjer n~ 10 13 cm –3 . Na izhod sončnih kozmičnih žarkov izven sončeve atmosfere pomembno vpliva konfiguracija magnetnih polj v koroni.

Pospešek delcev je tesno povezan z mehanizmom nastanka in razvoja samih sončnih izbruhov. Glavni vir energije izbruha je magnetno polje. Ko se spremeni, nastanejo električna polja, ki pospešujejo nabite delce. Najverjetnejši mehanizmi pospeševanja delcev v izbruhih veljajo za elektromagnetne. Delci kozmičnih žarkov z nabojem Ze, masa Na r in hitrost n noter elektromagnetna polja običajno značilna magnetna togost R = Am str z n /Ze, Kje A– atomsko število element. Ko ga pospeši kvazipravilno električno polje, ki nastane, ko se plast nevtralnega toka prekine v izbruhu, se proces pospešek, so vključeni vsi delci vroče plazme iz območja diskontinuitete in spekter sončnih kozmičnih žarkov oblike ~ exp ( –R/R 0), kjer R 0 – značilna togost. Če se magnetno polje v območju vžiga redno spreminja (na primer sčasoma raste po določenem zakonu), potem je možen učinek betatronskega pospeška. Ta mehanizem vodi do spektra moči v togosti (~ R – g). V zelo turbulentni plazmi sončne atmosfere Nastanejo tudi neenakomerno spreminjajoča se električna in magnetna polja, ki vodijo do stohastičnega pospeška. Najbolj podrobno je razvit mehanizem statističnega pospeševanja pri trkih delcev z magnetnimi nehomogenostmi (Fermijev mehanizem). Ta mehanizem daje energijski spekter oblike ~ e – gk.

V pogojih izbruha naj bi imeli glavno vlogo hitri (redni) pospeševalni mehanizmi, čeprav teorija dopušča tudi alternativno možnost - počasno (stohastično) pospeševanje. Zaradi zapletenosti fizikalne slike izbruhov in nenatančnosti opazovanj je težko izbirati med različnimi mehanizmi. Hkrati opažanja in teoretična analiza kažejo, da lahko v izbruhu deluje neka kombinacija pospeševalnih mehanizmov. Temeljno pomembne informacije o procesih pospeševanja sončnih kozmičnih žarkov lahko pridobimo z snemanjem nevtronskega toka in sevanja gama iz baklj, pa tudi iz rentgenskega in radijskega elektromagnetnega sevanja. Podatki o teh emisijah pridobljeni z uporabo vesoljsko plovilo, pričajo v prid hitremu pospeševanju sončnih kozmičnih žarkov (v sekundah časa).

Ko zapustijo območje pospeška, delci sončnih kozmičnih žarkov več ur tavajo v medplanetarnem magnetnem polju, se razpršijo na njegovih nehomogenostih in se postopoma premaknejo na obrobje sončnega sistema. Nekateri od njih vdrejo v Zemljino atmosfero in povzročijo dodatno ionizacijo atmosferskih plinov (predvsem v območju polarnih kap). Dovolj intenzivni tokovi sončnih kozmičnih žarkov lahko močno tanjšajo ozonski plašč ozračja. Tako sončno kozmični žarki igrajo aktivno vlogo v sistemu sončno-zemeljskih povezav. Močni tokovi hitrih delcev med sončnimi izbruhi lahko povzročijo resno nevarnost v medplanetarnem prostoru za posadke vesoljskih plovil, njihove sončne celice in elektronsko opremo. Ugotovljeno je bilo, da največji prispevek k skupni dozi prispevajo sončni protoni z energijo 2·10 7 – 5·10 8 eV. Delce nižjih energij koža vesoljskih plovil učinkovito absorbira. Relativno majhni sončni protonski dogodki proizvedejo največji tok protonov z energijo ec i 10 8 eV ni višji od 10 2 – 10 3 cm –2 s –1, kar je primerljivo s tokom protonov v notranjem sevalnem pasu Zemlje. Pred kratkim se je septembra 2005 zgodil eden najmočnejših izbruhov X17. Vrednosti največjih protonskih tokov med močnimi SPE se povečujejo, ko se energija zmanjšuje. Za zagotovitev sevalna varnost vesoljska plovila morajo napovedati sončne izbruhe.

Cikel sončne aktivnosti.

