Какво представляват слънчевите петна? Какво знае науката за слънчевите петна. Тъмни петна по слънцето Слънчевите петна се образуват в коя сфера

Никое живо същество няма да расте без слънчева светлина. Всичко ще изсъхне, особено растенията. Дори природните ресурси - въглища, природен газ, нефт - са форма на слънчева енергия, която е била оставена настрана. Това се доказва от съдържащия се в тях въглерод, натрупан от растенията. Според учените всякакви промени в производството на енергия от Слънцето неизбежно ще доведат до промяна в климата на Земята. Какво знаем за тези промени? Какво представляват слънчевите петна, изригванията и с какво ни крие появата им?

Източник на живот

Звезда, наречена Слънце, е нашият източник на топлина и енергия. Благодарение на това светило се поддържа живот на Земята. Ние знаем повече за Слънцето, отколкото за всяка друга звезда. Това е разбираемо, тъй като ние сме част от Слънчевата система и сме само на 150 милиона км от нея.

За учените голям интерес представляват слънчевите петна, които възникват, развиват се и изчезват, а вместо изчезнали се появяват нови. Понякога могат да се образуват гигантски петна. Например през април 1947 г. може да се наблюдава сложно петно ​​на Слънцето, чиято площ надвишава земната повърхност 350 пъти! Можеше да се наблюдава с просто око.

Изследване на процесите в централното осветително тяло

Има големи обсерватории, които разполагат със специални телескопи за изучаване на Слънцето. Благодарение на подобно оборудване астрономите могат да разберат какви процеси протичат на Слънцето и как влияят върху живота на земята. Освен това, като изучават слънчевите процеси, учените могат да научат повече за други звездни обекти.

Енергията на Слънцето в повърхностния слой избухва под формата на светлина. Астрономите регистрират значителна разлика в слънчевата активност, както се вижда от слънчевите петна, които се появяват на звездата. Те са по-малко ярки и по-студени области на слънчевия диск в сравнение с общата яркост на фотосферата.

слънчеви образувания

Големите петна са доста сложни. Те се характеризират с полусянка, която обгражда тъмната област на сянката и има диаметър, който е повече от два пъти по-голям от размера на самата сянка. Ако наблюдавате слънчеви петна по ръба на диска на нашето светило, тогава има впечатление, че това е дълбока чиния. Изглежда така, защото газът в петната е по-прозрачен, отколкото в околната атмосфера. Затова погледът ни прониква по-дълбоко. Температура на сянката 3(4) x 103 K.

Астрономите са открили, че основата на типично слънчево петно ​​е на 1500 км под повърхността около него. Това откритие е направено от учени от университета в Глазгоу през 2009 г. Астрономическата група се ръководи от Ф. Уотсън.

Температура на слънчевите образувания

Интересното е, че по размер слънчевите петна могат да бъдат както малки, с диаметър от 1000 до 2000 км, така и гигантски. Размерите на последния са много по-големи от тези на земното кълбо.

Самото петно ​​е мястото, където най-силните магнитни полета влизат във фотосферата. Намалявайки енергийния поток, магнитните полета идват от самата вътрешност на Слънцето. Следователно на повърхността, на местата, където има петна от слънцето, температурата е приблизително 1500 K по-ниска, отколкото на околната повърхност. Съответно тези процеси правят тези места по-малко светли.

Тъмните образувания на Слънцето образуват групи от големи и малки петна, които могат да заемат внушителна площ върху диска на звездата. Моделът на образуванията обаче е нестабилен. Постоянно се променя, тъй като слънчевите петна също са нестабилни. Те, както бе споменато по-горе, възникват, променят се по размер и се разпадат. Животът на групи от тъмни образувания обаче е доста дълъг. Издържа 2-3 слънчеви оборота. Периодът на въртене на самото Слънце продължава приблизително 27 дни.

Открития

Когато Слънцето слезе под хоризонта, можете да видите петна с най-големи размери. Ето как китайските астрономи са изследвали слънчевата повърхност преди 2000 години. В древността се е смятало, че петната са резултат от процеси, протичащи на Земята. През 17 век това мнение е опровергано от Галилео Галилей. Благодарение на използването на телескопа той успява да направи много важни открития:

• относно появата и изчезването на петна;
• за промени в размера и тъмни образувания;
• формата, която черните петна на Слънцето имат, се променя, когато се приближат до границата на видимия диск;
• Изучавайки движението на тъмните петна по слънчевия диск, Галилей доказа въртенето на Слънцето.

Сред всички малки петна обикновено се открояват две големи, които образуват биполярна група.

На 1 септември 1859 г. независимо един от друг двама английски астрономи наблюдават Слънцето в бяла светлина. Те бяха Р. Карингтън и С. Ходжсън. Видяха нещо като светкавица. Внезапно блесна сред една група слънчеви петна. По-късно това явление е наречено слънчево изригване.

Експлозии

Какви са характеристиките на слънчевите изригвания и как възникват? Накратко: това е много мощен взрив на главното светило. Благодарение на него бързо се освобождава огромно количество енергия, натрупана в слънчевата атмосфера. Както знаете, обемът на тази атмосфера е ограничен. Повечето огнища възникват в райони, считани за неутрални. Разположени са между големи биполярни петна.

