Знаймо

Додати знання

приховати рекламу

Цей текст може містити помилки.

Сонячні плями



План:


Введення

Група плям на Сонце, сфотографована у видимому світлі. Знімок зроблений космічним апаратом Hinode 13 грудня 2006 [1]. У цій групі в той день відбулася спалах бали X3.4 [2].

Сонячні плями - темні області на Сонце, температура яких знижена приблизно на 1500 До порівняно з навколишніми ділянками фотосфери. Спостерігаються на диску Сонця (за допомогою оптичних приладів, а в разі великих плям - і неозброєним оком) у вигляді темних плям. Сонячні плями є областями виходу в фотосферу сильних (до декількох тисяч гаусів) магнітних полів. Потемніння фотосфери в плямах обумовлено придушенням магнітним полем конвективних рухів речовини і, як наслідок, зниженням потоку перенесення теплової енергії в цих областях.

Кількість плям на Сонці (і пов'язане з ним число Вольфа) - один з головних показників сонячної магнітної активності.

На більш холодних зірках ( класу K і холодніше) спостерігаються плями набагато більшої площі, ніж на Сонці. [3]


1. Історія вивчення

Перші повідомлення про плями на Сонці відносяться до спостережень 800 року до н. е.. в Китаї, вперше плями були замальовані в 1128 році в хроніці Іоанна вустерського [4]. З 1610 починається епоха інструментального дослідження Сонця. Винахід телескопа і його спеціальної різновиди для спостереження за Сонцем - геліоскопа, дозволило Галілею, Томасу Герріот, Крістофу Шейнер та іншим вченим розглянути сонячні плями. Галілей, мабуть, першим серед дослідників визнав плями частиною сонячної структури, на відміну від Шейнер, який вважав їх проходять перед Сонцем планетами. Це припущення дозволило Галілею відкрити обертання Сонця і обчислити його період. Пріоритету відкриття плям і їх природі була присвячена більш ніж десятирічна полеміка між Галілеєм і Шейнером, проте, швидше за все, і перше спостереження і перша публікація не належать жодному з них. [5] Початкові дослідження фокусувалися на природі плям і їх поведінці. [4 ] Незважаючи на те, що фізична природа плям залишалася неясною аж до XX століття, спостереження тривали. До XIX століття вже був досить тривалий ряд спостережень числа плям, щоб визначити періодичні цикли в активності Сонця. В 1845 Д. Генрі і С. Александер з Прінстонського університету спостерігали Сонце за допомогою спеціального термометра (thermopile) і визначили, що плями випромінюють менше радіації в порівнянні з навколишніми областями Сонця. [6]


2. Виникнення

Виникнення сонячної плями: магнітні лінії проникають крізь поверхню Сонця

Плями виникають в результаті збурень окремих ділянок магнітного поля Сонця. На початку цього процесу пучок магнітних ліній "проривається" крізь фотосферу в область корони і гальмує конвекційне рух плазми в грануляційних осередках, перешкоджаючи в цих місцях переносу енергії з внутрішніх областей назовні. Першим в цьому місці виникає факел, трохи пізніше і на захід - маленька точка, звана пора, розміром декілька тисяч кілометрів. Протягом декількох годин величина магнітної індукції зростає (при початкових значеннях 0,1 тесла), і розмір і кількість пор збільшується. Вони зливаються один з одним і формують одне або кілька плям. В період найбільшої активності плям величина магнітної індукції може досягати 0,4 тесла.

Термін існування плям досягає декількох місяців, тобто окремі плями можуть спостерігатися протягом декількох обертів Сонця навколо себе. Саме цей факт (рух спостережуваних плям уздовж сонячного диска) послужив основою для доказу обертання Сонця і дозволив провести перші виміри періоду обертання Сонця навколо своєї осі.

Плями зазвичай формуються групами, однак іноді виникає одиночне пляма, що живе лише кілька днів, або дві плями, з направленими з одного в інше магнітними лініями.

Перше виникло в такий подвійний групі називається P-пляма ( англ. preceding ) Найстаріше - F-пляма ( англ. following ).

Тільки половина плям живе більше двох днів, і всього десята частина переживає 11-денний поріг.

Групи плям завжди витягуються паралельно сонячного екватора.


3. Властивості

Середня температура поверхні Сонця близько 6000 C (ефективна температура - 5770 К, температура випромінювання - 6050 К). Центральна, найтемніша, область плям має температуру всього біля 4000 C, зовнішні області плям, які межують з нормальною поверхнею, - від 5000 до 5500 C. Незважаючи на те, що температура плям нижче, їх речовина все одно випромінює світло, хоч і в меншій мірі, ніж інша поверхня. Саме через цю різницю температур при спостереженні і виникає відчуття, що плями темні, майже чорні, хоча насправді вони теж світяться, проте їх світіння втрачається на тлі більш яскравого сонячного диска.

