Sluneční aktivita - co to je?

Atmosféru Slunce ovládá nádherný rytmus přílivu a odlivu. Sluneční skvrny, z nichž největší jsou viditelné i bez dalekohledu, jsou oblasti silného magnetického pole na povrchu svítidla. Typické zralé místo je bílé barvy a má tvar sedmikrásky. Skládá se z tmavého centrálního jádra, která se nazývá stín, který představuje smyčku magnetického toku, která se rozprostírá svisle ze dna, a lehčí vláken kruhy, které ji obklopují nazývá polostín, ve kterém se magnetické pole rozšiřuje směrem ven horizontálně.

Sluneční skvrny

Na počátku dvacátého století. George Ellery Hale, pozorující sluneční aktivitu v reálném čase pomocí svého nového dalekohledu, zjistil, že spektrum bodů je podobné spektru chladných červených hvězd M. Takto ukázal, že stín je tmavý, protože jeho teplota je jen asi 3000 K, což je mnohem méně než 5800 K okolní fotosféry. Magnetický tlak a tlak plynu v místě musí vyvážit okolní prostředí. Musí se ochladit tak, aby vnitřní tlak plynu byl výrazně nižší než vnější tlak. V "chladných" oblastech jsou intenzivní procesy. Sluneční skvrny jsou ochlazeny potlačením silné oblasti konvekce, která přenáší teplo zespodu. Z tohoto důvodu je spodní hranice jejich velikosti 500 km. Malé skvrny rychle zahřívají okolní záření a jsou zničeny.

Navzdory nepřítomnosti konvekce je ve skvrnkách spousta organizovaného pohybu, většinou v penumbře, kde to dovolují horizontální čáry pole. Příkladem tohoto posunu je efekt Eversweet. Tento průtok rychlostí 1 km / s ve vnější polovině postele, který se za ním pohybuje ve formě pohybujících se objektů. Ty jsou prvky magnetického pole, které proudí směrem ven skrze oblast obklopující bod. V chromosféře nad ním se objevuje zpětný tok Evereshed ve formě spirál. Vnitřní polovina postele se pohybuje směrem ke stínu.

U slunečních skvrn jsou také kolísání. Když část fotosféry, známá jako "světelný most", prochází stín, je pozorován rychlý horizontální průtok. Ačkoli pole stínu je příliš silné, aby umožňovalo pohyb, o něco vyšší v chromosféře, dochází k rychlým oscilacím s dobou 150 s. Nad hladinou jsou pozorovány tzv. Cestující vlny se šíří radiálně ven 300 sekund.

Počet slunečních skvrn

Sluneční aktivita systematicky prochází celým povrchem svítidla mezi 40 ° šířkou, což naznačuje globální povahu tohoto jevu. Navzdory výrazným kolísáním cyklu je celkově působivě pravidelný, což potvrzuje dobře zavedený pořádek v číselných a zeměpisných polohách míst.

Na počátku období se počet skupin a jejich velikosti rychle zvyšuje, dokud po 2 až 3 letech nedosáhne jejich maximální počet a o rok později - maximální plocha. Průměrná doba života skupiny je asi jedna rotace Slunce, ale malá skupina může trvat jen 1 den. Největší skupiny skvrn a největší výbuchy se obvykle vyskytují 2 nebo 3 roky po dosažení limitu počtu slunečních skvrn.

Snad vzhled až 10 skupin a 300 bodů a jedna skupina může činit až 200. Průběh cyklu může být nepravidelný. Dokonce i v blízkosti maxima se může výrazně snížit počet bodů.

11letý cyklus

Počet míst se vrací na minimum přibližně každých 11 let. V této době na slunci existuje několik podobných malých formací, obvykle v malých zeměpisných šířkách, a po celé měsíce mohou být úplně chybějící. Nové skvrny se začínají objevovat ve vyšších zeměpisných šířkách, mezi 25 ° a 40 °, s polaritou opačné k předchozímu cyklu.