По правило слънчевите изригвания започват да се развиват с рязко и неочаквано увеличение на яркостта на мястото на изригването. Това е областта на по-ярката и по-гореща фотосфера. Това е последвано от експлозия с катастрофални размери. По време на експлозията плазмата се нагрява от 40 до 100 милиона K. Тези прояви могат да се наблюдават при многократното усилване на ултравиолетовото и рентгеновото лъчение на късите вълни на Слънцето. Освен това нашето светило издава мощен звук и изхвърля ускорени корпускули.

Какви процеси протичат и какво се случва със Слънцето по време на изригвания?

Понякога има такива мощни изригвания, които генерират слънчеви космически лъчи. Протоните на космическите лъчи достигат половината от скоростта на светлината. Тези частици са носители на смъртоносна енергия. Те могат свободно да проникват в корпуса на космическия кораб и да унищожават живи организми на клетъчно ниво. Следователно слънчевите космически кораби представляват голяма опасност за екипажа, който е бил застигнат от внезапна светкавица по време на полета.

И така, Слънцето излъчва радиация под формата на частици и електромагнитни вълни. Общият поток от радиация (видим) остава постоянен през цялото време. И с точност до част от процента. Винаги могат да се наблюдават слаби проблясъци. Големите се случват на всеки няколко месеца. През годините на максимална слънчева активност няколко пъти в месеца се наблюдават големи изригвания.

Изучавайки какво се случва със Слънцето по време на изригвания, астрономите успяха да измерят продължителността на тези процеси. Една малка светкавица продължава от 5 до 10 минути. Най-мощният - до няколко часа. По време на изригването в околослънчевото пространство се изхвърля плазма с маса до 10 милиарда тона. Това освобождава енергия, която е еквивалентна на десетки до стотици милиони водородни бомби! Но мощността дори на най-големите изригвания няма да бъде повече от стотни от процента от мощността на общата слънчева радиация. Ето защо няма забележимо увеличение на яркостта на Слънцето по време на изригване.

слънчеви трансформации

5800 K е приблизително същата температура на повърхността на слънцето, а в центъра достига 16 милиона K. На слънчевата повърхност се наблюдават мехурчета (зърнистост). Могат да се видят само със слънчев телескоп. С помощта на процеса на конвекция, протичащ в слънчевата атмосфера, топлинната енергия се прехвърля от долните слоеве към фотосферата и й придава пенеста структура.

Различна е не само температурата на повърхността на Слънцето и в самия му център, но и плътността с налягане. С дълбочината всички показатели се увеличават. Тъй като температурата в ядрото е много висока, там протича реакция: водородът се превръща в хелий и в този случай се отделя огромно количество топлина. Така Слънцето се предпазва от компресиране от собствената си гравитация.

Интересното е, че нашето светило е една типична звезда. Масата и размерът на слънчевата звезда в диаметър, съответно: 99,9% от масата на обектите в Слънчевата система и 1,4 милиона км. Слънцето, подобно на звезда, има 5 милиарда години живот. Постепенно ще се затопли и ще се увеличи по размер. На теория ще дойде моментът, когато целият водород в централното ядро ​​ще бъде изразходван. Слънцето ще бъде 3 пъти по-голямо от сегашния си размер. В резултат на това ще се охлади и ще се превърне в бяло джудже.

Сергей Богачев

Как са подредени слънчевите петна?

На диска на Слънцето се появи един от най-големите активни региони тази година, което означава, че на Слънцето отново има петна - въпреки факта, че нашата звезда навлиза в период. Докторът на физико-математическите науки Сергей Богачев, служител на лабораторията по рентгенова слънчева астрономия на Физическия институт „Лебедев“, разказва за природата и историята на откриването на слънчеви петна, както и за тяхното влияние върху земната атмосфера.

През първото десетилетие на 17 век италианският учен Галилео Галилей и немският астроном и механик Кристоф Шайнер, приблизително едновременно и независимо един от друг, усъвършенстват изобретения няколко години по-рано далекоглед (или телескоп) и създават на негова основа хелиоскоп - устройство, което ви позволява да наблюдавате Слънцето, като проектирате снимката му на стената. В тези изображения те откриха детайли, които биха могли да бъдат сбъркани с дефекти на стените, ако не се движеха заедно с изображението - малки петна, осеяли повърхността на идеалното (и отчасти божествено) централно небесно тяло - Слънцето. Така слънчевите петна влязоха в историята на науката, а поговорката, че в света няма нищо съвършено: „Има петна по Слънцето“ в живота ни.

Слънчевите петна са основната характеристика, която може да се види на повърхността на нашата звезда без използването на сложни астрономически техники. Видимият размер на петната е около една ъглова минута (размерът на монета от 10 копейки от разстояние 30 метра), което е на границата на разделителната способност на човешкото око. Достатъчно обаче е много просто оптично устройство, увеличаващо само няколко пъти, за да бъдат открити тези обекти, което всъщност се е случило в Европа в началото на 17 век. Отделни наблюдения на петна обаче са се случвали редовно и преди това и често са правени просто с око, но са оставали незабелязани или неразбрани.