Nemški amaterski astronom Heinrich Schwabe iz Dessaua, po poklicu farmacevt, je četrt stoletja vsak jasen dan opazoval Sonce in zabeležil število sončnih peg, ki jih je opazil. Ko se je prepričal, da to število redno narašča in pada, je leta 1851 objavil svoja opažanja in s tem pritegnil pozornost znanstvenikov na svoje odkritje. Direktor observatorija v Zürichu R. Wolf je podrobno proučil prejšnje podatke o opazovanju sončnih peg in organiziral njihovo nadaljnje sistematično evidentiranje. Uvedel je poseben indeks za karakterizacijo aktivnosti Sonca pri oblikovanju peg, ki je sorazmeren vsoti števila vseh posameznih peg, trenutno opazovanih na sončnem disku, in desetkratnemu številu skupin, ki jih tvorijo. Kasneje so ta indeks začeli imenovati Wolfova števila. Izkazalo se je, da se menjavanje maksimumov in minimumov serije Wolfovih števil ne dogaja strogo periodično, temveč v časovnih intervalih od osem do petnajst let. Vendar se je v različnih obdobjih interval izkazal za enak, v povprečju približno enajst let. Zato so pojav začeli imenovati 11-letni cikel sončne aktivnosti.

Na začetku cikla sončnih peg skorajda sploh ni. Nato se v več letih njihovo število poveča do nekega maksimuma, nato pa se nekoliko počasneje spet zmanjša na minimum. Ob upoštevanju menjave magnetne polarnosti peg bipolarnih skupin in celotnega Sonca v sosednjih ciklih je fizikalno bolj upravičen 22-letni cikel sončne aktivnosti. Obstajajo dokazi o obstoju daljših ciklov: 35-letni (Brücknerjev cikel), sekularni (80–130 let) in nekateri drugi.

Indeksi sončne aktivnosti.

Stopnja sončne aktivnosti je običajno označena s posebnimi indeksi sončne aktivnosti. Najbolj znana med njimi so Wolfova števila W, ki jih je predstavil nemški astronom Rudolf Wolf: W = k(f + 10g), kje, f je število vseh posameznih pik, ki jih trenutno opazimo na sončnem disku, in g– desetkratno število skupin, ki jih tvorijo. Ta indeks uspešno odraža prispevek k sončni aktivnosti ne le samih sončnih peg, ampak tudi celotnega aktivnega območja, ki ga večinoma zasedajo fakule. Zato številke W se zelo dobro ujemajo s sodobnimi, natančnejšimi indeksi, na primer z velikostjo toka radijskega sevanja celotnega Sonca pri valu 10,7 cm. Obstajajo tudi številni drugi indeksi sončne aktivnosti, ki jih določa območje fakul , kosmiči, sence sončnih peg, število izbruhov itd.

Vloga Sonca za življenje na Zemlji.

Različne vrste sončnega sevanja določajo toplotno bilanco kopnega, oceana in ozračja. Onstran zemeljske atmosfere za vsakega kvadratni meter platforma pravokotna na sončne žarke predstavlja nekaj več kot 1,3 kilovata energije. Zemljino kopno in vode absorbirajo približno polovico te energije, približno petino pa je absorbira ozračje. Preostanek sončne energije (približno 30 %) se odbije nazaj v medplanetarni prostor, predvsem v zemeljski atmosferi. Težko si je predstavljati, kaj se bo zgodilo, če nekaj časa nekakšna ovira blokira pot teh žarkov do Zemlje. Arktični mraz bo hitro začel grabiti naš planet. Čez teden dni bo trope pokril sneg. Reke bodo zamrznile, vetrovi se bodo polegli in ocean bo zmrznil do dna. Zima bo prišla nenadoma in povsod. Začelo se bo močno deževanje, vendar ne iz vode, temveč iz tekočega zraka (predvsem tekočega dušika in kisika). Hitro bo zmrznila in prekrila ves planet s sedemmetrsko plastjo. Nobeno življenje ne more preživeti v takih razmerah. Na srečo se vse to ne more zgoditi vsaj nenadoma in v doglednem času, a opisana slika precej nazorno ponazarja pomen Sonca za Zemljo. Bilo je sonce in toplota najpomembnejši dejavniki pojav in razvoj bioloških oblik življenja na našem planetu. Energija vetra, slapov, rečnih tokov in oceanov je shranjena energija Sonca. Enako lahko rečemo za fosilna goriva: premog, nafta, plin. Pod vplivom elektromagnetnega in korpuskularnega sevanja Sonca molekule zraka razpadejo na posamezne atome, ki se nato ionizirajo. Nastanejo naelektrene zgornje plasti zemeljskega ozračja: ionosfera in ozonosfera. Odvajajo ali absorbirajo škodljivo ionizirajoče in prodorno sončno sevanje, pri čemer prepuščajo na zemeljsko površje le tisti del sončne energije, ki je koristna za živi svet, na kar so se prilagodile rastline in živa bitja. Vendar pa lahko že majhen ostanek ultravijoličnih žarkov, ki dosežejo naše plaže, neprevidnim turistom, željnim porjavitve, povzroči nemalo težav.

