Čo sú slnečné škvrny? Čo veda vie o slnečných škvrnách. Tmavé škvrny na slnku Slnečné škvrny sa tvoria v ktorej sfére

Žiadny živý tvor nemôže rásť bez slnečného žiarenia. Všetko zvädne, najmä rastliny. Dokonca aj prírodné zdroje – uhlie, zemný plyn, ropa – sú formou slnečnej energie, ktorá bola uskladnená. Dokazuje to uhlík v nich obsiahnutý, nahromadený rastlinami. Akékoľvek zmeny vo výrobe energie zo Slnka podľa vedcov nevyhnutne povedú k zmene klímy na Zemi. Čo vieme o týchto zmenách? Čo sú slnečné škvrny, erupcie a aké sú dôsledky ich výskytu pre nás?

Zdroj života

Hviezda menom Slnko je naším zdrojom tepla a energie. Vďaka tomuto svietidlu je na Zemi udržiavaný život. O Slnku vieme viac ako o ktorejkoľvek inej hviezde. Je to pochopiteľné, veď sme súčasťou slnečnej sústavy a nachádzame sa len 150 miliónov km od nej.

Pre vedcov sú veľmi zaujímavé slnečné škvrny, ktoré vznikajú, vyvíjajú sa a zanikajú a namiesto zmiznutých sa objavujú nové. Niekedy sa môžu vytvoriť obrovské škvrny. Napríklad v apríli 1947 bolo možné na Slnku pozorovať zložitú škvrnu s plochou 350-krát väčšou ako zemský povrch! Dalo sa to pozorovať voľným okom.

Štúdium procesov na centrálnom svietidle

Existujú veľké observatóriá, ktoré majú k dispozícii špeciálne teleskopy na štúdium Slnka. Vďaka takýmto zariadeniam môžu astronómovia zistiť, aké procesy prebiehajú na Slnku a ako ovplyvňujú život na Zemi. Navyše, vďaka štúdiu slnečných procesov sa vedci môžu dozvedieť viac o iných hviezdnych objektoch.

Energia Slnka v povrchovej vrstve vybuchne vo forme svetla. Astronómovia zaznamenávajú výrazný rozdiel v slnečnej aktivite, čoho dôkazom sú slnečné škvrny objavujúce sa na slnku. Predstavujú menej svetlé a chladnejšie oblasti slnečného disku v porovnaní s celkovou jasnosťou fotosféry.

Slnečné útvary

Veľké škvrny sú dosť komplikované. Vyznačujú sa čiastočným odtieňom, ktorý obklopuje tmavú oblasť tieňa a má priemer viac ako dvojnásobok veľkosti samotného tieňa. Ak pozorujete slnečné škvrny na okraji disku našej hviezdy, máte dojem, že ide o hlbokú misku. Vyzerá to tak, pretože plyn v škvrnách je priehľadnejší ako v okolitej atmosfére. Preto náš pohľad preniká hlbšie. Teplota v tieni 3 (4) x 10 3 K.

Astronómovia zistili, že základňa typickej slnečnej škvrny je 1500 km pod povrchom, ktorý ju obklopuje. Tento objav urobili vedci z University of Glasgow v roku 2009. Astronomickú skupinu viedol F. Watson.

Teplota slnečných útvarov

Zaujímavosťou je, že najväčšie slnečné škvrny sú jednak malé, s priemerom 1000 až 2000 km, jednak gigantické. Veľkosti posledne menovaných sú oveľa väčšie ako tie na svete.

Samotná škvrna je miestom, kde do fotosféry vstupujú najsilnejšie magnetické polia. Znížením toku energie vychádzajú magnetické polia zo samotných hlbín slnka. Preto na povrchu, v miestach, kde sú škvrny na slnku, je teplota asi o 1500 K nižšia ako na okolitom povrchu. Preto tieto procesy spôsobujú, že tieto miesta sú menej svetlé.

Tmavé útvary na Slnku tvoria skupiny veľkých a malých škvŕn, ktoré môžu zaberať pôsobivú plochu na disku svietidla. Obraz útvarov je však nestabilný. Neustále sa mení, keďže škvrny na Slnku sú tiež nestabilné. Ako je uvedené vyššie, vznikajú, menia sa vo veľkosti a rozpadajú sa. Životnosť skupín tmavých útvarov je však dosť dlhá. Vydrží 2-3 solárne otáčky. Samotná slnečná rotácia trvá približne 27 dní.

