Proč jsou na slunci černé skvrny? sluneční skvrny

vznik

Vznik sluneční skvrny: magnetické čáry pronikají povrchem Slunce

Skvrny vznikají jako důsledek poruch v jednotlivých úsecích magnetického pole Slunce. Na začátku tohoto procesu se paprsek magnetických čar „prolomí“ přes fotosféru do oblasti koróny a zpomalí konvekční pohyb plazmatu v granulačních buňkách, čímž zabrání přenosu energie z vnitřních oblastí ven v těchto místa. Nejprve se na tomto místě objevuje pochodeň, o něco později a na západ – malý bod tzv je čas o velikosti několika tisíc kilometrů. Během několika hodin se velikost magnetické indukce zvýší (při počátečních hodnotách 0,1 Tesla) a zvětší se velikost a počet pórů. Vzájemně splývají a tvoří jednu nebo více skvrn. V období největší aktivity skvrn může velikost magnetické indukce dosáhnout 0,4 Tesla.

Životnost skvrn dosahuje několika měsíců, to znamená, že jednotlivé skvrny lze pozorovat během několika otáček Slunce kolem sebe. Právě tato skutečnost (pohyb pozorovaných skvrn po slunečním disku) posloužila jako základ pro prokázání rotace Slunce a umožnila provést první měření periody rotace Slunce kolem jeho osy.

Skvrny se obvykle tvoří ve skupinách, ale někdy existuje jediná skvrna, která žije jen několik dní nebo dvě skvrny, s magnetickými liniemi nasměrovanými z jedné na druhou.

První, který se objevil v takové dvojité skupině, se nazývá bod P (angl. předcházející), nejstarší je bod F (angl. následující).

Pouze polovina skvrn žije déle než dva dny a pouze desetina přežije 11denní práh.

Skupiny slunečních skvrn se vždy táhnou rovnoběžně se slunečním rovníkem.

Vlastnosti

Průměrná teplota povrchu Slunce je asi 6000 C (efektivní teplota je 5770 K, teplota záření je 6050 K). Centrální, nejtmavší oblast skvrn má teplotu jen asi 4000 C, vnější plochy skvrn hraničící s normálním povrchem jsou od 5000 do 5500 C. Přestože je teplota skvrn nižší, jejich látka stále vyzařuje světlo, i když v menší míře než zbytek povrchu. Právě kvůli tomuto teplotnímu rozdílu má člověk při pozorování dojem, že skvrny jsou tmavé, téměř černé, ve skutečnosti sice také září, ale na pozadí jasnějšího slunečního disku se jejich záře ztrácí.

Sluneční skvrny jsou oblasti s největší aktivitou na Slunci. Pokud existuje mnoho skvrn, pak je vysoká pravděpodobnost, že se magnetické čáry znovu spojí - čáry procházející uvnitř jedné skupiny skvrn se rekombinují s liniemi z jiné skupiny skvrn, které mají opačnou polaritu. Viditelným výsledkem tohoto procesu je sluneční erupce. Výbuch záření, který dopadá na Zemi, způsobuje silné poruchy v jejím magnetickém poli, narušuje provoz satelitů a dokonce ovlivňuje objekty umístěné na planetě. Kvůli poruchám v magnetickém poli se zvyšuje pravděpodobnost polární záře v nízkých zeměpisných šířkách. Ionosféra Země podléhá také kolísání sluneční aktivity, což se projevuje změnou šíření krátkých rádiových vln.

V letech, kdy je málo slunečních skvrn, se velikost Slunce zmenšuje o 0,1 %. Roky mezi 1645 a 1715 (Maunderova nížina) jsou známé globálním ochlazením a jsou označovány jako malá doba ledová.

Klasifikace

Skvrny jsou klasifikovány v závislosti na délce života, velikosti, umístění.

Etapy vývoje

Lokální zesílení magnetického pole, jak již bylo zmíněno výše, zpomaluje pohyb plazmatu v konvekčních buňkách, a tím zpomaluje přenos tepla na povrch Slunce. Chlazení granulí zasažených tímto procesem (cca o 1000 C) vede k jejich ztmavnutí a vzniku jediné skvrny. Některé z nich po několika dnech zmizí. Jiné se vyvinou do bipolárních skupin dvou skvrn s magnetickými liniemi opačné polarity. Mohou se z nich tvořit skupiny mnoha skvrn, které při dalším zvětšení plochy polostín sjednotit až stovky skvrn dosahujících velikosti stovek tisíc kilometrů. Poté dochází k pomalému (během několika týdnů nebo měsíců) poklesu aktivity skvrn a jejich velikost se zmenší na malé dvojité nebo jednoduché tečky.

Největší skupiny slunečních skvrn mají vždy přidruženou skupinu na druhé polokouli (severní nebo jižní). Magnetické čáry v takových případech vycházejí z bodů na jedné polokouli a vstupují do bodů na druhé.

cykličnost

Rekonstrukce sluneční aktivity za 11 000 let

Sluneční cyklus souvisí s frekvencí slunečních skvrn, jejich aktivitou a délkou života. Jeden cyklus trvá přibližně 11 let. Během období minimální aktivity slunečních skvrn je slunečních skvrn velmi málo nebo vůbec žádné, zatímco během období maxima jich může být několik stovek. Na konci každého cyklu se polarita slunečního magnetického pole obrátí, takže je správnější mluvit o 22letém slunečním cyklu.

