Activitatea solară - ce este?

Atmosfera Soarelui este dominată de un ritm minunat de maree și de greutăți de activitate. Punctele solare, cele mai mari dintre acestea fiind vizibile chiar și fără telescop, sunt zone ale unui câmp magnetic extrem de puternic pe suprafața luminării. Un punct tipic matur este de culoare albă și are forma unei margarete. Acesta constă dintr-un miez central întunecat, numit umbra, care reprezintă bucla de flux magnetic, care se extinde vertical din partea de jos, și inele mai ușoare din fibre care îl înconjoară numit penumbră, în care câmpul magnetic se extinde spre exterior orizontal.

pete de la soare

La începutul secolului al XX-lea. George Ellery Hale, observând activitatea solară în timp real cu noul său telescop, a descoperit că spectrul de pete este similar cu spectrul de stele roșii M reci. Astfel, el a arătat că umbra pare întunecată deoarece temperatura acesteia este de numai 3000 K, mult mai mică decât 5800 K din fotosfera înconjurătoare. Presiunea magnetică și a gazului în loc trebuie să echilibreze mediul înconjurător. Trebuie să fie răcit astfel încât presiunea internă a gazului să fie semnificativ mai mică decât presiunea externă. În zonele "reci" sunt procese intensive. Punctele solare sunt răcite prin suprimarea de către un câmp puternic de convecție, care transferă căldura de jos. Din acest motiv, limita inferioară a dimensiunilor acestora este de 500 km. Petele mici încălzesc rapid radiațiile înconjurătoare și sunt distruse.

În ciuda absenței convecției, în locurile respective există o mulțime de mișcări organizate, mai ales în penumbra unde liniile orizontale ale câmpului o permit. Un exemplu al acestei deplasări este efectul Eversweet. Acest flux are o viteză de 1 km / s în jumătatea exterioară a penumbrei, care se extinde dincolo de ea sub formă de obiecte în mișcare. Acestea din urma sunt elemente ale campului magnetic care curg spre exterior prin regiunea din jurul punctului. În cromosfera de deasupra ei, curgerea inversă a lui Evereshed apare sub formă de spirale. Jumătatea interioară a penumbrei se mișcă spre umbra.

În zonele solare există și fluctuații. Atunci când o secțiune a fotosferei, cunoscută sub numele de "podul de lumină", ​​traversează umbra, se observă un flux orizontal rapid. Deși câmpul umbrei este prea puternic pentru a permite mișcarea, ușor mai mare în cromosferă, există oscilații rapide cu o perioadă de 150 s. Peste penumbra sunt observate așa-numitele. Valuri de călătorie care se propagă radial spre exterior cu o perioadă de 300 de secunde.

Numărul de pete solare

Activitatea solară trece sistematic prin întreaga suprafață a luminării între 40 ° latitudine, ceea ce indică natura globală a acestui fenomen. În ciuda fluctuațiilor semnificative ale ciclului, în general este impresionant de regulat, ceea ce este confirmat de o ordine bine stabilită în pozițiile numerice și latitudinale ale locurilor.

La începutul perioadei, numărul de grupe și dimensiunile lor cresc rapid, până la, după 2-3 ani, numărul maxim al acestora fiind atins și un an mai târziu - suprafața maximă. Durata medie de viață a grupului este de aproximativ o rotație a Soarelui, dar un grup mic poate dura doar o zi. Cele mai mari grupuri de pete și cele mai mari erupții apar de obicei la 2 sau 3 ani de la atingerea limitei numărului de pete solare.

Poate că apariția a până la 10 grupe și 300 de spoturi și un grup pot ajunge până la 200. Cursul ciclului poate fi neregulat. Chiar și aproape de maxim, numărul de pete poate scădea temporar în mod semnificativ.

Ciclu de 11 ani

Numărul de spoturi revine la minimum la fiecare 11 ani. În acest moment, pe Soare există câteva formațiuni similare, de obicei la latitudini scăzute, și de luni de zile pot fi absente cu totul. Punctele noi încep să apară la latitudini mai mari, între 25 ° și 40 °, cu o polaritate opusă ciclului precedent.