Sončno-zemeljske povezave.

Kompleks pojavov, povezanih z vplivom sončne korpuskularne in elektromagnetno sevanje na geomagnetne, atmosferske, klimatske, vremenske, biološke in druge geofizikalne ter geološki procesi- predmet posebne discipline, imenovane sončno-zemeljske povezave. Njegove glavne ideje so bile postavljene v začetku 20. stoletja. skozi dela izjemnih ruskih znanstvenikov V. I. Vernadskega, K. E. Ciolkovskega in A. L. Čiževskega - utemeljitelja heliobiologije, aktivnega raziskovalca vpliva sončne aktivnosti na različne pojave, ki se dogajajo na Zemlji.

Sonce in troposfera.

Zemljina površina se segreje bolj kot zrak, zato so površinske plasti zraka toplejše od zgornjih. Če na vroč dan pogledate odprto pokrajino, boste opazili dvigajoče se curke vročega zraka. Tako pride do mešanja (konvekcije) v spodnji atmosferi Zemlje, podobno tistemu, ki povzroči nastanek granulacije v sončni fotosferi. Ta plast, debela 10–12 kilometrov (na srednjih zemljepisnih širinah), se imenuje troposfera. Jasno je viden od zgoraj iz okna letala, ki leti nad tančico kumulusnih oblakov - manifestacija konvekcije v zemeljski atmosferi. Temperatura v troposferi vztrajno pada z višino, vse do vrednosti –40 in celo –80° C na višinah okoli 8 in 100 km.

Sonce, vreme in podnebje.

Dotok sončne svetlobe in toplote v vrtečo se Zemljo povzroča dnevne temperaturne spremembe na skoraj vseh zemljepisnih širinah, razen na polarnih ledenih pokrovih, kjer lahko noči in dnevi trajajo tudi do šest mesecev. Najpomembnejši pri tem pa je letni ritem sončnega obsevanja, ki je opazen tudi po vsej Zemlji, razen v ekvatorialnem pasu, kjer se čuti le menjava dneva in noči. Dnevne in letne spremembe v osvetlitvi Zemlje sončni žarki vodi do zapletene periodične variabilnosti segrevanja v različnih regijah Zemlje. Neenakomerno segrevanje različnih delov kopnega, oceana in atmosfere povzroča nastanek močnih curkov v oceanih, pa tudi vetrov, ciklonov in orkanov v troposferi. Ta gibanja snovi blažijo temperaturne spremembe, hkrati pa močno vplivajo na vreme na vsaki točki Zemlje in oblikujejo podnebje na celotnem planetu. Pričakovati je, da bo toplotni režim na Zemlji, vzpostavljen v tisočih letih, zagotavljal izjemno natančno ponovljivost vremenskih pojavov v posameznem območju. Ponekod je res tako, že od pradavnine je znano, da se poplave Nila, povezane s padavinami v njegovem zgornjem toku, začnejo kot po maslu na isti dan v tropskem letu. Vendar pa marsikje drugje pri vzdrževanju splošni vzorci Pogosto so opazna odstopanja od povprečja. Mnogi od njih se odražajo v koledarjih različni narodi, zlasti v ruščini (maj je hladen - leto je rodovitno, če na Evdokijo lahko piščanec pije iz luže, bo poletje toplo itd.). Vendar pa so datumi, na primer, Epiphany in Vvedeniya zmrzali bolj stabilni, in tisti božič - manj. Iz geologije poznamo več ledenih dob. Vse te anomalije so lahko vsaj delno povezane s sončno aktivnostjo.

Edvard Kononovič

Literatura:

Pikelner S.B. sonce M., Fizmatgiz, 1961
Menzel D. Naše sonce. M., Fizmatgiz, 1963
Vitinsky Yu.I., Ol A.I., Sazonov B.I. Sonce in Zemljina atmosfera. L., Gidrometeoizdat, 1976
Kononovič E.V. Sonce je dnevna zvezda. M., Izobraževanje, 1982
Mitton S. dnevna zvezda. M., Mir, 1984
Kononovich E.V., Moroz V.I. Splošni tečaj astronomije. M., URSS, 2001