Délka cyklu

11 let je přibližné časové rozpětí. Ačkoli to trvá v průměru 11,04 let, existují cykly v délce od 9 do 14 let. Průměry se také v průběhu staletí mění. Takže ve 20. století byla průměrná délka cyklu 10,2 roku. Maunderovo minimum (spolu s dalšími minimy aktivity) prý prodlužuje cyklus na řádově sto let. Z analýz izotopu Be 10 v grónském ledu byla získána data, že za posledních 10 000 let bylo více než 20 takto dlouhých minim.

Délka cyklu není konstantní. Švýcarský astronom Max Waldmeier tvrdil, že přechod od minimální k maximální sluneční aktivitě nastává tím rychleji, čím větší je maximální počet slunečních skvrn zaznamenaných v tomto cyklu.

Začátek a konec cyklu

Časoprostorové rozložení magnetického pole na povrchu Slunce.

V minulosti byl za začátek cyklu považován okamžik, kdy byla sluneční aktivita na svém minimu. Díky moderním metodám měření bylo možné určit změnu polarity slunečního magnetického pole, takže nyní je okamžik změny polarity skvrn považován za začátek cyklu.

Cykly jsou označeny sériovým číslem, počínaje prvním, které si v roce 1749 poznamenal Johann Rudolf Wolf. Aktuální cyklus (duben 2009) má číslo 24.

Údaje o nedávných slunečních cyklech
číslo cyklu	Začátek roku a měsíce	Rok a měsíc maxima	Maximální počet míst
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.

V 19. století a zhruba do roku 1970 panovaly domněnky, že maximální počet slunečních skvrn je periodicita. Tyto 80leté cykly (s nejmenšími maximy slunečních skvrn v letech 1800-1840 a 1890-1920) jsou v současnosti spojeny s konvekčními procesy. Jiné hypotézy hovoří o existenci ještě větších, 400letých cyklů.

Literatura

• Vesmírná fyzika. Malá encyklopedie, Moskva: Sovětská encyklopedie, 1986

slunce
Struktura	Jádro · Sálavé přenosové pásmo · konvekční zóna
Atmosféra	Fotosféra · Chromosféra · sluneční koróna
Rozšířené struktura	Heliosféra (Heliosférický proudový list · hranice rázové vlny) · heliosférický plášť · heliopauza · příďová rázová vlna
týkající se slunce jevy	koronální díry · Koronální smyčky · výrony koronální hmoty · Zatmění Slunce · sluneční skvrny · solární svítilna · Granule · Mourtonské vlny · Výtečnost · Sluneční záření (solární variace) · Spikuly · Supergranulace · slunečný vítr · sluneční erupce
Související témata	Sluneční Soustava · solární dynamo
Spektrální třída:

Nadace Wikimedia. 2010 .

Podívejte se, co jsou „Sluneční skvrny“ v jiných slovnících:

Cm … Slovník synonym

Jako slunce na nebi, na tom samém slunci schly, skvrny na slunci, skvrny na slunci .. Slovník ruských synonym a výrazů podobných významem. pod. vyd. N. Abramova, M .: Ruské slovníky, 1999. slunce, slunce, (nám nejblíže) hvězda, parhelium, ... ... Slovník synonym

Tento výraz má jiné významy, viz Slunce (významy). Slunce ... Wikipedie

Žádná živá bytost nebude růst bez slunečního světla. Všechno uschne, hlavně rostliny. I přírodní zdroje – uhlí, zemní plyn, ropa – jsou formou sluneční energie, která byla odložena. Svědčí o tom uhlík v nich obsažený, nahromaděný rostlinami. Jakékoli změny ve výrobě energie ze Slunce podle vědců nevyhnutelně povedou ke změně zemského klimatu. Co o těchto změnách víme? Co jsou sluneční skvrny, světlice a čím je pro nás jejich vzhled plný?

Zdroj života

Hvězda zvaná Slunce je naším zdrojem tepla a energie. Díky tomuto svítidlu je na Zemi podporován život. Víme o Slunci více než o kterékoli jiné hvězdě. Je to pochopitelné, protože jsme součástí sluneční soustavy a jsme od ní jen 150 milionů km.

Pro vědce jsou velmi zajímavé sluneční skvrny, které vznikají, vyvíjejí se a mizí a objevují se nové místo zmizelých. Někdy se mohou vytvořit obří skvrny. Například v dubnu 1947 bylo možné pozorovat komplexní skvrnu na Slunci o ploše přesahující zemský povrch 350krát! Dalo se to pozorovat pouhým okem.

Studium procesů na centrálním svítidle

Existují velké observatoře, které mají k dispozici speciální dalekohledy pro studium Slunce. Díky takovému vybavení mohou astronomové zjistit, jaké procesy na Slunci probíhají a jak ovlivňují život na Zemi. Studiem slunečních procesů se navíc vědci mohou dozvědět více o dalších hvězdných objektech.