Současně mohou existovat nová místa ve vysokých zeměpisných šířkách a staré v nízkých zeměpisných šířkách. První místa nového cyklu jsou malá a žijí jen pár dní. Vzhledem k tomu, že doba rotace je 27 dní (delší ve vyšších šířkách), obvykle se nevracejí a novější jsou blíže k rovníku.

U 11letého cyklu je konfigurace magnetické polarity skupin skvrn stejná v dané polokouli a na druhé polokouli je obrácená opačným směrem. V následujícím období se změní. Takže nová místa ve vysokých zeměpisných šířkách na severní polokouli mohou mít kladnou polaritu a následné negativní následky a skupiny z předcházejícího cyklu na nízké šířce budou mít opačnou orientaci.

Postupně zmizí staré skvrny a nové se objevují ve velkých počtech a velikostech v nižších zeměpisných šířkách. Jejich distribuce má podobu motýla.

Plný cyklus

Vzhledem k tomu, konfigurace magnetické polarity slunečních skvrn skupin se mění každých 11 let, se vrátila na stejnou hodnotu jednou za 22 let a toto období je obdobím úplného magnetického cyklu. Na začátku každého období má celková pole slunce, určená dominantním polem na poli, stejnou polaritu jako skvrny předchozího. Když jsou aktivní oblasti rozbité, magnetický tok je rozdělen na části s kladným a záporným znaménkem. Poté, co několik míst objevil a zmizel ve stejné oblasti, jsou tvořeny velkými unipolární regiony se zvláštním znamením, které se pohybují na příslušném solárním pólu. Během každého minima pól další polarity v této polokouli převládá u pólů a toto pole je viditelné ze Země.

Ale pokud jsou všechny magnetické pole vyvážené, jak se dělí do velkých unipolárních oblastí, které ovládají polární pole? Na tuto otázku nebylo zodpovězeno. Pole blížící se póly se otáčejí pomaleji než sluneční skvrny v oblasti rovníku. Nakonec slabé pole dosáhnou pole a zvrátit dominantní pole. Tím se změní polarita, kterou by měly mít přední místa nových skupin, čímž pokračuje 22letý cyklus.

Historické důkazy

Ačkoli cyklus sluneční aktivity po několik století byl zcela pravidelný, pozorovali se i jeho významné rozdíly. V letech 1955-1970 bylo na severní polokouli mnohem více míst a v roce 1990 dominovalo jižní polokouli. Dva cykly, které vyvrcholily v letech 1946 a 1957, byly největší v historii.

Anglický astronom Walter Maunder objevil důkazy o období nízké sluneční magnetické aktivity, což naznačuje, že mezi lety 1645 a 1715 bylo jen velmi málo míst. Ačkoli byl tento jev nejprve objeven kolem roku 1600, během tohoto období bylo zaznamenáno několik případů jejich pozorování. Toto období se nazývá minimum Mound.

Zkušení pozorovatelé hlásili, že se objevila nová skupina skvrn jako skvělá událost a poznamenala, že je mnoho let neviděla. Po roce 1715 se tento jev vrátil. To se shodovalo s nejchladnějším obdobím v Evropě od 1500 do roku 1850. Nicméně spojení těchto jevů nebylo prokázáno.

Některé údaje o podobných obdobích existují v intervalech kolem 500 let. Pokud sluneční aktivita je vysoká, silná magnetická pole vytvářená slunečního větru blokovat vysokoenergetické galaktické kosmické paprsky blíží svět, což vede k menší tvorbě uhlíku-14. Měření ^{14. místo}C ve stromových kruzích potvrzuje nízkou aktivitu Slunce. 11letý cyklus nebyl objeven až do čtyřicátých let, takže pozorování až do této doby byla nepravidelná.

Efektní oblasti

Kromě slunečních skvrn existuje mnoho drobných dipólů, nazývaných efemerní aktivní oblasti, které existují v průměru kratší než 24 hodin a nacházejí se na celém slunci. Jejich počet dosahuje 600 za den. Přestože jsou dočasné oblasti malé, mohou představovat významnou část magnetického toku svítidla. Ale jelikož jsou neutrální a poněkud malí, pravděpodobně nebudou hrát roli ve vývoji cyklu a globálním poli modelu.