Известно време те се опитваха да обяснят природата на петната, без да засягат идеалността на Слънцето, например като облаци в слънчевата атмосфера, но бързо стана ясно, че те са посредствени на слънчевата повърхност. Тяхната природа обаче остава загадка до първата половина на 20 век, когато за първи път са открити магнитни полета на Слънцето и се оказва, че местата на концентрацията им съвпадат с местата, където се образуват петна.

Защо петната изглеждат тъмни? На първо място, трябва да се отбележи, че тяхната тъмнина не е абсолютна. По-скоро е като тъмен силует на човек, стоящ на фона на осветен прозорец, т.е. той се вижда само на фона на много ярка околна светлина. Ако измерите "яркостта" на петното, ще откриете, че то също излъчва светлина, но само на ниво 20-40 процента от нормалната светлина на Слънцето. Този факт е достатъчен за определяне на температурата на петното без никакви допълнителни измервания, тъй като потокът от топлинна радиация от Слънцето е уникално свързан с неговата температура чрез закона на Стефан-Болцман (радиационният поток е пропорционален на температурата на излъчващото тяло на четвърта степен). Ако вземем за единица яркостта на нормалната повърхност на Слънцето с температура около 6000 градуса по Целзий, тогава температурата на слънчевите петна трябва да бъде около 4000-4500 градуса. В интерес на истината, така е - слънчевите петна (и това по-късно беше потвърдено от други методи, например спектроскопски изследвания на радиацията), са просто области от повърхността на Слънцето с по-ниска температура.

Връзката на петна с магнитни полета се обяснява с влиянието на магнитното поле върху температурата на газа. Такова влияние се свързва с наличието на конвективна (кипяща) зона в близост до Слънцето, която се простира от повърхността до дълбочина около една трета от слънчевия радиус. Кипящата слънчева плазма непрекъснато издига гореща плазма от дълбините си към повърхността и по този начин повишава повърхностната температура. В области, където повърхността на Слънцето е пробита от тръби със силно магнитно поле, ефективността на конвекцията се потиска, докато спре напълно. В резултат на това, без презареждане с гореща конвективна плазма, повърхността на Слънцето се охлажда само до температури от порядъка на 4000 градуса. Образува се петно.

Днес петната се изучават главно като центрове на активни слънчеви области, в които се концентрират слънчеви изригвания. Факт е, че магнитното поле, чийто „източник” са петната, внася допълнителни енергийни резерви в слънчевата атмосфера, които са „излишни” за Слънцето и то, като всяка физическа система, стремяща се да минимизира енергията си, се опитва да Отърви се от тях. Тази допълнителна енергия се нарича свободна енергия. Има два основни механизма за изхвърляне на излишната енергия.

Първият е, когато Слънцето просто изхвърли в междупланетното пространство част от атмосферата, която го натежава, заедно с излишните магнитни полета, плазма и течения. Тези явления се наричат ​​изхвърляне на коронална маса. Съответните емисии, разпространяващи се от Слънцето, понякога достигат колосални размери от няколко милиона километра и в частност са основната причина за магнитните бури - въздействието на такъв плазмен съсирек върху магнитното поле на Земята го дисбалансира, кара го да осцилира и също така засилва електрическите токове, протичащи в магнитосферата на Земята, което е същността на магнитната буря.

Вторият начин са слънчевите изригвания. В този случай свободната енергия се изгаря директно в слънчевата атмосфера, но последствията от това могат да достигнат и Земята - под формата на потоци от твърда радиация и заредени частици. Такова въздействие, което има радиационен характер, е една от основните причини за повредата на космическите кораби, както и за полярните сияния.

Не трябва обаче, след като сте намерили място на Слънцето, веднага да се подготвите за слънчеви изригвания и магнитни бури. Доста често срещана е ситуацията, когато появата на петна върху слънчевия диск, дори рекордно големи, не води дори до минимално повишаване на нивото на слънчевата активност. Защо се случва това? Това се дължи на естеството на освобождаването на магнитна енергия на Слънцето. Такава енергия не може да бъде освободена от един магнитен поток, точно както магнит, който лежи на маса, колкото и да се разклаща, няма да създаде слънчево изригване. Трябва да има поне две такива нишки и те трябва да могат да взаимодействат една с друга.

Тъй като една магнитна тръба, проникваща в повърхността на Слънцето на две места, създава две петна, всички групи петна, в които има само две или едно петно, не могат да създават изригвания. Тези групи са формирани от една нишка, която няма с какво да взаимодейства. Такава двойка петна може да бъде гигантска и да съществува на слънчевия диск в продължение на месеци, плашейки Земята със своя размер, но няма да създаде нито едно, дори минимално изригване. Такива групи имат класификация и се наричат ​​Алфа, ако има едно място, или Бета, ако има две.