Energie Slunce v povrchové vrstvě propuká ve formě světla. Astronomové zaznamenávají významný rozdíl ve sluneční aktivitě, což dokazují sluneční skvrny, které se na hvězdě objevují. Jsou to méně jasné a chladnější oblasti slunečního disku ve srovnání s celkovou jasností fotosféry.

sluneční útvary

Velké skvrny jsou poměrně složité. Vyznačují se polostínem, který obklopuje tmavou oblast stínu a má průměr, který je více než dvakrát větší než samotný stín. Pokud pozorujete sluneční skvrny na okraji disku našeho svítidla, máte dojem, že se jedná o hlubokou misku. Vypadá to tak, protože plyn ve skvrnách je průhlednější než v okolní atmosféře. Proto náš pohled proniká hlouběji. Teplota ve stínu 3(4) x 10 3 K.

Astronomové zjistili, že základna typické sluneční skvrny je 1500 km pod povrchem, který ji obklopuje. Tento objev učinili vědci z University of Glasgow v roce 2009. Astronomickou skupinu vedl F. Watson.

Teplota slunečních útvarů

Zajímavé je, že co do velikosti mohou být sluneční skvrny jak malé, s průměrem 1000 až 2000 km, tak obří. Rozměry posledně jmenovaného jsou mnohem větší než rozměry zeměkoule.

Samotná skvrna je místem, kde do fotosféry vstupují nejsilnější magnetická pole. Magnetická pole, která snižují tok energie, přicházejí ze samotného nitra Slunce. Proto je na povrchu v místech, kde jsou skvrny na slunci, teplota přibližně o 1500 K nižší než na okolním povrchu. V souladu s tím tyto procesy dělají tato místa méně světlými.

Tmavé útvary na Slunci tvoří skupiny velkých a malých skvrn, které mohou na disku hvězdy zabírat působivou plochu. Vzorec formací je však nestabilní. Neustále se mění, protože sluneční skvrny jsou také nestabilní. Ty, jak bylo uvedeno výše, vznikají, mění se ve velikosti a rozpadají se. Životnost skupin temných útvarů je však poměrně dlouhá. Vydrží 2-3 solární otáčky. Doba rotace samotného Slunce trvá přibližně 27 dní.

Objevy

Když Slunce klesne pod obzor, můžete vidět skvrny největší velikosti. Čínští astronomové takto studovali sluneční povrch před 2000 lety. Ve starověku se věřilo, že skvrny jsou výsledkem procesů probíhajících na Zemi. V 17. století tento názor vyvrátil Galileo Galilei. Díky použití dalekohledu se mu podařilo učinit mnoho důležitých objevů:

• o vzhledu a mizení skvrn;
• o změnách velikosti a tmavých útvarech;
• tvar, který mají černé skvrny na Slunci, se mění, jak se blíží k hranici viditelného disku;
• Studiem pohybu tmavých skvrn na slunečním disku Galileo dokázal rotaci Slunce.

Mezi všemi malými skvrnami obvykle vynikají dvě velké, které tvoří bipolární skupinu.

1. září 1859 nezávisle na sobě dva angličtí astronomové pozorovali Slunce v bílém světle. Byli to R. Carrington a S. Hodgson. Viděli něco jako blesk. Mezi jednou skupinou slunečních skvrn se náhle zablesklo. Tento jev byl později nazván sluneční erupce.

Výbuchy

Jaké jsou vlastnosti slunečních erupcí a jak k nim dochází? Stručně: toto je velmi silná exploze na hlavním svítidle. Díky němu se rychle uvolňuje obrovské množství energie, která se nashromáždila ve sluneční atmosféře. Jak víte, objem této atmosféry je omezený. Většina ohnisek se vyskytuje v oblastech považovaných za neutrální. Jsou umístěny mezi velkými bipolárními skvrnami.

Sluneční erupce se zpravidla začnou vyvíjet s prudkým a neočekávaným zvýšením jasu v místě erupce. Toto je oblast jasnější a žhavější fotosféry. Následuje výbuch katastrofálních rozměrů. Při výbuchu se plazma zahřeje od 40 do 100 milionů K. Tyto projevy lze pozorovat při mnohonásobném zesílení ultrafialového a rentgenového záření krátkých vln Slunce. Naše svítidlo navíc vydává silný zvuk a vyhazuje zrychlené krvinky.

Jaké procesy probíhají a co se děje se Sluncem během erupcí?

Někdy dochází k tak silným erupcím, které generují sluneční kosmické záření. Protony kosmického záření dosahují poloviční rychlosti světla. Tyto částice jsou nositeli smrtící energie. Mohou volně pronikat do trupu kosmické lodi a ničit živé organismy na buněčné úrovni. Solární lodě proto představují vysoké nebezpečí pro posádku, kterou během letu předstihl náhlý záblesk.

Slunce tedy vyzařuje záření ve formě částic a elektromagnetických vln. Celkový tok záření (viditelný) zůstává po celou dobu konstantní. A s přesností na zlomek procenta. Vždy lze pozorovat slabé záblesky. K těm velkým dochází každých pár měsíců. Během let maximální sluneční aktivity jsou velké erupce pozorovány několikrát za měsíc.