Objavy

Keď slnko klesne pod horizont, možno vidieť najväčšie škvrny. Takto študovali astronómovia z Číny slnečný povrch pred 2000 rokmi. V dávnych dobách sa verilo, že škvrny sú dôsledkom procesov prebiehajúcich na Zemi. V 17. storočí tento názor vyvrátil Galileo Galilei. Vďaka použitiu ďalekohľadu sa mu podarilo urobiť veľa dôležitých objavov:

• o výskyte a zmiznutí škvŕn;
• zmeny veľkosti a tmavé formácie;
• tvar čiernych škvŕn na Slnku sa mení, keď sa priblížia k hranici viditeľného disku;
• Štúdiom pohybu tmavých škvŕn na slnečnom disku Galileo dokázal rotáciu Slnka.

Medzi všetkými malými škvrnami sa zvyčajne rozlišujú dve veľké, ktoré tvoria bipolárnu skupinu.

V roku 1859, 1. septembra, dvaja anglickí astronómovia nezávisle na sebe pozorovali Slnko v bielom svetle. Boli to R. Carrington a S. Hodgson. Videli niečo ako blesk. Medzi jednou skupinou slnečných škvŕn sa nečakane zablyslo. Neskôr sa tento jav nazval slnečná erupcia.

Výbuchy

Aké sú vlastnosti slnečných erupcií a ako vznikajú? Stručne povedané: toto je veľmi silný výbuch na hlavnom svietidle. Vďaka nemu sa rýchlo uvoľňuje obrovské množstvo energie, ktorá sa nahromadila v slnečnej atmosfére. Ako viete, objem tejto atmosféry je obmedzený. Ohniská sa najčastejšie vyskytujú v oblastiach považovaných za neutrálne. Nachádzajú sa medzi veľkými bipolárnymi škvrnami.

Slnečné erupcie sa spravidla začínajú vyvíjať s prudkým a neočakávaným zvýšením jasu v oblasti erupcie. Toto je oblasť svetlejšej a teplejšej fotosféry. Potom nastáva výbuch katastrofálnych rozmerov. Pri výbuchu sa plazma zahreje od 40 do 100 miliónov K. Tieto prejavy možno pozorovať pri mnohonásobnom zosilnení ultrafialového a röntgenového žiarenia krátkych vĺn Slnka. Okrem toho naše svietidlo vydáva silný zvuk a vystreľuje zrýchlené krvinky.

Aké procesy prebiehajú a čo sa deje so Slnkom počas erupcií?

Niekedy sú také silné erupcie, ktoré generujú slnečné kozmické lúče. Protóny kozmického žiarenia dosahujú polovičnú rýchlosť svetla. Tieto častice sú nositeľmi smrtiacej energie. Môžu voľne prenikať do trupu kozmickej lode a ničiť živé organizmy na bunkovej úrovni. Slnečné kozmické lode preto predstavujú vysoké nebezpečenstvo pre posádku, ktorú počas letu prekonala náhla erupcia.

Slnko teda vyžaruje žiarenie vo forme častíc a elektromagnetických vĺn. Celkový tok žiarenia (viditeľný) zostáva po celý čas konštantný. Navyše s presnosťou na zlomky percent. Vždy je možné pozorovať slabé záblesky. Veľké sa vyskytujú každých pár mesiacov. Počas rokov maximálnej slnečnej aktivity sú veľké erupcie pozorované niekoľkokrát za mesiac.

Štúdiom toho, čo sa deje so Slnkom počas erupcií, astronómovia dokázali zmerať trvanie týchto procesov. Malý záblesk trvá 5 až 10 minút. Najvýkonnejší - až niekoľko hodín. Pri erupcii je do priestoru okolo Slnka vyvrhnutá plazma s hmotnosťou až 10 miliárd ton. V tomto prípade sa uvoľňuje energia, ktorá má ekvivalent desiatok až stoviek miliónov vodíkových bômb! Ale sila aj tých najväčších erupcií nebude väčšia ako stotiny percenta sily celkového slnečného žiarenia. To je dôvod, prečo nedochádza k výraznému zvýšeniu svietivosti Slnka počas erupcie.