Prominence

Jedná se o jeden z nejkrásnějších jevů, které lze pozorovat během sluneční aktivity. Jsou podobné mrakům v zemské atmosféře, ale jsou podporovány magnetickými poli, spíše než tepelnými proudy.

Plazma iontů a elektronů, které vytvářejí sluneční atmosféru, nemůže přes gravitační sílu překročit vodorovné čáry pole. Prominence se objevují na hranicích mezi protilehlými polaritami, kde řádky pole mění směr. Jsou tedy spolehlivými indikátory ostrých přechodů z pole.

Stejně jako v chromosféře jsou prominence transparentní v bílém světle a s výjimkou úplných zatmění by měly být pozorovány v Halpha- (656,28 nm). Během zatmění, červená linie Halpha- dává nádherný růžový odstín na prominence. Jejich hustota je mnohem nižší než hustota fotosféry, jelikož pro generování záření je příliš málo střetů. Odebírají záření zespoda a vyzařují to všemi směry.

Světlo viděné ze Země během zatmění postrádá stoupající paprsky, takže výřezy vypadají tmavší. Ale protože obloha je ještě tmavější, pak se zdá, že na pozadí jsou jasné. Jejich teplota je 5000-50000 K.

Druhy prominences

Existují dva hlavní typy výtečnosti: klidný a přechodný. První jsou spojeny s velkými magnetickými polimi, které označují hranice unipolárních magnetických oblastí nebo skupin slunečních skvrn. Jelikož taková místa žijí po dlouhou dobu, totéž platí pro tiché výčnělky. Mohou mít různé tvary - živé ploty, zavřené mraky nebo nálevky, ale vždy dvourozměrné. Stabilní vlákna se často stanou nestabilní a vybuchnou, ale mohou také jednoduše zmizet. Klidné prominence žijí několik dní, ale nové mohou vzniknout na magnetické hranici.

Přechodové prominence jsou nedílnou součástí sluneční aktivity. Patří sem trysky, které jsou neorganizovanou hmotou materiálu vyhozené zábleskem a sraženinami jsou kolimované proudy malých emisí. V obou případech se část látky vrátí na povrch.

Kloubové výčnělky jsou důsledky těchto jevů. Během vzplanutí elektronový tok zahřeje povrch na milióny stupňů, čímž vzniká horká (více než 10 milionů K) koronární prominence. Vysílají silně, ochlazují a postrádají oporu, sestupují na povrch ve formě elegantních smyček po magnetických silách.

Blesk

Nejpozoruhodnějším fenoménem spojeným se sluneční aktivitou jsou světlice, které představují ostré uvolnění magnetické energie ze sluneční skvrny. Navzdory vysoké energii jsou většina z nich téměř viditelná ve viditelném kmitočtovém pásmu, protože záření energie se vyskytuje v průhledné atmosféře a ve viditelném světle lze pozorovat pouze fotosféru, která dosahuje poměrně malých energetických úrovní.

Ohniska jsou nejlépe patrné na Halpha- řádku, kde jas může být 10 krát vyšší než v sousedním chromosféře a 3 krát vyšší než v okolní kontinua. V halách se velký blesk pokrývá několik tisíc solárních disků, ale ve viditelném světle se objevuje jen několik malých jasných míst. Energie uvolněná v tomto případě může dosáhnout 10³³ erg, která se rovná výstupu celého svítidla v 0,25 s. Většina této energie se zpočátku uvolňuje ve formě vysokoenergetických elektronů a protonů a viditelné záření je sekundární účinek způsobený působením částic na chromosféru.

Druhy světlic

Rozsah velikostí světlíků je široký - od obřích, bombardujících částice až po Zemi, až do značné míry. Obvykle jsou klasifikovány příslušnými rentgenovými toky s vlnovou délkou 1 až 8 Angstromů: Cn, Mn nebo Xn pro více než 10^-6., 10^-5 a 10^-4 W / m² resp. Takže M3 na Zemi odpovídá toku 3 × 10^-5 W / m². Tento indikátor není lineární, protože měří pouze vrchol, nikoli celkové záření. Energie uvolněná v 3-4 největších ohniscích každý rok je ekvivalentní součtu energie všech ostatních.