Studiem toho, co se děje se Sluncem během erupcí, byli astronomové schopni změřit dobu trvání těchto procesů. Malý záblesk trvá 5 až 10 minut. Nejvýkonnější - až několik hodin. Při erupci je do prostoru kolem Slunce vyvrženo plazma o hmotnosti až 10 miliard tun. Tím se uvolňuje energie, která má ekvivalent desítek až stovek milionů vodíkových bomb! Ale síla i těch největších erupcí nebude větší než setiny procenta síly celkového slunečního záření. Proto při erupci nedochází ke znatelnému zvýšení svítivosti Slunce.

sluneční transformace

5800 K je přibližně stejná teplota na povrchu Slunce a ve středu dosahuje 16 milionů K. Na slunečním povrchu jsou pozorovány bubliny (zrnitost). Lze je vidět pouze pomocí slunečního dalekohledu. Pomocí procesu konvekce probíhajícího ve sluneční atmosféře se tepelná energie přenáší ze spodních vrstev do fotosféry a dává jí pěnovou strukturu.

Rozdílná je nejen teplota na povrchu Slunce a v jeho samém středu, ale i hustota s tlakem. S hloubkou se všechny ukazatele zvyšují. Jelikož je teplota v jádře velmi vysoká, probíhá tam reakce: vodík se přeměňuje na helium a v tomto případě se uvolňuje obrovské množství tepla. Slunce je tak chráněno před stlačováním vlastní gravitací.

Zajímavé je, že naše svítidlo je jedna typická hvězda. Hmotnost a velikost hvězdy Slunce v průměru: 99,9 % hmotnosti objektů Sluneční Soustava a 1,4 milionu km. Slunci, stejně jako hvězdě, zbývá 5 miliard let. Postupně se zahřeje a zvětší se. Teoreticky přijde okamžik, kdy bude spotřebován všechen vodík v centrálním jádru. Slunce bude 3krát větší než jeho současná velikost. V důsledku toho se ochladí a změní se v bílého trpaslíka.

Slunce je pravidelně pokryto tmavými skvrnami po celém obvodu. Pouhým okem je poprvé objevili starověcí čínští astronomové, přičemž k oficiálnímu objevu skvrn došlo na počátku 17. století, během objevení se prvních dalekohledů. Objevili je Christoph Scheiner a Galileo Galilei.

Galileo, navzdory skutečnosti, že Scheiner skvrny objevil dříve, byl první, kdo zveřejnil údaje o svém objevu. Na základě těchto skvrn byl schopen vypočítat periodu rotace hvězdy. Zjistil, že se slunce otáčí tak, jak by se to dalo pevný a rychlost rotace jeho hmoty je různá v závislosti na zeměpisných šířkách.

Dosud bylo možné určit, že skvrny jsou oblasti chladnější hmoty, které se tvoří v důsledku vystavení vysoké magnetické aktivitě, která narušuje rovnoměrný proud horkého plazmatu. Spoty však stále nejsou zcela pochopeny.

Astronomové například nemohou přesně říci, co způsobuje jasnější proužek, který obklopuje tmavou část skvrny. Na délku mohou mít až dva tisíce kilometrů, na šířku až sto padesát. Studium skvrn ztěžuje jejich relativně malá velikost. Existuje však názor, že vlákna jsou vzestupné a sestupné proudy plynu vzniklé v důsledku toho, že horká hmota z útrob Slunce stoupá k povrchu, kde se ochlazuje a klesá zpět dolů. Vědci zjistili, že sestupné proudy se pohybují rychlostí 3,6 tisíce km/h, zatímco vzestupné proudy se pohybují rychlostí asi 10,8 tisíce km/h.

Záhada temných slunečních skvrn vyřešena

Vědci přišli na povahu světlých vláken rámujících tmavé skvrny na Slunci.Temné skvrny na Slunci jsou oblasti chladnější hmoty. Objevují se proto, že velmi vysoká magnetická aktivita Slunce může narušovat rovnoměrný tok horké plazmy. Dodnes však zůstává mnoho podrobností o struktuře skvrn nejasných.

Vědci zejména nemají jednoznačné vysvětlení povahy jasnějších vláken obklopujících tmavou část skvrny. Délka takových pramenů může dosáhnout dvou tisíc kilometrů a šířka - 150 kilometrů. Vzhledem k relativně malé velikosti skvrny je poměrně obtížné ji studovat. Mnoho astronomů věřilo, že vlákna jsou vzestupné a sestupné toky plynu – horká hmota stoupá z útrob Slunce na povrch, kde se šíří, ochlazuje a klesá velkou rychlostí dolů.

Autoři nové práce pozorovali hvězdu pomocí švédského slunečního dalekohledu s průměrem hlavního zrcadla jeden metr. Vědci objevili tmavé proudy plynu směřující dolů, pohybující se rychlostí asi 3,6 tisíce kilometrů za hodinu, stejně jako jasné vzestupné proudy, jejichž rychlost byla asi 10,8 tisíc kilometrů za hodinu.

Nedávno se jinému týmu vědců podařilo dosáhnout velmi významného výsledku při studiu Slunce – kolem hvězdy jsou umístěny přístroje STEREO-A a STEREO-B NASA, takže nyní mohou specialisté pozorovat trojrozměrný obraz Slunce.