Сложно слънчево петно ​​от типа Бета-Гама-Делта. Отгоре - петно ​​във видимия диапазон, отдолу - магнитни полета, показани с помощта на инструмента HMI на борда на космическата обсерватория SDO

Ако намерите съобщение за появата на ново петно ​​на Слънцето, не бъдете мързеливи и погледнете вида на групата. Ако това е Алфа или Бета, тогава не е нужно да се притеснявате - Слънцето няма да произведе светкавици или магнитни бури през следващите дни. По-сложен клас е Gamma. Това са групи от слънчеви петна, в които има няколко слънчеви петна със северна и южна полярност. В такава област има поне два взаимодействащи магнитни потока. Съответно такава зона ще загуби магнитна енергия и ще подхрани слънчевата активност. И накрая, последният клас е Beta-Gamma. Това са най-сложните области, с изключително заплетено магнитно поле. Ако такава група се появи в каталога, няма съмнение, че Слънцето ще разнищи тази система поне за няколко дни, изгаряйки енергия под формата на изригвания, включително големи, и изхвърляйки плазма, докато опрости тази система до проста алфа или бета конфигурация.

Но въпреки „ужасяващата“ връзка на петна с изригвания и магнитни бури, не бива да се забравя, че това е едно от най-забележителните астрономически явления, които могат да се наблюдават от повърхността на Земята с любителски инструменти. И накрая, слънчевите петна са много красив обект - просто погледнете техните изображения с висока разделителна способност. Тези, които дори след това не са в състояние да забравят за негативните аспекти на това явление, могат да се утешат от факта, че броят на слънчевите петна на Слънцето все още е сравнително малък (не повече от 1 процент от повърхността на диска, и често много по-малко).

Редица видове звезди, най-малко червените джуджета, "страдат" в много по-голяма степен - до десетки процента от площта може да бъде покрита с петна в тях. Човек може да си представи какво имат хипотетичните обитатели на съответните планетарни системи и отново да се зарадва на това до каква относително спокойна звезда имахме късмета да живеем.

Периодично Слънцето се покрива с тъмни петна по целия периметър. За първи път са открити с невъоръжено око от древни китайски астрономи, а официалното откриване на петната е в началото на 17 век, по време на появата на първите телескопи. Открити са от Кристоф Шайнер и Галилео Галилей.

Галилей, въпреки факта, че Шайнер откри петната по-рано, беше първият, който публикува данни за откритието си. Въз основа на тези петна той успя да изчисли периода на въртене на звездата. Той откри, че Слънцето се върти по същия начин, по който би се въртяло твърдо тяло, а скоростта на въртене на материята му е различна в зависимост от географските ширини.

Към днешна дата е възможно да се определи, че петната са области от по-студена материя, които се образуват в резултат на излагане на висока магнитна активност, която пречи на равномерния поток на гореща плазма. Петната обаче все още не са напълно разбрани.

Например, астрономите не могат да кажат точно какво причинява по-ярките ресни, които заобикалят тъмната част на петното. На дължина те могат да бъдат до две хиляди километра, на ширина до сто и петдесет. Изследването на петна е затруднено от относително малкия им размер. Съществува обаче мнение, че нишките са възходящи и низходящи потоци от газ, образувани в резултат на факта, че горещата материя от недрата на Слънцето се издига на повърхността, където се охлажда и пада обратно. Учените са установили, че низходящите течения се движат със скорост от 3,6 хил. км/ч, докато възходящите течения се движат със скорост около 10,8 хил. км/ч.

Разкрита мистерията на тъмните слънчеви петна

Учените са разбрали естеството на ярките нишки, оформящи тъмните петна на Слънцето. Тъмните петна на Слънцето са области с по-студена материя. Те се появяват, защото много високата магнитна активност на Слънцето може да попречи на равномерния поток от гореща плазма. Към днешна дата обаче много подробности за структурата на петна остават неясни.

По-специално, учените нямат недвусмислено обяснение за природата на по-светлите нишки, обграждащи тъмната част на петното. Дължината на такива нишки може да достигне две хиляди километра, а ширината - 150 километра. Поради относително малкия размер на петното е доста трудно за изучаване. Много астрономи вярваха, че нишките са възходящи и низходящи потоци от газ - гореща материя се издига от недрата на Слънцето към повърхността, където се разпространява, охлажда и пада с голяма скорост.

Авторите на новата работа са наблюдавали звездата с помощта на шведски соларен телескоп с диаметър на главното огледало един метър. Учените са открили тъмни низходящи газови потоци, движещи се със скорост около 3,6 хиляди километра в час, както и ярки възходящи потоци, чиято скорост е била около 10,8 хиляди километра в час.

Наскоро друг екип от учени успя да постигне много значим резултат в изследването на Слънцето - устройствата STEREO-A и STEREO-B на НАСА са разположени около звездата, така че сега специалистите могат да наблюдават триизмерно изображение на Слънцето.

Новини от науката и технологиите

Американският астроном любител Хауърд Ескилдсен наскоро направи снимки на тъмно петно ​​на Слънцето и установи, че петното изглежда прорязва ярък мост от светлина.

Ескилдсен наблюдава слънчевата активност от домашната си обсерватория в Окала, Флорида. На снимките на тъмно петно ​​#1236 той забеляза един интересен феномен. Светъл каньон, наричан още светъл мост, раздели това тъмно петно ​​приблизително наполовина. Изследователят изчислява, че дължината на този каньон е около 20 хиляди км, което е почти два пъти повече от диаметъра на Земята.