În același timp, pot exista noi locuri la latitudini mari și la cele vechi la latitudini scăzute. Primele spoturi ale noului ciclu sunt mici și trăiesc doar câteva zile. Deoarece perioada de rotație este de 27 de zile (mai lungă în latitudini mai mari), acestea nu se întorc de obicei, iar cele mai noi sunt mai aproape de ecuator.

Pentru ciclul de 11 ani, configurația polarității magnetice a grupurilor de pete este aceeași în emisfera dată și în cealaltă emisferă se confruntă în direcția opusă. Se modifică în perioada următoare. Astfel, noile spoturi la latitudini mari în emisfera nordică poate avea o polaritate pozitivă și negativă însoțitoare și grupul din ciclul anterior la latitudini joase va avea orientare opusă.

Treptat, petele vechi dispar, iar altele noi apar în numere mari și dimensiuni la latitudini mai mici. Distribuția lor are forma unui fluture.

Ciclul complet

Deoarece configurația polarității magnetice a grupurilor de pete solare se schimbă la fiecare 11 ani, aceasta revine la aceeași valoare la fiecare 22 de ani, iar această perioadă este considerată a fi perioada ciclului magnetic complet. La începutul fiecărei perioade, câmpul total al Soarelui, determinat de câmpul dominant al polului, are aceeași polaritate ca și petele anterioare. Pe măsură ce regiunile active sunt rupte, fluxul magnetic este împărțit în secțiuni cu semne pozitive și negative. După ce au apărut și au dispărut multe pete în aceeași zonă, se formează regiuni unipolare mari cu un semn sau altul, care se mișcă la polul corespunzător al Soarelui. În timpul fiecărui minim, polul următorii polarități din această emisferă predomină la poli, iar acest câmp este vizibil de pe Pământ.

Dar dacă toate câmpurile magnetice sunt echilibrate, cum se împart în regiuni mari unipolare care controlează câmpul polar? La această întrebare nu sa răspuns. Câmpurile care se apropie de poluri se rotesc mai încet decât spațiile solare în regiunea ecuatorială. În cele din urmă, câmpurile slabe ajung la pol și inversează câmpul dominant. Aceasta schimbă polaritatea pe care ar trebui să o ia locurile principale ale noilor grupuri, continuând astfel ciclul de 22 de ani.

Dovezi istorice

Deși ciclul activității solare timp de câteva secole era destul de regulat, s-au observat și variații semnificative. În anii 1955-1970, au existat mult mai multe locuri în emisfera nordică, iar în 1990 au dominat emisfera sudică. Două cicluri, atins în 1946 și 1957, au fost cele mai mari din istorie.

Astronomul englez Walter Maunder a descoperit dovezi ale unei perioade de activitate magnetică solară scăzută, indicând că între 1645 și 1715 erau foarte puține locuri. Deși acest fenomen a fost descoperit pentru prima dată în jurul anului 1600, în această perioadă au fost înregistrate câteva cazuri de observație. Această perioadă este numită minimul Mound.

Experienții cu experiență au raportat apariția unui nou grup de spoturi ca fiind un mare eveniment, menționând că nu i-au mai văzut ani de zile. După 1715, acest fenomen sa întors. A coincis cu cea mai rece perioada din Europa între 1500 și 1850. Cu toate acestea, legătura dintre aceste fenomene nu a fost dovedită.

Există câteva date despre alte perioade similare la intervale de aproximativ 500 de ani. Când activitatea solară este ridicată, câmpurile magnetice puternice formate de blocul solar eolian reflectă razele cosmice galactice de înaltă energie care se apropie de Pământ, ceea ce duce la o formare mai mică de carbon-14. măsurare ¹⁴C în inelele de copac confirmă activitatea scăzută a Soarelui. Ciclul de 11 ani nu a fost descoperit decât în ​​anii 1840, deci observațiile până în acest moment au fost neregulate.

Zonele efemerice

În plus față de pete solare, există multe dipoli mici, numite regiuni active, efemere care există, în medie, mai puțin de o zi, și există în jurul soarelui. Numărul lor ajunge la 600 pe zi. Deși regiunile efemere sunt mici, ele pot constitui o parte semnificativă a fluxului magnetic al luminării. Dar, deoarece sunt neutre și destul de mici, probabil că nu joacă un rol în evoluția ciclului și a modelului de teren global.

protuberanțe

Acesta este unul dintre cele mai frumoase fenomene care pot fi observate în timpul activității solare. Ele sunt asemănătoare cu norii din atmosfera pământului, dar sunt susținute de câmpuri magnetice, mai degrabă decât de curenții termici.