Novinky z vědy a techniky

Americký amatérský astronom Howard Eskildsen nedávno pořídil fotografie tmavé skvrny na Slunci a zjistil, že tato skvrna vypadá, jako by protínala jasný most světla.

Eskildsen pozoroval sluneční aktivitu ze své domovské observatoře v Ocale na Floridě. Na fotografiích tmavé skvrny #1236 si všiml jednoho zajímavého jevu. Jasný kaňon, nazývaný také světelný most, rozdělil tuto temnou skvrnu zhruba na polovinu. Výzkumník odhadl, že délka tohoto kaňonu je asi 20 tisíc km, což je téměř dvojnásobek průměru Země.

Aplikoval jsem fialový Ca-K filtr, který zvýrazňuje jasné magnetické projevy kolem skupiny slunečních skvrn. Bylo také dokonale vidět, jak světelný most rozřezal sluneční skvrnu na dvě části, vysvětluje Eskildsen jev.

Povaha světelných mostů není dosud plně objasněna. Jejich výskyt velmi často předznamenává rozpad slunečních skvrn. Někteří výzkumníci poznamenávají, že světelné mosty jsou výsledkem křížení magnetických polí. Tyto procesy jsou podobné těm, které způsobují jasné sluneční erupce.

Lze doufat, že v blízké budoucnosti se na tomto místě objeví jasný záblesk nebo se skvrna č. 1236 konečně rozpůlí.

Vědci se domnívají, že tmavé sluneční skvrny jsou relativně chladné oblasti Slunce, které se vyskytují tam, kde silné magnetické pole dosáhne povrchu hvězdy.

NASA zachytila ​​rekordně velké sluneční skvrny

Americká vesmírná agentura zaznamenala velké skvrny na povrchu Slunce. Fotografie slunečních skvrn a jejich popis si můžete prohlédnout na stránkách NASA.

Pozorování byla provedena 19. a 20. února. Skvrny objevené odborníky z NASA se vyznačovaly vysokou rychlostí růstu. Jeden z nich vyrostl za 48 hodin do velikosti šestinásobku průměru Země.

Sluneční skvrny vznikají v důsledku zvýšené aktivity magnetického pole. V důsledku zesílení pole je v těchto oblastech potlačena aktivita nabitých částic, v důsledku čehož se teplota na povrchu skvrn ukazuje jako výrazně nižší než v jiných oblastech. To vysvětluje místní ztmavnutí pozorované ze Země.

Sluneční skvrny jsou nestabilní útvary. V případě interakce s podobnými strukturami jiné polarity dochází k jejich kolapsu, což vede k uvolnění proudů plazmatu do okolního prostoru.

Když se takový proud dostane k Zemi, většina je neutralizována magnetickým polem planety a zbytek proudí k pólům, kde je lze pozorovat v podobě polárních září. Sluneční erupce s vysokým výkonem mohou narušit satelity, elektrické spotřebiče a elektrické sítě na Zemi.

Tmavé skvrny ze slunce mizí

Vědci mají obavy, protože na povrchu Slunce není vidět jediná tmavá skvrna, která byla pozorována před pár dny. A to přesto, že se hvězda nachází uprostřed 11letého cyklu sluneční aktivity.

Obvykle se tmavé skvrny objevují v místech, kde je zvýšená magnetická aktivita. Mohou to být sluneční erupce nebo výrony koronální hmoty, které uvolňují energii. Není známo, co způsobilo takový klid během období aktivace magnetické aktivity.

Podle některých odborníků se dny bez slunečních skvrn daly očekávat a jde jen o dočasné přerušení. Například 14. srpna 2011 nebyla na hvězdě zaznamenána jediná tmavá skvrna, nicméně obecně byl rok provázen poměrně vážnou sluneční aktivitou.

To vše zdůrazňuje, že vědci v podstatě nevědí, co se na Slunci děje, nevědí, jak předpovědět jeho aktivitu, říká sluneční fyzik Tony Phillips.

Stejný názor sdílí i Alex Young z centra Goddard Space Flight. Slunce detailně pozorujeme pouhých 50 let. Není to tak dlouho, vzhledem k tomu, že obíhá 4,5 miliardy let, poznamenává Yang.

Sluneční skvrny jsou hlavním indikátorem sluneční magnetické aktivity. V tmavých oblastech je teplota nižší než v okolních oblastech fotosféry.

Zdroje: tainy.net, lenta.ru, www.epochtimes.com.ua, respekt-youself.livejournal.com, mir24.tv

Tower of London - královská rezidence

Stephen Hawking: Nebezpečné možnosti umělé inteligence

Pyramidy na Krymu

Olmékové – záhada San Lorenza

dalekohled VLA

Vznik byl motivován potřebou, jasně uznanou na počátku šedesátých let, mít nástroj schopný budovat obrazy a zároveň disponující maximální...

Texty pro jednostránkové weby

Jednostránkové weby, jak jejich název napovídá, jsou jednou webovou stránkou, která obsahuje maximum užitečných informací, abyste mohli ...

kmenové buňky

Kmenové buňky jsou možná nejúžasnějším objevem vědy. Léčba kmenovými buňkami je objevem století v medicíně, který může změnit...