Solárne konverzie

5800 K je približne rovnaká teplota na povrchu slnka a v strede dosahuje 16 miliónov K. Na slnečnom povrchu sú pozorované bubliny (zrnitosť). Je možné ich pozorovať iba pomocou slnečného ďalekohľadu. Procesom konvekcie v slnečnej atmosfére sa tepelná energia prenáša zo spodných vrstiev do fotosféry a dáva jej penovú štruktúru.

Rozdielna je nielen teplota na povrchu Slnka a v jeho samom strede, ale aj hustota s tlakom. Všetky ukazovatele sa zvyšujú s hĺbkou. Keďže teplota v jadre je veľmi vysoká, prebieha tam reakcia: vodík sa mení na hélium a uvoľňuje sa obrovské množstvo tepla. Slnko je teda chránené pred stláčaním vlastnou gravitáciou.

Je zaujímavé, že naša hviezda je jedna typická hviezda. Hmotnosť a veľkosť hviezdy Slnko v tomto poradí: 99,9% hmotnosti objektov v slnečnej sústave a 1,4 milióna km. Slnko má 5 miliárd rokov, aby žilo ako hviezda. Postupne sa zahreje a zväčší sa. Teoreticky príde moment, keď sa všetok vodík v centrálnom jadre spotrebuje. Slnko bude 3-krát väčšie ako súčasná veľkosť. V dôsledku toho sa ochladí a zmení sa na bieleho trpaslíka.

Sergej Bogačev

Ako fungujú slnečné škvrny

Jedna z najväčších aktívnych oblastí tohto roku sa objavila na disku Slnka, čo znamená, že na Slnku sú opäť škvrny – napriek tomu, že naša hviezda vstupuje do obdobia. Sergej Bogačev, doktor fyziky a matematiky, zamestnanec Laboratória röntgenovej astronómie Slnka FIAN, doktor fyzikálnych a matematických vied, hovorí o podstate a histórii detekcie slnečných škvŕn, ako aj o ich vplyve na zemskú atmosféru.

V prvom desaťročí 17. storočia taliansky vedec Galileo Galilei a nemecký astronóm a mechanik Christoph Scheiner približne súčasne a nezávisle od seba zdokonalili ďalekohľad (alebo ďalekohľad) vynájdený o niekoľko rokov skôr a na jeho základe vytvorili helioskop - zariadenie, ktoré umožňuje pozorovať Slnko premietaním jeho obrazu na stenu. Na týchto snímkach objavili detaily, ktoré by sa dali pomýliť s defektmi steny, ak by s obrázkom nehýbali – malé škvrny bodkované na povrchu ideálneho (a čiastočne božského) centrálneho nebeského telesa – Slnka. Slnečné škvrny tak vstúpili do dejín vedy a v našom živote je príslovie, že na svete nie je nič dokonalé: "A na Slnku sú slnečné škvrny."

Slnečné škvrny sú hlavným znakom, ktorý možno vidieť na povrchu našej hviezdy bez použitia sofistikovaných astronomických techník. Viditeľné rozmery škvŕn sú rádovo jedna oblúková minúta (veľkosť 10-kopeckej mince zo vzdialenosti 30 metrov), čo je na hranici rozlišovacej schopnosti ľudského oka. Na odhalenie týchto objektov však stačí veľmi jednoduché optické zariadenie, len párkrát zväčšujúce, čo sa v skutočnosti stalo v Európe začiatkom 17. storočia. Samostatné pozorovania škvŕn sa však pravidelne vyskytovali aj predtým a často sa robili jednoducho okom, ale zostali nepovšimnuté alebo nepochopené.

Nejaký čas sa pokúšali vysvetliť povahu škvŕn bez toho, aby to ovplyvnilo idealitu Slnka, napríklad ako oblaky v slnečnej atmosfére, ale rýchlo sa ukázalo, že so slnečným povrchom súvisia len priemerne. Ich povaha však zostala záhadou až do prvej polovice 20. storočia, kedy boli prvýkrát objavené magnetické polia na Slnku a ukázalo sa, že miesta ich koncentrácie sa zhodujú s miestami vzniku škvŕn.