Plasma ionilor și a electronilor, care formează atmosfera solară, nu poate traversa liniile orizontale ale câmpului, în ciuda forței de gravitație. Prominențele apar pe limitele dintre polaritățile opuse, unde liniile câmpului schimbă direcția. Astfel, ele sunt indicatori fiabili ai tranzițiilor ascuțite ale câmpului.

Ca și în cromosfera, protuberanțe sunt transparente pentru lumină albă, și, cu excepția eclipselor totale trebuie respectate în Halpha- (656,28 nm). În timpul eclipsei, linia roșie a Halpha- oferă o nuanță roz frumoasă la proeminențe. Densitatea lor este mult mai mică decât cea a fotosferei, deoarece există prea puține ciocniri pentru generarea radiațiilor. Ei absorb radiația de jos și o radiază în toate direcțiile.

Lumina văzută de pe Pământ în timpul eclipsei este lipsită de raze în creștere, astfel încât proeminențele arată mai întunecate. Dar, din moment ce cerul este chiar mai întunecat, atunci pe fondul său, ele par luminoase. Temperatura lor este 5000-50000 K.

Tipuri de proeminență

Există două tipuri principale de proeminență: calm și tranzițional. Primele sunt asociate cu câmpuri magnetice de mari dimensiuni, care denotă limitele regiunilor magnetice unipolare sau grupurile de pete solare. Deoarece astfel de site-uri trăiesc mult timp, același lucru este valabil și pentru protuberanțe liniștite. Ele pot avea forme diferite - garduri vii, nori suspendați sau canale, dar întotdeauna bidimensionale. Fibrele stabile devin deseori instabile și erupe, dar pot dispărea pur și simplu. Proeminențele calme trăiesc pentru câteva zile, dar noi se pot forma la granița magnetică.

Proeminențele de tranziție sunt o parte integrantă a activității solare. Acestea includ jeturi, care sunt o masă dezorganizată de material aruncată de bliț, iar cheagurile sunt colimate de mici emisii. În ambele cazuri, o parte din substanță revine la suprafață.

Proeminențele cu balamale sunt consecințele acestor fenomene. În timpul flarei, fluxul de electroni încălzește suprafața la milioane de grade, formând proeminențe coronare fierbinți (mai mult de 10 milioane K). Ele radiază puternic, răcește și lipsesc suport, coboară la suprafață sub formă de bucle elegante, urmând linii magnetice de forță.

focare

Cele mai spectaculoase fenomene asociate activității solare sunt explozivii, care reprezintă o eliberare bruscă de energie magnetică din zona solară. În ciuda energiei mari, cele mai multe dintre ele sunt aproape invizibile în intervalul de frecvență vizibil, deoarece radiația energiei are loc într-o atmosferă transparentă și numai fotosfera, care ajunge la niveluri relativ mici de energie, poate fi observată în lumină vizibilă.

Flaresurile sunt cel mai bine văzute pe linia Halpha- line, unde luminozitatea poate fi de 10 ori mai mare decât în ​​cromosfera vecină și de 3 ori mai mare decât în ​​continuumul din jur. În Halpha- un bliț mare va acoperi câteva mii de discuri solare, dar în lumină vizibilă apar numai câteva pete luminoase mici. Energia eliberată în acest caz poate ajunge la 10³³ erg, care este egală cu ieșirea întregului luminator în 0,25 s. Cea mai mare parte a acestei energii este eliberată inițial sub formă de electroni și protoni cu energie înaltă, iar radiația vizibilă este un efect secundar cauzat de acțiunea particulelor pe cromosferă.

Tipuri de rachete

Gama de dimensiuni de rachete este largă - de la gigant, bombardând particule pe Pământ, până la abia vizibile. Acestea sunt clasificate, de regulă, prin fluxurile asociate cu raze X cu lungimea de undă de 1 până la 8 Angstromuri: Cn, Mn sau Xn pentru mai mult de 10^-6, 10^-5 și 10^-4 W / m² respectiv. Astfel, M3 de pe Pământ corespunde unui flux de 3 × 10^-5 W / m². Acest indicator nu este liniar, deoarece măsoară numai vârful și nu radiația totală. Energia eliberată în cele mai mari 3-4 focare în fiecare an este echivalentă cu suma energiilor tuturor celorlalte.