Římské lázně

Římské lázně nebo lázně jsou jednou z nejúžasnějších staveb, které k nám přišly od starověku. Thermae pochází z...

Renovace plastových oken

Některé z hlavních funkcí vašeho dodavatele oken jsou upozornit vás na kvalitní materiály používané při výrobě křídel, rámů a...

Jako například v polovině minulého tisíciletí. Každý obyvatel naší planety si je vědom toho, že na hlavním zdroji tepla a světla jsou malá ztmavnutí, která jsou bez speciálních zařízení těžko viditelná. Ne každý ale ví, že právě ony vedou k tomu, že mohou výrazně ovlivnit magnetické pole Země.

Definice

mluvící prostý jazyk Sluneční skvrny jsou tmavé skvrny, které se tvoří na povrchu Slunce. Je chybou se domnívat, že nevyzařují jasné světlo, ale ve srovnání se zbytkem fotosféry jsou skutečně mnohem tmavší. Jejich hlavní charakteristikou je nízká teplota. Sluneční skvrny na Slunci jsou tedy asi o 1500 Kelvinů chladnější než ostatní oblasti kolem nich. Ve skutečnosti jsou to právě ty oblasti, kterými magnetická pole vystupují na povrch. Díky tomuto jevu můžeme hovořit o takovém procesu, jako je magnetická aktivita. Pokud je tedy skvrn málo, nazývá se to klidné období, a když je jich hodně, pak se takové období nazývá aktivní. Během posledně jmenovaného je sluneční záře o něco jasnější díky pochodním a vločkám umístěným kolem tmavých oblastí.

Studium

Pozorování slunečních skvrn probíhá již dlouhou dobu, jeho kořeny sahají až do doby před naším letopočtem. Takže Theophrastus Akvinský ve 4. století před naším letopočtem. E. zmiňoval jejich existenci ve svých dílech. První náčrt tmavnutí na povrchu hlavní hvězdy byl objeven v roce 1128, patří Johnu Worcesterovi. Kromě toho jsou ve starověkých ruských dílech XIV století zmíněny černé sluneční skvrny. Věda je rychle začala studovat v roce 1600. Většina vědců té doby se držela verze, že sluneční skvrny jsou planety pohybující se kolem osy Slunce. Ale po vynálezu dalekohledu Galileem byl tento mýtus rozptýlen. Byl první, kdo objevil, že skvrny jsou nedílnou součástí samotné sluneční struktury. Tato událost vyvolala silnou vlnu výzkumů a pozorování, které se od té doby nezastavily. Moderní studium je svým rozsahem úžasné. Po 400 let se pokrok v této oblasti stal hmatatelným a nyní belgická královská observatoř počítá počet slunečních skvrn, ale odhalování všech aspektů tohoto kosmického jevu stále pokračuje.

Vzhled

Už ve škole se dětem říká o existenci magnetického pole, ale většinou se mluví jen o poloidální složce. Teorie slunečních skvrn ale zahrnuje i studium toroidního prvku, samozřejmě už mluvíme o magnetickém poli Slunce. V blízkosti Země to nelze vypočítat, protože se nevyskytuje na povrchu. Jiná situace je s nebeským tělem. Za určitých podmínek se magnetická trubice vznáší ven fotosférou. Jak jste uhodli, toto vyvržení způsobuje vznik slunečních skvrn na povrchu. Nejčastěji se tak děje masově, proto jsou nejčastější skupinové shluky skvrn.

Vlastnosti

V průměru dosahuje 6000 K, zatímco u spotů je to asi 4000 K. To jim však nebrání produkovat stále silné množství světla. Sluneční skvrny a aktivní oblasti, tedy skupiny slunečních skvrn, mají různou životnost. První žijí od několika dnů do několika týdnů. Ty druhé jsou ale mnohem houževnatější a ve fotosféře mohou zůstat měsíce. Pokud jde o strukturu každého jednotlivého místa, zdá se být komplikovaná. Jeho centrální část se nazývá stín, který navenek vypadá monofonně. Ten je zase obklopen polostínem, který se vyznačuje svou variabilitou. V důsledku kontaktu studeného plazmatu a magnetického jsou na něm patrné výkyvy hmoty. Velikosti slunečních skvrn, stejně jako jejich počet ve skupinách, mohou být velmi různorodé.

Cykly sluneční aktivity

Každý ví, že úroveň se neustále mění. Toto ustanovení vedlo ke vzniku koncepce 11letého cyklu. Sluneční skvrny, jejich vzhled a počet s tímto jevem velmi úzce souvisí. Tato otázka však zůstává kontroverzní, protože jeden cyklus se může měnit od 9 do 14 let a úroveň aktivity se neúprosně mění ze století na století. Mohou tedy nastat období klidu, kdy skvrny prakticky chybí déle než jeden rok. Ale může se stát i opak, když jsou jejich počty považovány za abnormální. Dříve odpočítávání začátku cyklu začínalo od okamžiku minimální sluneční aktivity. Ale s příchodem vylepšených technologií se výpočet provádí od okamžiku, kdy se změní polarita bodů. Údaje o minulých slunečních aktivitách jsou k dispozici pro studium, ale je nepravděpodobné, že budou nejvěrnějším pomocníkem při předpovídání budoucnosti, protože povaha Slunce je velmi nepředvídatelná.

