Sončne pege

Iz Wikipedije, proste enciklopedije
Pojdi na navigacijo Pojdi na iskanje
Skupina lis na soncu , posnetih v vidni svetlobi. Sliko je posnelo vesoljsko plovilo Hinode 13. decembra 2006. [1] Ta skupina je imela tisti dan izbruh X3.4. [2]
Dve sončni pegi, ki se pojavita od 19. do 20. februarja 2013

Sončne pege so temna območja na Soncu , katerih temperatura je približno 1500 K nižja od okoliških predelov fotosfere . Opazimo jih na Sončevem disku (s pomočjo optičnih instrumentov, v primeru velikih lis - s prostim očesom) v obliki temnih lis. Sončne pege so območja, kjer se v fotosfero pojavljajo močna (do nekaj tisoč gausov ) magnetna polja . Zatemnitev fotosfere v pegah je posledica zatiranja konvektivnih gibanj snovi z magnetnim poljem in posledično zmanjšanja toka prenosa toplotne energije v teh območjih.

Število sončnih peg (in s tem povezano Wolfovo število ) je eden od glavnih kazalcev sončne magnetne aktivnosti .

Na hladnejših zvezdah ( razred K in hladnejših) opazimo pege veliko večjega območja kot na Soncu [3] .

Študij zgodovine

Prva poročila o sončnih pegah se nanašajo na opazovanja iz leta 800 pr. NS. na Kitajskem .

Skice lis iz kronike Janeza Worcesterskega

Pike so bile prvič skicirane leta 1128 v kroniki Janeza Worcesterskega [4] .

Prva znana omemba sončnih peg v stari ruski literaturi je v Nikonovi kroniki , v zapisih iz druge polovice XIV stoletja [5] :

v nebesih je bilo znamenje, sonce je bilo hitro, kakor kri, in na njem so mesta črna

- (1365)

na soncu je bilo znamenje, mesta so bila na soncu črna, kot žeblji, in meglica je bila velika

- (1371)

Leta 1610 se je začela doba instrumentalnih raziskav Sonca. Izum teleskopa in njegove posebne različice za opazovanje Sonca, helioskopa , je omogočil Galileju , Thomasu Harriottu , Christophu Scheinerju in drugim znanstvenikom ogled sončnih peg. Galileo je očitno prvi med raziskovalci razumel, da so lise del sončne strukture, v nasprotju s Scheinerjem, ki jih je smatral za planete, ki gredo pred Soncem. Ta predpostavka je Galileju omogočila, da je odkril vrtenje Sonca in izračunal njegovo obdobje. Več kot deset let polemike med Galileom in Scheinerjem je bilo posvečenih prioriteti odkrivanja madežev in njihovi naravi, vendar najverjetneje tako prvo opazovanje kot prva objava nista pripadali nobenemu od njiju [6] .

Prve študije so se osredotočile na naravo madežev in njihovo vedenje [4] . Kljub dejstvu, da je fizična narava madežev ostala nejasna do 20. stoletja , so se opazovanja nadaljevala. Do 19. stoletja je obstajala že dovolj dolga serija opazovanj sončnih peg, da so opazili periodične spremembe v aktivnosti Sonca. Leta 1845 AD Henry in S. Alexander ( . Eng S. The Alexander ) z univerze Princeton sta izvedla opazovanja sonca s posebnim termometrom ( en: thermopile ) in ugotovila, da je intenzivnost točkovne svetlobe v primerjavi z okoliškimi regijami sonce, spuščanje [7 ] .

Pojav

Nastajanje sončnih peg: magnetne črte prodrejo v sončno fotosfero

Pege nastanejo kot posledica motenj posameznih odsekov sončnega magnetnega polja. Na začetku tega procesa se cevi z magnetnim poljem "prebijejo" skozi fotosfero v korono, močno polje pa zavira konvektivno gibanje plazme v granulah , kar preprečuje prenos energije iz notranjih predelov na zunanjost v teh granulah . mesta. Najprej se na tem mestu pojavi bakla , malo kasneje in proti zahodu - majhna točka, imenovana pora , velika nekaj tisoč kilometrov. V nekaj urah se vrednost magnetne indukcije poveča (pri začetnih vrednostih 0,1 Tesle ), poveča se velikost in število por. Med seboj se zlijejo in tvorijo eno ali več lis. V obdobju največje aktivnosti lis lahko magnituda magnetne indukcije doseže 0,4 Tesla.