Приложих лилав Ca-K филтър, който подчертава ярките магнитни прояви около групата слънчеви петна. Също така беше перфектно видимо как светлинният мост разрязва слънчевото петно ​​на две части, обяснява Ескилдсен феномена.

Естеството на светлинните мостове все още не е напълно разбрано. Тяхната поява много често предвещава разпадането на слънчевите петна. Някои изследователи отбелязват, че светлинните мостове са резултат от кръстосаното пресичане на магнитни полета. Тези процеси са подобни на тези, които причиняват ярки слънчеви изригвания.

Можем да се надяваме, че в близко бъдеще на това място ще се появи ярка светкавица или петно ​​№ 1236 може най-накрая да се раздели наполовина.

Тъмните слънчеви петна са относително студени области на Слънцето, които се появяват там, където силни магнитни полета достигат повърхността на звезда, смятат учените.

НАСА заснема рекордно големи слънчеви петна

Американската космическа агенция е регистрирала големи петна по повърхността на Слънцето. Снимки на слънчеви петна и тяхното описание можете да видите на уебсайта на НАСА.

Наблюденията са извършени на 19 и 20 февруари. Петната, открити от експертите на НАСА, се характеризират с висок темп на растеж. Един от тях нарасна за 48 часа до размер шест пъти по-голям от диаметъра на Земята.

Слънчевите петна се образуват в резултат на повишена активност на магнитното поле. Поради засилването на полето, активността на заредените частици се потиска в тези области, в резултат на което температурата на повърхността на петната се оказва значително по-ниска, отколкото в други области. Това обяснява локалното потъмняване, наблюдавано от Земята.

Слънчевите петна са нестабилни образувания. В случай на взаимодействие с подобни структури с различна полярност, те се срутват, което води до освобождаване на плазмени потоци в околното пространство.

Когато такъв поток достигне Земята, по-голямата част от него се неутрализира от магнитното поле на планетата, а останалата част се оттича към полюсите, където може да се наблюдава под формата на полярни сияния. Мощните слънчеви изригвания могат да повредят сателитите, електрическите уреди и електрическите мрежи на Земята.

Тъмните петна изчезват от слънцето

Учените са притеснени, защото на повърхността на Слънцето не се вижда нито едно тъмно петно, което беше наблюдавано преди няколко дни. И това въпреки факта, че звездата е в средата на 11-годишния цикъл на слънчева активност.

Обикновено тъмните петна се появяват на тези места, където има повишена магнитна активност. Това може да са слънчеви изригвания или изхвърляне на коронална маса, които освобождават енергия. Не е известно какво е причинило такова затишие в периода на активиране на магнитната активност.

Според някои експерти трябваше да се очакват дни без слънчеви петна и това е само временно прекъсване. Например на 14 август 2011 г. на звездата не беше забелязано нито едно тъмно петно, но като цяло годината беше придружена от доста сериозна слънчева активност.

Всичко това подчертава, че учените по същество не знаят какво се случва на Слънцето, те не знаят как да предвидят неговата активност, казва слънчевият физик Тони Филипс.

На същото мнение е и Алекс Йънг от центъра на Goddard Space Flight. Наблюдаваме слънцето в детайли едва от 50 години. Не е толкова дълго, като се има предвид, че е в орбита от 4,5 милиарда години, отбелязва Янг.

Слънчевите петна са основният индикатор за слънчевата магнитна активност. В тъмните области температурата е по-ниска, отколкото в околните области на фотосферата.

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

Лондонската кула - кралска резиденция

Стивън Хокинг: опасните възможности на изкуствения интелект

Пирамидите на Крим

Олмеките - мистерията на Сан Лоренцо

VLA телескоп

Създаването е мотивирано от необходимостта, ясно осъзната в началото на шейсетте години, да има инструмент, способен да изгражда образи и в същото време да притежава максимално...

Текстове за едностранични сайтове

Едностраничните сайтове, както подсказва името им, са една уеб страница, която съдържа максимум полезна информация, за да ...

стволови клетки

Стволовите клетки са може би най-удивителното откритие на науката. Терапията със стволови клетки е откритието на един век в медицината, което може да промени...

Римска баня

Римските бани или баните са едни от най-удивителните структури, достигнали до нас от древността. Термите са възникнали през...

Ремонт на пластмасови прозорци

Някои от основните функции на вашия доставчик на прозорци са да ви информира за качествените материали, използвани в производството на крила, рамки и...

възникване

Появата на слънчево петно: магнитните линии проникват в повърхността на Слънцето

Петната възникват в резултат на смущения в отделни участъци от магнитното поле на Слънцето. В началото на този процес лъч от магнитни линии "пробива" през фотосферата в областта на короната и забавя конвекционното движение на плазмата в гранулационните клетки, предотвратявайки преноса на енергия от вътрешните области навън в тези места. Първо на това място се появява факла, малко по-късно и на запад – малка точка т.нар време е, с размери няколко хиляди километра. В рамките на няколко часа магнитудът на магнитната индукция се увеличава (при първоначални стойности от 0,1 Tesla), а размерът и броят на порите се увеличават. Те се сливат помежду си и образуват едно или повече петна. В периода на най-голяма активност на петната величината на магнитната индукция може да достигне 0,4 тесла.