Dopad na planetu

Není žádným tajemstvím, že Slunce úzce spolupracuje s naším každodenním životem. Země je neustále vystavena útokům různých dráždivých látek zvenčí. Před jejich ničivými účinky je planeta chráněna magnetosférou a atmosférou. Ale bohužel mu nejsou schopni zcela odolat. Satelity tak mohou být vyřazeny z provozu, rádiové spojení je narušeno a astronauti jsou vystaveni zvýšenému nebezpečí. Radiace navíc ovlivňuje změnu klimatu a dokonce i lidský vzhled. Existuje takový jev, jako jsou sluneční skvrny na těle, které se objevují pod vlivem ultrafialového záření.

Tato problematika nebyla dosud řádně prozkoumána, stejně jako vliv slunečních skvrn na každodenní život lidí. Další jev, který závisí na magnetických poruchách, lze nazvat Magnetické bouře se stal jedním z nejznámějších důsledků sluneční aktivity. Představují další vnější pole kolem Země, které je rovnoběžné s konstantou. Moderní vědci dokonce spojují zvýšenou úmrtnost a exacerbaci onemocnění kardiovaskulárního systému s výskytem stejného magnetického pole. A mezi lidmi to dokonce postupně začalo přecházet v pověry.

v těchto oblastech.

Počet slunečních skvrn (a s tím spojené Wolfovo číslo) je jedním z hlavních ukazatelů sluneční magnetické aktivity.

Encyklopedický YouTube

1 / 2

✪ Fyzika Slunce; sluneční skvrny (vyprávěl Vladimir Obridko)

✪ Sluneční skvrny dne 26.08.2011. Moskva 14:00 .avi

titulky

Historie studia

První zprávy o slunečních skvrnách pocházejí z roku 800 před naším letopočtem. E. v Číně .

Skvrny byly poprvé zakresleny v roce 1128 v kronice Jana z Worcesteru.

První známá zmínka o slunečních skvrnách ve starověké ruské literatuře je obsažena v Nikonově kronice, v záznamech pocházejících z druhé poloviny 14. století:

na nebi bylo znamení, slunce bylo jako krev a podle něj jsou místa černá

buď znamením na slunci, místa jsou na slunci černá jako hřebíky a tma byla veliká

První studie se zaměřily na povahu skvrn a jejich chování. Navzdory skutečnosti, že fyzikální povaha skvrn zůstala až do 20. století nejasná, pozorování pokračovalo. V 19. století již existovala dostatečně dlouhá série pozorování skvrn, aby bylo možné pozorovat periodické změny v aktivitě Slunce. V roce 1845 D. Henry a S. Alexander (eng. S Alexander) z Princetonské univerzity provedli pozorování Slunce pomocí speciálního teploměru (en:thermopile) a zjistili, že intenzita vyzařování skvrn je ve srovnání s okolními oblastmi Slunce snížena.

vznik

Skvrny vznikají jako důsledek poruch v jednotlivých úsecích magnetického pole Slunce. Na začátku tohoto procesu se trubice magnetického pole „prolomí“ přes fotosféru do oblasti koróny a silné pole potlačí konvektivní pohyb plazmy v granulích, čímž zabrání přenosu energie z vnitřních oblastí na vnější v těchto granulích. místa. Nejprve se na tomto místě objevuje pochodeň, o něco později a na západ – malý bod tzv je čas o velikosti několika tisíc kilometrů. Během několika hodin roste velikost magnetické indukce (při počátečních hodnotách 0,1 Tesla), zvětšuje se velikost a počet pórů. Vzájemně splývají a tvoří jednu nebo více skvrn. V období největší aktivity skvrn může velikost magnetické indukce dosáhnout 0,4 Tesla.

Životnost skvrn dosahuje několika měsíců, to znamená, že jednotlivé skupiny skvrn lze pozorovat během několika otáček Slunce. Právě tato skutečnost (pohyb pozorovaných skvrn po slunečním disku) posloužila jako základ pro prokázání rotace Slunce a umožnila provést první měření periody rotace Slunce kolem jeho osy.

Skvrny se obvykle tvoří ve skupinách, ale někdy existuje jediná skvrna, která žije jen několik dní, nebo bipolární skupina: dvě skvrny různé magnetické polarity, spojené magnetickými siločárami. Západní bod v takové bipolární skupině se nazývá „vedoucí“, „hlava“ nebo „bod P“ (z angličtiny předcházející), východní bod se nazývá „otrok“, „ocas“ nebo „bod F“ (od Anglicky následující).

Pouze polovina skvrn žije déle než dva dny a pouze desetina - více než 11 dní.

Na začátku 11letého cyklu sluneční aktivity se skvrny na Slunci objevují ve vysokých heliografických šířkách (řádově ±25-30°), a jak cyklus postupuje, skvrny migrují ke slunečnímu rovníku a dosahují zeměpisných šířek ±5-10° na konci cyklu. Této zákonitosti se říká „Spörerův zákon“.