Prečo vyzerajú škvrny tmavé? V prvom rade si treba uvedomiť, že ich temnota nie je absolútna. Podobá sa skôr na tmavú siluetu človeka stojaceho na pozadí osvetleného okna, to znamená, že je viditeľná len na pozadí veľmi jasného okolitého svetla. Ak zmeriate „jas“ škvrny, zistíte, že aj vyžaruje svetlo, ale len na úrovni 20-40 percent normálneho svetla Slnka. Táto skutočnosť postačuje na určenie teploty bodu bez akýchkoľvek dodatočných meraní, pretože tepelný tok žiarenia zo Slnka je jednoznačne spojený s jeho teplotou prostredníctvom Stefanovho-Boltzmannovho zákona (tok žiarenia je úmerný teplote vyžarujúceho telesa až 4. moc). Ak za jednotku dáme jas obyčajného povrchu Slnka s teplotou okolo 6000 stupňov Celzia, tak teplota slnečných škvŕn by mala byť okolo 4000-4500 stupňov. V skutočnosti je to tak - slnečné škvrny (a to bolo neskôr potvrdené inými metódami, napríklad spektroskopickými štúdiami žiarenia), sú jednoducho časti povrchu Slnka s nižšou teplotou.

Spojenie škvŕn s magnetickými poľami sa vysvetľuje vplyvom magnetického poľa na teplotu plynu. Tento vplyv je spojený s prítomnosťou konvekčnej (varnej) zóny na Slnku, ktorá siaha od povrchu do hĺbky asi tretiny slnečného polomeru. Var slnečnej plazmy neustále dvíha horúcu plazmu z jej vnútra na povrch a tým zvyšuje povrchovú teplotu. V oblastiach, kde je povrch Slnka prepichnutý trubicami silného magnetického poľa, je účinnosť konvekcie potlačená až do úplného zastavenia. Výsledkom je, že bez toho, aby bol napájaný horúcou konvekčnou plazmou, povrch Slnka sa ochladzuje na teploty rádovo 4000 stupňov. Vytvára sa škvrna.

Dnes sú škvrny študované hlavne ako centrá aktívnych slnečných oblastí, v ktorých sa sústreďujú slnečné erupcie. Faktom je, že magnetické pole, ktorého „zdrojom“ sú škvrny, prináša do atmosféry Slnka dodatočné zásoby energie, ktoré sú pre Slnko „nepotrebné“ a ono, ako každý fyzikálny systém, ktorý sa snaží minimalizovať svoju energiu , snaží sa ich zbaviť. Táto dodatočná energia sa nazýva voľná energia. Existujú dva hlavné mechanizmy na odvádzanie prebytočnej energie.

Prvým je, keď Slnko jednoducho vyhodí do medziplanetárneho priestoru časť atmosféry, ktorá ho zaťažuje, spolu s prebytočnými magnetickými poľami, plazmou a prúdmi. Tieto javy sa nazývajú výrony koronálnej hmoty. Zodpovedajúce emisie, šíriace sa zo Slnka, dosahujú niekedy kolosálne rozmery niekoľko miliónov kilometrov a sú najmä hlavnou príčinou magnetických búrok – dopad takejto plazmovej zrazeniny na magnetické pole Zeme ju vyvedie z rovnováhy, rozvibruje a zvyšuje aj elektrické prúdy prúdiace v magnetosfére Zeme, čo je podstatou magnetickej búrky.

Druhým spôsobom sú slnečné erupcie. Voľná ​​energia sa v tomto prípade spaľuje priamo v slnečnej atmosfére, no následky toho môžu zasiahnuť aj Zem – v podobe prúdov tvrdého žiarenia a nabitých častíc. Takýto dopad, ktorý má radiačnú povahu, je jedným z hlavných dôvodov zlyhania kozmických lodí, ale aj polárnych žiaroviek.

Po nájdení miesta na Slnku sa však neoplatí okamžite sa pripraviť na slnečné erupcie a magnetické búrky. Pomerne bežná je situácia, keď výskyt slnečných škvŕn na Slnečnom disku, dokonca aj rekordne veľkých, nevedie ani k minimálnemu zvýšeniu úrovne slnečnej aktivity. Prečo sa to deje? Je to spôsobené povahou uvoľňovania magnetickej energie na Slnku. Takáto energia sa nedá uvoľniť z jediného magnetického toku, rovnako ako magnet ležiaci na stole, nech je akokoľvek otrasený, nevytvorí žiadnu slnečnú erupciu. Mali by existovať aspoň dva takéto prúdy a mali by byť schopné vzájomnej interakcie.