Obstoj lis doseže več mesecev, torej posamezne skupine lis lahko opazimo med več vrtljaji Sonca. Prav to dejstvo (gibanje opazovanih lis na sončnem disku) je služilo kot osnova za dokaz rotacije Sonca in je omogočilo izvedbo prvih meritev obdobja vrtenja Sonca okoli svoje osi.

Pike se običajno tvorijo v skupinah, včasih pa obstaja ena sama pega, ki živi le nekaj dni, ali pa bipolarna skupina: dve lisi različne magnetne polarnosti, povezani z linijami magnetnega polja. Zahodna točka v takšni bipolarni skupini se imenuje "vodilna", "glava" ali "P-točka" (iz angleščine preceding ), vzhodna točka pa se imenuje "led", "rep" ali "F-spot" (iz angleščine, ki sledi ).

Le polovica peg živi več kot dva dni, le desetina jih živi več kot 11 dni.

Na začetku 11-letnega cikla sončne aktivnosti se sončne pege na Soncu pojavijo na visokih heliografskih zemljepisnih širinah (reda ± 25-30 °), ko cikel napreduje, se sončne pege selijo na sončni ekvator, na konec cikla doseže zemljepisne širine ± 5-10 °. Ta vzorec se imenuje Spörerjev zakon .

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

Lastnosti

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

Osrednji temni del pege se imenuje senca . Običajno je njegov premer približno 0,4 premera pege. V senci sta jakost in temperatura magnetnega polja dokaj enotni, intenzivnost sijaja v vidni svetlobi pa je 5-15 % vrednosti fotosfere. Senco obdaja penumbra , sestavljena iz svetlih in temnih radialnih vlaken z intenzivnostjo luminiscence od 60 do 95% fotosfere. [osem]

Sončna fotosfera v regiji, kjer se nahaja sončna pega, se nahaja približno 500-700 km globlje od zgornje meje okoliške fotosfere . Ta pojav se imenuje " wilsonova depresija ".

Pege so območja največje aktivnosti na Soncu. Če je lis veliko, potem obstaja velika verjetnost, da bo prišlo do ponovne povezave magnetnih linij - črte, ki potekajo znotraj ene skupine lis, se rekombinirajo s črtami iz druge skupine lis z nasprotno polarnostjo. Vidni rezultat tega procesa je sončni izbruh . Izbruh sevanja, ki doseže Zemljo, povzroči močne motnje v njenem magnetnem polju, moti delovanje satelitov in celo vpliva na predmete, ki se nahajajo na planetu. Zaradi motenj v zemeljskem magnetnem polju se poveča verjetnost pojava aurore borealis na nizkih geografskih širinah. Tudi Zemljina ionosfera je podvržena nihanju sončne aktivnosti, kar se kaže v spremembi širjenja kratkih radijskih valov.

Razvrstitev

Več skupin sončnih peg: senca in delna senca sta jasno vidni. 16. maja 2000

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

Faze razvoja

Lokalno povečanje magnetnega polja, kot je omenjeno zgoraj, upočasni gibanje plazme v konvekcijskih celicah in s tem upočasni prenos toplote na sončno fotosfero. Ohlajanje prizadetih zrnc (za približno 1000 ° C) vodi do njihove zatemnitve in tvorbe ene same pege. Nekateri od njih izginejo po nekaj dneh. Drugi se razvijejo v bipolarne skupine dveh lis, v katerih so magnetne črte nasprotne polarnosti. Iz njih se lahko oblikujejo skupine številnih sončnih peg, ki v primeru nadaljnjega povečanja penumbre združijo do stotine sončnih peg, ki dosežejo velikosti več sto tisoč kilometrov. Po tem pride do počasnega (v nekaj tednih ali mesecih) zmanjšanja aktivnosti madežev in zmanjšanja njihove velikosti na majhne dvojne ali posamezne pike.

Največje skupine sončnih peg imajo vedno povezano skupino na drugi polobli (severni ali južni). V takih primerih magnetne črte zapustijo lise na eni polobli in vstopijo v lise na drugi.

Velikosti točkovnih skupin

Običajno je velikost skupine lis označiti z njeno geometrijsko dolžino, pa tudi s številom lis, vključenih vanjo, in njihovo skupno površino.

V skupini je lahko od ene do sto in pol ali več mest. Območja skupin, ki se priročno merijo v milijoninkah površine sončne poloble (mws), se razlikujejo od več mws. do nekaj tisoč ms.