Плями - області найбільшої активності на Сонці. У випадку, якщо плям багато, то існує висока ймовірність того, що станеться перез'єднання магнітних ліній - лінії, що проходять всередині однієї групи плям, рекомбінують з лініями з іншої групи плям, що мають протилежну полярність. Видимим результатом цього процесу є сонячний спалах. Сплеск випромінювання, досягаючи Землі, викликає сильні збурення її магнітного поля, порушує роботу супутників і навіть впливає на розташовані на планеті об'єкти. Завдяки порушень магнітного поля збільшується ймовірність виникнення північних сяйв в низьких географічних широтах. Іоносфера Землі також схильна флуктуацій сонячної активності, що проявляється в зміні поширення коротких радіохвиль.


4. Класифікація

Множинні групи сонячних плям: добре помітні тінь і півтінь. 16 травня 2000

Плями класифікують в залежності від терміну життя, розміру, розташування.

4.1. Стадії розвитку

Локальне посилення магнітного поля, як було сказано вище, гальмує рух плазми в конвекційних осередках, тим самим сповільнюючи винос тепла на поверхню Сонця. Охолодження порушених цим процесом гранул (приблизно на 1000 C) призводить до їх потемніння та формування одиничного плями. Деякі з них зникають через кілька днів. Інші розвиваються в біполярні групи з двох плям, магнітні лінії в яких мають протилежну полярність. З них можуть сформуватися групи з безлічі плям, які в разі подальшого збільшення області півтіні об'єднують до сотні плям, досягаючи розмірів в сотні тисяч кілометрів. Після цього відбувається повільне (протягом декількох тижнів або місяців) зниження активності плям і зменшення їх розмірів до маленьких подвійних або одинарних точок.

Найбільші групи плям завжди мають пов'язану групу в іншій півкулі (північному або південному). Магнітні лінії в таких випадках виходять з плям в одному півкулі і входять до плями в іншому.


5. Циклічність

Реконструкція сонячної активності за 11000 років

Сонячний цикл пов'язаний з частотою появи плям, їх активністю та терміном життя. Один цикл охоплює приблизно 11 років. У періоди мінімуму активності плям на Сонці дуже мало або немає взагалі, в той час як в період максимуму їх може спостерігатися кілька сотень. В кінці кожного циклу полярність сонячного магнітного поля змінюється на протилежну, тому правильніше говорити про 22-річному сонячному циклі.


5.1. Тривалість циклу

Хоча в середньому цикл сонячної активності триває близько 11 років, бувають цикли довжиною від 9 до 14 років. Середні значення також змінюються протягом століть. Так, у XX столітті середня довжина циклу склала 10,2 року.

Форма циклу непостійна. Швейцарський астроном Макс Вальдмайер стверджував, що перехід від мінімуму до максимуму сонячної активності відбувається тим швидше, чим більше максимальна кількість сонячних плям, зареєстроване в цьому циклі (т. зв. "Правило Вальдмайера").

5.2. Початок і кінець циклу

В минулому початком циклу вважався момент, коли сонячна активність перебувала в точці свого мінімуму. Завдяки сучасним методам вимірів стало можливо визначати зміну полярності сонячного магнітного поля, тому зараз за початок циклу беруть момент зміни полярності плям.

Цикли ідентифікуються за порядковим номером, починаючи з першого, зазначеного в 1749 Johann Rudolf Wolfoм. Поточний цикл (квітень 2009) має номер 24.

Дані про останні сонячних циклах
Номер циклу Рік і місяць початку Рік і місяць максимуму Максимальна кількість плям
18 1944-02 1947-05 201
19 1954-04 1957-10 254
20 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 *.
  • Дані останнього рядка - прогноз

Існує періодичність зміни максимальної кількості сонячних плям з характерним періодом близько 100 років ("віковий цикл"). Цей цикл (з останніми найменшими максимумами плям в 1800-1840 і 1890-1920 роках) в даний час пов'язують з процесами конвекції. Є припущення про існування циклів ще більшої тривалості.


Примітки

  1. http://sohowww.nascom.nasa.gov/data/synoptic/sunspots/sunspots_20061213.jpg - sohowww.nascom.nasa.gov/data/synoptic/sunspots/sunspots_20061213.jpg
  2. Стан Сонця 13 грудня 2006 - solarmonitor.org / index.php? date = 20061213 & indexnum = 1
  3. Гігантська пляма на зірку HD 12545 - www.astronet.ru/db/msg/1166666
  4. 1 2 Великі моменти в історії Сонячної фізики (en) - www.astro.umontreal.ca/ ~ paulchar / sp / great_moments.html. Great Moments in the History of Solar Physics. (Недоступна посилання)
  5. "Нотатки про сонячні плями Галілео Галілея" (en) - www.astro.umontreal.ca/ ~ paulchar/sp/images/3letters.html. Great Galileo's "Letters on Sunspots". (Недоступна посилання)
  6. Arctowski, Henryk (1940). " Про Сонячних факелах та зміни Сонячної константи. (en) - www.pnas.org/cgi/reprint/26/6/406.pdf "(PDF). PNAS 26 (6): 406-411. DOI : 10.1073/pnas.26.6.406 - dx.doi.org/10.1073/pnas.26.6.406.

Цей текст може містити помилки.

Схожі роботи | скачати

Схожі роботи:
Трупні плями
Сонячні добу
Сонячні та місячні літери
Сонячні затемнення XXI століття
© Усі права захищені
написати до нас
Рейтинг@Mail.ru