Keďže jedna magnetická trubica, ktorá preráža povrch Slnka na dvoch miestach, vytvára dve škvrny, potom všetky skupiny škvŕn, v ktorých sú iba dve alebo jedna škvrna, nie sú schopné vytvárať záblesky. Tieto skupiny sú tvorené jedným vláknom, ktoré nemá s čím interagovať. Takáto dvojica škvŕn môže byť gigantická a na disku Slnka existovať celé mesiace, vystrašiť Zem svojou veľkosťou, no nevytvorí jedinú, čo i len minimálnu erupciu. Takéto skupiny majú klasifikáciu a nazývajú sa typ Alfa, ak je jedno miesto, alebo Beta, ak sú dve.

Komplexná slnečná škvrna typu Beta-Gamma-Delta. Hore - bod vo viditeľnom rozsahu, dole - magnetické polia zobrazené prístrojom HMI na palube vesmírneho observatória SDO

Ak nájdete správu o výskyte novej škvrny na Slnku, nebuďte leniví a pozrite sa na typ skupiny. Ak je to alfa alebo beta, potom sa nemôžete obávať - ​​Slnko nebude v najbližších dňoch produkovať žiadne erupcie ani magnetické búrky. Zložitejšou triedou je Gamma. Ide o skupiny slnečných škvŕn, v ktorých je niekoľko slnečných škvŕn severnej a južnej polarity. V takejto oblasti existujú aspoň dva interagujúce magnetické toky. V súlade s tým takáto oblasť stratí magnetickú energiu a poháňa slnečnú aktivitu. A nakoniec posledná trieda je Beta Gamma. Toto sú najťažšie oblasti s extrémne neprehľadným magnetickým poľom. Ak sa takáto skupina objavila v katalógu, niet pochýb o tom, že Slnko bude tento systém rozmotávať minimálne na niekoľko dní, spaľovať energiu vo forme erupcií, vrátane veľkých, a vyvrhovať plazmu, kým tento systém nezjednoduší na jednoduchú Alfu. alebo Beta konfigurácia.

Napriek „desivému“ spojeniu škvŕn s erupciami a magnetickými búrkami však netreba zabúdať, že ide o jeden z najpozoruhodnejších astronomických úkazov, ktoré možno pozorovať z povrchu Zeme na amatérskych prístrojoch. Napokon, slnečné škvrny sú veľmi krásny objekt – stačí sa pozrieť na ich obrázky vo vysokom rozlíšení. Tí, ktorí ani potom nedokážu zabudnúť na negatívne stránky tohto javu, sa môžu utešiť faktom, že počet škvŕn na Slnku je stále relatívne malý (nie viac ako 1 percento povrchu disku a často oveľa menej).

V oveľa väčšej miere „trpí“ množstvo typov hviezd, minimálne červených trpaslíkov – škvrny v nich môžu pokrývať až desiatky percent plochy. Môžete si predstaviť, čo majú hypotetickí obyvatelia zodpovedajúcich planetárnych systémov, a ešte raz sa radujte, vedľa ktorej relatívne pokojnej hviezdy sme mali to šťastie žiť.

Slnko je pravidelne pokryté tmavými škvrnami po celom svojom obvode. Prvýkrát ich objavili voľným okom starí čínski astronómovia, pričom k oficiálnemu objavu škvŕn došlo začiatkom 17. storočia, počas objavenia sa prvých ďalekohľadov. Objavili ich Christoph Scheiner a Galileo Galilei.

Galileo, napriek tomu, že Scheiner objavil škvrny skôr, ako prvý zverejnil údaje o svojom objave. Na základe týchto škvŕn dokázal vypočítať periódu rotácie hviezdy. Zistil, že Slnko rotuje rovnako ako pevné teleso a rýchlosť rotácie jeho hmoty je rôzna v závislosti od zemepisných šírok.

Doposiaľ bolo možné určiť, že škvrny sú oblasti chladnejšej látky, ktoré vznikajú v dôsledku pôsobenia vysokej magnetickej aktivity, ktorá interferuje s rovnomerným prúdom rozžeravenej plazmy. Spoty však stále nie sú úplne pochopené.