Skupiny slunečních skvrn jsou orientovány přibližně rovnoběžně se slunečním rovníkem, nicméně existuje určitý sklon osy skupiny vůči rovníku, který má tendenci se zvětšovat u skupin umístěných dále od rovníku (tzv. „Joyův zákon“).

Vlastnosti

Povrch Slunce v oblasti, kde se skvrna nachází, se nachází přibližně o 500-700 km níže než povrch okolní fotosféry. Tento jev se nazývá „Wilsonova deprese“.

Sluneční skvrny jsou oblasti s největší aktivitou na Slunci. Pokud je skvrn mnoho, pak je vysoká pravděpodobnost, že dojde k opětovnému spojení magnetických čar - čáry procházející uvnitř jedné skupiny skvrn se rekombinují s liniemi z jiné skupiny skvrn s opačnou polaritou. Viditelným výsledkem tohoto procesu je sluneční erupce. Výbuch záření, který dopadá na Zemi, způsobuje silné poruchy v jejím magnetickém poli, narušuje provoz satelitů a dokonce ovlivňuje objekty umístěné na planetě. Kvůli narušení magnetického pole Země se zvyšuje pravděpodobnost polární záře v nízkých zeměpisných šířkách. Ionosféra Země podléhá také kolísání sluneční aktivity, což se projevuje změnou šíření krátkých rádiových vln.

Klasifikace

Skvrny jsou klasifikovány v závislosti na délce života, velikosti, umístění.

Etapy vývoje

Lokální zesílení magnetického pole, jak již bylo zmíněno výše, zpomaluje pohyb plazmatu v konvekčních buňkách, a tím zpomaluje přenos tepla na povrch Slunce. Chlazení granulí zasažených tímto procesem (cca o 1000 °C) vede k jejich ztmavnutí a vytvoření jediné skvrny. Některé z nich po několika dnech zmizí. Jiné se vyvinou do bipolárních skupin dvou skvrn s magnetickými liniemi opačné polarity. Mohou se z nich tvořit skupiny mnoha skvrn, které při dalším zvětšení plochy polostín sjednotit až stovky skvrn dosahujících velikosti stovek tisíc kilometrů. Poté dochází k pomalému (během několika týdnů nebo měsíců) poklesu aktivity skvrn a jejich velikost se zmenší na malé dvojité nebo jednoduché tečky.

Největší skupiny slunečních skvrn mají vždy přidruženou skupinu na druhé polokouli (severní nebo jižní). Magnetické čáry v takových případech vycházejí z bodů na jedné polokouli a vstupují do bodů na druhé.

Velikosti spotových skupin

Velikost skupiny skvrn je obvykle charakterizována jejím geometrickým rozsahem, stejně jako počtem skvrn v ní obsažených a jejich celkovou plochou.

Ve skupině může být od jednoho do jednoho a půl sta nebo více skvrn. Skupinové plochy, které se běžně měří v miliontinách plochy sluneční polokoule (m.s.p.), se liší od několika m.s.p. až několik tisíc m.s.p.

Sluneční cyklus souvisí s frekvencí slunečních skvrn, jejich aktivitou a délkou života. Jeden cyklus trvá přibližně 11 let. Během období minimální aktivity slunečních skvrn je slunečních skvrn velmi málo nebo vůbec žádné, zatímco během období maxima jich může být několik stovek. Na konci každého cyklu se polarita slunečního magnetického pole obrátí, takže je správnější mluvit o 22letém slunečním cyklu.

Délka cyklu

Ačkoli průměrný cyklus sluneční aktivity trvá asi 11 let, existují cykly dlouhé od 9 do 14 let. Průměry se také v průběhu staletí mění. Ve 20. století tedy byla průměrná délka cyklu 10,2 roku.

Tvar cyklu není konstantní. Švýcarský astronom Max Waldmeier tvrdil, že přechod od minimální k maximální sluneční aktivitě nastává tím rychleji, čím větší je maximální počet slunečních skvrn zaznamenaných v tomto cyklu (tzv. „Waldmeierovo pravidlo“).

Začátek a konec cyklu

V minulosti byl začátek cyklu považován za okamžik, kdy byla sluneční aktivita na svém minimu. Díky moderním metodám měření bylo možné určit změnu polarity slunečního magnetického pole, takže nyní je okamžik změny polarity skvrn považován za začátek cyklu. [ ]

Číslování cyklů navrhl R. Wolf. První cyklus podle tohoto číslování začal v roce 1749. V roce 2009 začal 24. sluneční cyklus.

Údaje o nedávných slunečních cyklech

číslo cyklu	Začátek roku a měsíce	Rok a měsíc maxima	Maximální počet míst
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
	1996-09	2000-03	139
24	2008-01	2012-12*	87*

• Data posledního řádku – předpověď

Dochází k periodické změně maximálního počtu slunečních skvrn s charakteristickou periodou asi 100 let („světský cyklus“). Poslední minima tohoto cyklu byla kolem 1800-1840 a 1890-1920. Existuje předpoklad o existenci cyklů ještě delšího trvání.