Продължителността на живота на петна достига няколко месеца, тоест отделни петна могат да се наблюдават по време на няколко оборота на Слънцето около себе си. Именно този факт (движението на наблюдаваните петна по слънчевия диск) послужи като основа за доказване на въртенето на Слънцето и направи възможно извършването на първите измервания на периода на въртене на Слънцето около оста си.

Петната обикновено се образуват на групи, но понякога има едно петно, което живее само няколко дни, или две петна, с магнитни линии, насочени от едното към другото.

Първото, което се появи в такава двойна група, се нарича P-точка (англ. предхождащо), най-старото е F-точка (англ. следващо).

Само половината от петната живеят повече от два дни и само една десета оцелява след 11-дневния праг.

Групите слънчеви петна винаги се простират успоредно на слънчевия екватор.

Имоти

Средната температура на повърхността на Слънцето е около 6000 C (ефективната температура е 5770 K, температурата на излъчване е 6050 K). Централната, най-тъмната област на петната има температура само около 4000 C, външните области на петната, граничещи с нормалната повърхност, са от 5000 до 5500 C. Въпреки факта, че температурата на петната е по-ниска, техните веществото все още излъчва светлина, макар и в по-малка степен от останалата повърхност. Именно поради тази температурна разлика при наблюдение възниква впечатлението, че петната са тъмни, почти черни, въпреки че всъщност те също светят, но блясъкът им се губи на фона на по-ярък слънчев диск.

Слънчевите петна са области на най-голяма активност на Слънцето. Ако има много петна, тогава има голяма вероятност магнитните линии да се свържат отново - линиите, преминаващи вътре в една група петна, се рекомбинират с линии от друга група петна, които имат противоположна полярност. Видимият резултат от този процес е слънчево изригване. Изблик на радиация, достигайки Земята, причинява силни смущения в нейното магнитно поле, нарушава работата на сателитите и дори засяга обекти, разположени на планетата. Поради смущения в магнитното поле, вероятността от полярно сияние на ниски географски ширини се увеличава. Йоносферата на Земята също е подложена на колебания в слънчевата активност, което се проявява в промяна в разпространението на късите радиовълни.

В години, когато има малко слънчеви петна, размерът на Слънцето намалява с 0,1%. Годините между 1645 и 1715 (Маундер Ниско) са известни с глобалното охлаждане и се наричат ​​Малката ледникова епоха.

Класификация

Петната се класифицират в зависимост от продължителността на живота, размера, местоположението.

Етапи на развитие

Локалното усилване на магнитното поле, както беше споменато по-горе, забавя движението на плазмата в конвекционните клетки, като по този начин забавя преноса на топлина към повърхността на Слънцето. Охлаждането на засегнатите от този процес гранули (с около 1000 С) води до тяхното потъмняване и образуване на единично петно. Някои от тях изчезват след няколко дни. Други се развиват в биполярни групи от две петна с магнитни линии с противоположна полярност. От тях могат да се образуват групи от много петна, които при по-нататъшно увеличаване на площта полусянкаобединяват до стотици петна, достигащи размери от стотици хиляди километри. След това се наблюдава бавно (в продължение на няколко седмици или месеци) намаляване на активността на петната и техният размер намалява до малки двойни или единични точки.

Най-големите групи слънчеви петна винаги имат свързана група в другото полукълбо (северно или южно). Магнитните линии в такива случаи излизат от петна в едното полукълбо и влизат в петна в другото.

цикличност

Реконструкция на слънчевата активност за 11 000 години

Слънчевият цикъл е свързан с честотата на слънчевите петна, тяхната активност и продължителност на живота. Един цикъл обхваща приблизително 11 години. По време на периоди на минимална активност на слънчевите петна има много малко или никакви слънчеви петна, докато по време на периоди на максимална активност може да има няколкостотин от тях. В края на всеки цикъл полярността на слънчевото магнитно поле се обръща, така че е по-правилно да се говори за 22-годишен слънчев цикъл.

Продължителност на цикъла

11 години е приблизителен период от време. Въпреки че продължава средно 11,04 години, има цикли с дължина от 9 до 14 години. Средните стойности също се променят през вековете. И така, през 20-ти век средната продължителност на цикъла е била 10,2 години. Твърди се, че минимумът на Маундер (заедно с други минимуми на активност) увеличава цикъла от порядъка на сто години. От анализи на изотопа Be 10 в гренландския лед са получени данни, че през последните 10 000 години е имало повече от 20 такива дълги минимума.

Продължителността на цикъла не е постоянна. Швейцарският астроном Макс Валдмайер твърди, че преходът от минимална към максимална слънчева активност се случва толкова по-бързо, колкото по-голям е максималният брой слънчеви петна, регистрирани в този цикъл.