Napríklad astronómovia nemôžu s istotou povedať, čo spôsobuje jasnejší okraj, ktorý obklopuje tmavšiu časť slnečnej škvrny. Na dĺžku môžu mať až dvetisíc kilometrov, na šírku až stopäťdesiat. Štúdiu škvŕn bráni ich relatívne malá veľkosť. Predpokladá sa však, že vlákna sú vzostupné a zostupné prúdy plynu, ktoré vznikajú v dôsledku skutočnosti, že horúca hmota z vnútra Slnka stúpa na povrch, kde sa ochladzuje a klesá späť nadol. Vedci zistili, že zostupné prúdy sa pohybujú rýchlosťou 3,6 tisíc km/h, zatiaľ čo stúpavé prúdy sa pohybujú rýchlosťou asi 10,8 tisíc km/h.

Vyriešil záhadu tmavých škvŕn na Slnku

Vedci zistili povahu jasných šnúr, ktoré tvoria tmavé škvrny na Slnku. Tmavé škvrny na Slnku sú oblasti chladnejšej hmoty. Objavujú sa v dôsledku skutočnosti, že veľmi vysoká magnetická aktivita Slnka môže brániť rovnomernému toku horúcej plazmy. K dnešnému dňu však mnohé podrobnosti o štruktúre škvŕn zostávajú nejasné.

Najmä vedci nemajú jednoznačné vysvetlenie podstaty svetlejších povrazov obklopujúcich tmavú časť škvrny. Dĺžka takýchto prameňov môže dosiahnuť dvetisíc kilometrov a šírka - 150 kilometrov. Vzhľadom na relatívne malú veľkosť škvŕn je dosť ťažké študovať. Mnohí astronómovia verili, že tyče predstavujú prúdenie plynu nahor a nadol – horúca hmota stúpa z hlbín Slnka na povrch, kde sa šíri, ochladzuje a padá obrovskou rýchlosťou.

Autori nového diela pozorovali hviezdu pomocou švédskeho slnečného ďalekohľadu s hlavným zrkadlom s priemerom jedného metra. Vedci objavili tmavé prúdy plynu pohybujúce sa rýchlosťou približne 3,6 tisíc kilometrov za hodinu, ako aj jasné prúdy plynu, ktorých rýchlosť bola približne 10,8 tisíc kilometrov za hodinu.

Nedávno sa ďalšiemu tímu vedcov podarilo dosiahnuť veľmi významný výsledok v skúmaní Slnka - vesmírne lode STEREO-A a STEREO-B agentúry NASA sú umiestnené okolo hviezdy, takže teraz môžu špecialisti pozorovať trojrozmerný obraz Slnka.

Novinky z vedy a techniky

Americký amatérsky astronóm Howard Eskildsen nedávno vyfotografoval tmavú škvrnu na Slnku a zistil, že táto škvrna akoby preťala jasný most svetla.

Eskildsen pozoroval slnečnú aktivitu zo svojho domáceho observatória v Ocale na Floride. Na fotografiách tmavej škvrny # 1236 si všimol zaujímavý jav. Svetlý kaňon, nazývaný aj most svetla, rozdelil túto tmavú škvrnu zhruba na polovicu. Výskumník odhadol, že dĺžka tohto kaňonu je asi 20 tisíc km, čo je takmer dvojnásobok priemeru Zeme.

Použil som fialový Ca-K filter, ktorý zvýrazňuje jasné magnetické prejavy okolo skupiny slnečných škvŕn. Bolo tiež dokonale viditeľné, ako svetelný most rozrezal slnečnú škvrnu na dve časti, vysvetľuje fenomén Eskildsen.

Povaha svetelných mostov ešte nie je úplne pochopená. Ich výskyt veľmi často predznamenáva rozpad slnečných škvŕn. Niektorí výskumníci si všimli, že svetelné mosty vznikajú priesečníkom magnetických polí. Tieto procesy sú podobné tým, ktoré spôsobujú jasné záblesky na Slnku.

Dúfame, že v blízkej budúcnosti sa na tomto mieste objaví jasný záblesk alebo sa miesto # 1236 môže konečne rozdeliť na polovicu.

Tmavé slnečné škvrny sú relatívne chladné oblasti Slnka, ktoré sa vyskytujú v miestach, kde sa na povrchu hviezdy objavujú silné magnetické polia, domnievajú sa vedci.

NASA zachytáva rekordne veľké slnečné škvrny

Americká vesmírna agentúra zaznamenala veľké škvrny na povrchu slnka. Fotografie slnečných škvŕn a ich popis si môžete pozrieť na stránke NASA.