Tipurile de particule create de flash-uri variază în funcție de locul de accelerare. Între Soare și Pământ nu există suficiente substanțe pentru coliziuni ionizante, de aceea își păstrează starea inițială de ionizare. Particulele accelerate în corona de către undele de șoc prezintă o ionizare coronală tipică de 2 milioane K. Particulele accelerate în corpul blițului au o ionizare mult mai mare și concentrații extrem de ridicate ale lui³, un izotop rar al heliului cu un singur neutron.

Cele mai multe erupții mari apar într-un număr mic de grupe mari de pete solare. Grupurile sunt grupuri mari de polaritate magnetică, înconjurate de celălalt. Deși prognoza activității solare sub formă de focare este posibilă datorită prezenței unor astfel de formațiuni, cercetătorii nu pot prezice când vor apărea și nu știu ce le produce.

Influența pe Pământ

În plus față de furnizarea de lumină și căldură, Soarele acționează pe Pământ prin radiații ultraviolete, un curent constant de vânt solar și particule de la incendii mari. Radiația ultravioletă creează un strat de ozon, care, la rândul său, protejează planeta.

Raze de raze X moi (lungimi de undă) de la corona solară creați straturi ale ionosferei, ceea ce face posibil un mesaj radio cu undă scurtă. În zilele de radiație solară de corona (lent în schimbare) și rachete de semnalizare (impulsive) crește, creând mai bine strat de reflexie, dar ionosferei densitatea crește, atâta timp cât undele radio nu vor fi, nu va fi absorbită și de comunicare unde scurte dificil.

Impacturile cu raze X mai dure (de scurtă durată) din rachete ionizează cel mai mic strat ionosferic (stratul D), generând emisii radio.

Câmpul magnetic rotativ al Pământului este suficient de puternic pentru a bloca vântul solar, formând o magnetosferă care curge prin particule și câmpuri. Pe partea opusă luminării, liniile câmpului formează o structură numită un stomac sau coadă geomagnetică. Când crește vântul solar, are loc o creștere accentuată a câmpului Pământului. Atunci când câmpul interplanetar se comută în direcția opusă celei terestre sau când norii mari de particule intră în ea, câmpurile magnetice din bucla se reconectează și se eliberează energia care creează aurorele.

Furtuni magnetice și activități solare

De fiecare dată o mare gaura coronală Se îndreaptă spre Pământ, vântul solar se accelerează și apare furtună geomagnetică. Acest lucru creează un ciclu de 27 de zile, observat mai ales la un număr minim de pete solare, ceea ce vă permite să faceți o prognoză a activității solare. focare mari și alte fenomene cauzează ejections coronale de masa, nori de particule energetice, care formează un curent de inel în jurul magnetosfere provoacă fluctuații ascuțite în câmpul Pământului, numit furtuni geomagnetice. Aceste fenomene perturbe comunicarea radio și creează salturi de tensiune pe liniile de comunicații de lungă distanță și în alte conductori lungi.

Poate cel mai intrigant al tuturor fenomenelor pământești este impactul posibil al activității solare asupra climei planetei noastre. Minimul de Mound pare destul de rezonabil, dar există și alte efecte evidente. Majoritatea oamenilor de știință cred că există o legătură importantă, deghizată de o serie de alte fenomene.

Deoarece particulele încărcate urmează câmpuri magnetice, radiația corpusculară nu este observată la toate erupțiile mari, ci numai la cele situate în emisfera vestică a Soarelui. Liniile forței din partea occidentală ajung pe Pământ, trimițând particule acolo. Acestea din urmă sunt în principal protoni, deoarece hidrogenul este elementul constitutiv dominant al luminării. Multe particule, care se deplasează la o viteză de 1000 km / sec, creează un front de undă de șoc. Fluxul de particule cu energie scăzută în rachete mari este atât de intens încât amenință viața astronauților dincolo de câmpul magnetic al Pământului.