Največjo površino za celotno obdobje neprekinjenega opazovanja skupin sončnih peg (od 1874 do 2012) je imela skupina št. 1488603 (po katalogu Greenwich), ki se je na sončnem disku pojavila 30. marca 1947, največ ob 18. 11-letni cikel sončne aktivnosti . Do 8. aprila je njegova skupna površina dosegla 6132 m.s. (1,87 · 10 10 km², kar je več kot 36-krat večja površina zemeljske oble ). [9] V fazi največjega razvoja je to skupino sestavljalo več kot 170 posameznih sončnih peg. [deset]

Cikličnost

Rekonstrukcija sončne aktivnosti v 11.000 letih

Sončni cikel je povezan s pogostostjo pojavljanja madežev, njihovo aktivnostjo in življenjsko dobo. En cikel traja približno 11 let. V obdobjih minimalne aktivnosti je sončnih peg zelo malo ali pa jih sploh ni, v obdobju največje pa jih je lahko več sto. Na koncu vsakega cikla se polarnost sončnega magnetnega polja obrne, zato je pravilneje govoriti o 22-letnem sončnem ciklu.

Trajanje cikla

Čeprav povprečni sončni cikel traja približno 11 let, obstajajo cikli, ki se gibljejo od 9 do 14 let. Tudi povprečne vrednosti se spreminjajo skozi stoletja. Tako je bila v 20. stoletju povprečna dolžina cikla 10,2 leta.

Oblika cikla ni konstantna. Švicarski astronom Max Waldmeier je trdil, da hitrejši ko pride do prehoda od minimalne do največje sončne aktivnosti, večje je največje število sončnih peg, zabeleženih v tem ciklu (tako imenovano " Waldmeierjevo pravilo ").

Začetek in konec cikla

V preteklosti je bil začetek cikla trenutek, ko je bila sončna aktivnost na najnižji točki. Zahvaljujoč sodobnim merilnim metodam je postalo mogoče določiti spremembo polarnosti sončnega magnetnega polja, zato se zdaj za začetek cikla vzame trenutek, ko se polarnost lis spremeni. [ vir ni naveden 3249 dni ]

Oštevilčenje ciklov je predlagal R. Wolf . Prvi cikel se je po tem oštevilčenju začel leta 1749. Leta 2009 se je začel 24. sončni cikel.

Zadnji podatki o sončnem ciklu
Številka cikla Začnite leto in mesec Visoko leto in mesec Največje število madežev
osemnajst 1944-02 1947-05 201
19 1954-04 1957-10 254
dvajset 1964-10 1968-03 125
21 1976-06 1979-01 167
22 1986-09 1989-02 165
23 1996-09 2000-03 139
24 2008-01 2012-12 * 87 *
  • Podatki zadnje vrstice – napoved

Obstaja periodičnost sprememb največjega števila sončnih peg z značilnim obdobjem približno 100 let ("sekularni cikel"). Zadnji minimumi tega cikla so padli na približno 1800-1840 in 1890-1920. Obstaja predpostavka o obstoju ciklov še dlje.

Poglej tudi

Opombe (uredi)

  1. http://sohowww.nascom.nasa.gov/data/synoptic/sunspots/sunspots_20061213.jpg
  2. Stanje sonca 13. december 2006
  3. Ogromna točka na zvezdi HD 12545
  4. 1 2 Odlični trenutki v zgodbah o sončni fiziki (ang.) (povezava ni na voljo) . Veliki trenutki v zgodovini sončne fizike . ???. Pridobljeno 26. 2. 2010. Arhivirano 11. 3. 2005.
  5. D.O.Svyatsky. Astronomija starodavne Rusije
  6. Opombe o sončnih pegah Galileo (eng.) (povezava ni na voljo) . Velika Galilejeva "Pisma o sončnih pegah" . ???. Pridobljeno 26. februarja 2010. Arhivirano 23. novembra 2009.
  7. Henryk Arctowski. O sončnih izbruhih in spremembah sončne konstante (ang.). - 1940. - Zv. 26 , št. 6 . - str. 406-411 . - doi : 10.1073 / pnas.26.6.406 .
  8. Priest E.R. Solarna magnetohidrodinamika. - M .: Mir, 1985. - S. 71-73.
  9. Royal Observatory, Greenwich - podatki o sončnih pegah USAF / NOAA
  10. Interaktivna baza podatkov o sončni aktivnosti v sistemu Pulkovskega "Kataloga sončne aktivnosti"

Literatura

Povezave

Animacijski diagrami procesa nastanka sončnih peg