Начало и край на цикъла

Пространствено-времево разпределение на магнитното поле върху повърхността на Слънцето.

В миналото за начало на цикъла се е смятал моментът, в който слънчевата активност е била в минималната си точка. Благодарение на съвременните методи за измерване стана възможно да се определи промяната в полярността на слънчевото магнитно поле, така че сега моментът на промяна в полярността на петната се приема за начало на цикъла.

Циклите са идентифицирани по сериен номер, като се започне с първия, отбелязан през 1749 г. от Йохан Рудолф Волф. Настоящият цикъл (април 2009) е номер 24.

Данни за последните слънчеви цикли
номер на цикъл	Начална година и месец	Година и месец на максимума	Максимален брой петна
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.

През 19 век и до около 1970 г. имаше предположения, че има периодичност в максималния брой слънчеви петна. Тези 80-годишни цикли (с най-малките максимуми на слънчевите петна през 1800-1840 г. и 1890-1920 г.) в момента са свързани с конвекционни процеси. Други хипотези говорят за съществуването на още по-големи, 400-годишни цикли.

Литература

• Космическа физика. Малка енциклопедия, Москва: Съветска енциклопедия, 1986 г

слънце
Структура	Ядро · Лъчиста трансферна зона · конвективна зона
атмосфера	Фотосфера · Хромосфера · слънчева корона
Разширено структура	Хелиосфера (Хелиосферен токов лист · граница на ударна вълна) · хелиосферна мантия · хелиопауза · носова ударна вълна
отнасящи се до слънцето явления	коронални дупки · Коронални бримки · изхвърляне на коронална маса · Слънчево затъмнение · слънчеви петна · слънчев факел · Гранули · Вълните на Муртън · Известност · Слънчева радиация (слънчеви вариации) · Спикули · Супергранулация · слънчев вятър · слънчево изригване
Свързани теми	слънчева система · слънчево динамо
Спектрален клас:

Фондация Уикимедия. 2010 г.

Вижте какво са "слънчеви петна" в други речници:

См … Речник на синонимите

Като слънцето в небето, на същото слънце те изсъхнаха, петна на слънце, петна на слънце .. Речник на руските синоними и изрази, подобни по значение. под. изд. Н. Абрамова, М .: Руски речници, 1999. слънце, слънце, (най-близко до нас) звезда, пархелион, ... ... Речник на синонимите

Този термин има други значения, вижте Слънце (значения). Слънце ... Уикипедия

в тези области.

Броят на слънчевите петна (и свързаното с тях число на Волф) е един от основните индикатори за слънчевата магнитна активност.

Енциклопедичен YouTube

1 / 2

✪ Физика на Слънцето; слънчеви петна (разказ на Владимир Обридко)

✪ Слънчеви петна на 26.08.2011 г. Москва 14:00 .avi

субтитри

История на обучението

Първите съобщения за слънчеви петна датират от 800 г. пр.н.е. д. в Китай .

Петната са нарисувани за първи път през 1128 г. в хрониката на Джон от Уорчестър.

Първото известно споменаване на слънчеви петна в древната руска литература се съдържа в Никоновата хроника, в записи, датиращи от втората половина на 14 век:

имаше знамение на небето, слънцето беше като кръв и според него местата са черни

бъди знак на слънцето, местата са черни на слънцето като гвоздеи и тъмнината беше голяма

Първите проучвания се фокусираха върху природата на петната и тяхното поведение. Въпреки факта, че физическата природа на петната остава неясна до 20 век, наблюденията продължават. До 19-ти век вече е имало достатъчно дълга поредица от петна за наблюдение, за да забележите периодични промени в активността на Слънцето. През 1845 г. Д. Хенри и С. Александър (англ. С Александър) от Принстънския университет проведе наблюдения на Слънцето с помощта на специален термометър (en:thermopile) и установи, че интензивността на излъчване на петна, в сравнение с околните райони на Слънцето, е намалена.

възникване

Петната възникват в резултат на смущения в отделни участъци от магнитното поле на Слънцето. В началото на този процес тръбите на магнитното поле „пробиват“ през фотосферата в областта на короната и силното поле потиска конвективното движение на плазмата в гранулите, предотвратявайки трансфера на енергия от вътрешните области навън в тези места. Първо на това място се появява факла, малко по-късно и на запад - малка точка, т.нар време е, с размери няколко хиляди километра. В рамките на няколко часа магнитудът на магнитната индукция нараства (при първоначални стойности от 0,1 Tesla), размерът и броят на порите се увеличават. Те се сливат помежду си и образуват едно или повече петна. В периода на най-голяма активност на петната величината на магнитната индукция може да достигне 0,4 тесла.

Продължителността на живота на петна достига няколко месеца, тоест отделни групи петна могат да се наблюдават по време на няколко оборота на Слънцето. Именно този факт (движението на наблюдаваните петна по слънчевия диск) послужи като основа за доказване на въртенето на Слънцето и направи възможно извършването на първите измервания на периода на въртене на Слънцето около оста си.