Typy částic vytvořené záblesky se liší podle místa zrychlení. Mezi Sluncem a Zemí nejsou dostatečné látky pro ionizující srážky, proto si zachovávají svůj původní ionizační stav. Částice urychlené v koróně rázových vln vykazují typické koronární ionizace do 2 milionů K. částic zrychlil na flash těle, mají podstatně vyšší ionizaci a extrémně vysoké koncentrace, která³, vzácný izotop hélia s pouze jedním neutronem.

Většina rozsáhlých světel se vyskytuje v malém množství nadměrně působících velkých skupin slunečních skvrn. Skupiny jsou velké seskupení jedné magnetické polarity obklopené opačné. Zatímco prognóza sluneční aktivity ve formě záblesků je možné díky přítomnosti takových struktur mohou výzkumníci předpovědět, kdy budou, a nevědí, co oni produkují.

Vliv na Zemi

Vedle poskytování světla a tepla působí Slunce na Zemi ultrafialovým zářením, stálým proudem slunečního větru a částicemi z rozsáhlých světel. Ultrafialové záření vytváří ozonovou vrstvu, která zase chrání planetu.

Měkké (dlouhé vlnové délky) rentgenové záření solar corona vytvořit vrstvy ionosféry, které umožňují krátkou vlnu rádiové zprávy. Ve dnech slunečního záření koróny (pomalu se měnící) a světlice (impulsivní) zvyšuje, vytváří lepší reflexní vrstva, ale zvyšuje ionosféra hustota stejně dlouhá jako rádiové vlny nebudou nebude absorbována a krátkovlnného komunikace obtížné.

Silnější (krátkodobé) rentgenové impulzy z výbojků ionizují nejnižší ionosférickou vrstvu (vrstvu D) a vytvářejí rádiové emise.

Rotující magnetické pole Země je dostatečně silné, aby zablokovalo sluneční vítr a vytvořil magnetosféru, která proudí kolem částic a polí. Na straně opačné k svítidlu tvoří řádky pole strukturu nazývanou geomagnetický pahýl nebo ocas. Když se zvýší sluneční vítr, dojde k prudkému nárůstu zemského pole. Je-li meziplanetární pole přepne ve směru opačném k zemi, nebo je-li k jeho pádu velké mraky částeček, magnetická pole ve smyčce znovu spojí a uvolní se energie, která vytváří Aurora.

Magnetické bouře a sluneční aktivita

Pokaždé, když je velký koronální otvor Při pohledu na Zem se sluneční vítr zrychluje a vzroste geomagnetická bouře. To vytváří 27denní cyklus, zvláště zřetelný na minimálních slunečních skvrnách, což umožňuje provést prognózu sluneční aktivity. Velká ohniska a další jevy způsobují koronální hmoty, mračna energetických částic, které tvoří kruhový proud kolem magnetosféra způsobuje ostré výkyvy v poli Země, které se nazývají geomagnetické bouře. Tyto jevy narušují rádiovou komunikaci a vytvářejí napětí na dálkových komunikačních linkách av jiných dlouhých vodičích.

Snad nejzajímavější ze všech pozemských jevů je možný dopad sluneční aktivity na klima naší planety. Minimum Mound se zdá celkem rozumné, ale existují i ​​jiné zřejmé účinky. Většina vědců se domnívá, že existuje důležitá vazba, maskovaná řadou dalších jevů.

Vzhledem k tomu, že nabité částice sledují magnetické pole, korpuskulární záření není pozorováno u všech velkých světlíků, ale pouze v těch, které se nacházejí na západní polokouli Slunce. Síly ze své západní strany se dostanou k Zemi a vysílají tam částice. Ty jsou převážně protony, protože vodík je dominantním základním prvkem svítidla. Mnoho částic, pohybujících se rychlostí 1000 km / s, vytváří přední nárazovou vlnu. Tok nízkoenergetických částic ve velkých světlících je tak intenzivní, že ohrožuje život astronautů za zemským magnetickým polem.