Петната обикновено се образуват на групи, но понякога има едно петно, което живее само няколко дни, или биполярна група: две петна с различна магнитна полярност, свързани с линии на магнитно поле. Западното петно ​​в такава биполярна група се нарича "водещо", "глава" или "P-точка" (от англ. предходно), източното - "роб", "опашка" или "F-точка" (от английски след).

Само половината от петната живеят повече от два дни, а само една десета - повече от 11 дни.

В началото на 11-годишния цикъл на слънчева активност петна върху Слънцето се появяват на високи хелиографски ширини (от порядъка на ±25-30°), а с напредването на цикъла петната мигрират към слънчевия екватор, достигайки шир. от ±5-10° в края на цикъла. Тази закономерност се нарича "закон на Шперер".

Групите слънчеви петна са ориентирани приблизително успоредно на слънчевия екватор, но има известен наклон на оста на групата спрямо екватора, който има тенденция да се увеличава за групи, разположени по-далеч от екватора (т.нар. "закон на Джой").

Имоти

Повърхността на Слънцето в района, където се намира петното, се намира приблизително на 500-700 км по-ниско от повърхността на околната фотосфера. Това явление се нарича "депресия на Уилсън".

Слънчевите петна са области на най-голяма активност на Слънцето. Ако има много петна, тогава има голяма вероятност да се случи повторно свързване на магнитни линии - линиите, преминаващи вътре в една група петна, се рекомбинират с линии от друга група петна с противоположна полярност. Видимият резултат от този процес е слънчево изригване. Изблик на радиация, достигайки Земята, причинява силни смущения в нейното магнитно поле, нарушава работата на сателитите и дори засяга обекти, разположени на планетата. Поради нарушения на магнитното поле на Земята, вероятността от полярно сияние в ниски географски ширини се увеличава. Йоносферата на Земята също е подложена на колебания в слънчевата активност, което се проявява в промяна в разпространението на късите радиовълни.

Класификация

Петната се класифицират в зависимост от продължителността на живота, размера, местоположението.

Етапи на развитие

Локалното усилване на магнитното поле, както беше споменато по-горе, забавя движението на плазмата в конвекционните клетки, като по този начин забавя преноса на топлина към повърхността на Слънцето. Охлаждането на засегнатите от този процес гранули (с около 1000 °C) води до тяхното потъмняване и образуване на единично петно. Някои от тях изчезват след няколко дни. Други се развиват в биполярни групи от две петна с магнитни линии с противоположна полярност. От тях могат да се образуват групи от много петна, които при по-нататъшно увеличаване на площта полусянкаобединяват до стотици петна, достигащи размери от стотици хиляди километри. След това се наблюдава бавно (в продължение на няколко седмици или месеци) намаляване на активността на петната и техният размер намалява до малки двойни или единични точки.

Най-големите групи слънчеви петна винаги имат свързана група в другото полукълбо (северно или южно). Магнитните линии в такива случаи излизат от петна в едното полукълбо и влизат в петна в другото.

Размери на петна група

Размерът на група от петна обикновено се характеризира с нейния геометричен размер, както и с броя на петната, включени в нея, и тяхната обща площ.

В група може да има от едно до сто и половина или повече петна. Груповите площи, които удобно се измерват в милионни от площта на слънчевото полукълбо (m.s.p.), варират от няколко m.s.p. до няколко хиляди m.s.p.

Слънчевият цикъл е свързан с честотата на слънчевите петна, тяхната активност и продължителност на живота. Един цикъл обхваща приблизително 11 години. По време на периоди на минимална активност на слънчевите петна има много малко или никакви слънчеви петна, докато по време на периоди на максимална активност може да има няколкостотин от тях. В края на всеки цикъл полярността на слънчевото магнитно поле се обръща, така че е по-правилно да се говори за 22-годишен слънчев цикъл.

Продължителност на цикъла

Въпреки че средният цикъл на слънчева активност продължава около 11 години, има цикли с дължина от 9 до 14 години. Средните стойности също се променят през вековете. Така през 20 век средната продължителност на цикъла е била 10,2 години.

Формата на цикъла не е постоянна. Швейцарският астроном Макс Валдмайер твърди, че преходът от минимална към максимална слънчева активност става толкова по-бързо, колкото по-голям е максималният брой слънчеви петна, регистрирани в този цикъл (така нареченото „правило на Валдмайер“).

Начало и край на цикъла

В миналото за начало на цикъла се е считал моментът, когато слънчевата активност е била в минималната си точка. Благодарение на съвременните методи за измерване стана възможно да се определи промяната в полярността на слънчевото магнитно поле, така че сега моментът на промяна в полярността на петната се приема за начало на цикъла. [ ]

Номерирането на циклите е предложено от R. Wolf. Първият цикъл, според това номериране, започва през 1749 г. През 2009 г. започна 24-ият слънчев цикъл.

Данни за последните слънчеви цикли

номер на цикъл	Начална година и месец	Година и месец на максимума	Максимален брой петна
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*

• Последен ред данни - прогноза

Има периодична промяна на максималния брой слънчеви петна с характерен период от около 100 години („веков цикъл“). Последните спадове на този цикъл са били около 1800-1840 и 1890-1920. Има предположение за съществуването на цикли с още по-голяма продължителност.