Pozorovania sa uskutočnili 19. a 20. februára. Škvrny objavené špecialistami NASA sa vyznačovali vysokou rýchlosťou rastu. Jeden z nich za 48 hodín narástol do veľkosti šesťnásobku priemeru Zeme.

Slnečné škvrny vznikajú v dôsledku zvýšenej aktivity magnetického poľa. V dôsledku zosilnenia poľa v týchto oblastiach je aktivita nabitých častíc potlačená, v dôsledku čoho sa teplota na povrchu škvŕn ukazuje ako výrazne nižšia ako v iných oblastiach. To vysvetľuje miestne stmavnutie pozorované zo Zeme.

Slnečné škvrny sú nestabilné útvary. V prípade interakcie s podobnými štruktúrami inej polarity dochádza k ich kolapsu, čo vedie k vyvrhnutiu prúdov plazmy do okolitého priestoru.

Keď sa takýto prúd dostane na Zem, väčšina je neutralizovaná magnetickým poľom planéty a zvyšky prúdia k pólom, kde ich možno pozorovať v podobe polárnych žiaroviek. Slnečné erupcie s vysokým výkonom môžu narušiť satelity, elektrické spotrebiče a rozvodné siete na Zemi.

Na Slnku zmizli tmavé škvrny

Vedcov znepokojuje, že na povrchu Slnka nie je viditeľná ani jedna tmavá škvrna, ktorá bola pozorovaná pred niekoľkými dňami. A to aj napriek tomu, že hviezda je uprostred 11-ročného slnečného cyklu.

Zvyčajne sa tmavé škvrny objavujú v oblastiach, kde je zvýšená magnetická aktivita. Môžu to byť slnečné erupcie alebo výrony koronálnej hmoty, ktoré uvoľňujú energiu. Nie je známe, čo spôsobilo taký útlm počas obdobia zosilnenia magnetickej aktivity.

Podľa niektorých odborníkov sa dali očakávať dni bez slnečných škvŕn a ide len o dočasné prerušenie. Napríklad 14. augusta 2011 nebola na hviezde zaznamenaná ani jedna tmavá škvrna, ale vo všeobecnosti bol rok sprevádzaný pomerne vážnou slnečnou aktivitou.

To všetko zdôrazňuje, že vedci v podstate nevedia, čo sa na Slnku deje, nevedia predpovedať jeho aktivitu, hovorí slnečný fyzik Tony Phillips.

Rovnaký názor zdieľa aj Alex Young z Goddard Space Flight Center. Slnko detailne pozorujeme len 50 rokov. Nie je to tak dlho, vzhľadom na to, že obieha už 4,5 miliardy rokov, poznamenáva Young.

Slnečné škvrny sú hlavným indikátorom slnečnej magnetickej aktivity. V tmavých oblastiach sú teploty nižšie ako v okolitých oblastiach fotosféry.

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

Tower of London - kráľovská rezidencia

Stephen Hawking: Nebezpečné príležitosti umelej inteligencie

Pyramídy na Kryme

Olmecs – záhada San Lorenza

ďalekohľad VLA

Vznik bol motivovaný jasne uznanou potrebou na začiatku šesťdesiatych rokov mať nástroj schopný vytvárať obrazy a zároveň disponujúci maximálnym ...

Texty pre jednostránkové weby

Jednostránkové stránky, ako už ich názov napovedá, sú jednou internetovou stránkou, ktorá obsahuje maximum užitočných informácií, aby ste mohli ...

Kmeňové bunky

Kmeňové bunky sú možno najúžasnejším objavom vo vede. Liečba kmeňovými bunkami je objavom storočia v medicíne, ktorý môže zmeniť ...

Rímsky kúpeľ

Rímske kúpele alebo kúpele sú niektoré z najúžasnejších stavieb, ktoré k nám prišli od staroveku. Thermes vznikol v...

Renovácia plastových okien

Niektoré z hlavných funkcií vášho dodávateľa okien sú edukovať vás o kvalitných materiáloch používaných v krídlach, rámoch a ...

Vznik

Vznik slnečných škvŕn: Magnetické čiary prenikajú na povrch Slnka

Škvrny vznikajú v dôsledku porúch v jednotlivých úsekoch slnečného magnetického poľa. Na začiatku tohto procesu sa zväzok magnetických čiar "prerazí" cez fotosféru do koróny a spomaľuje konvekčný pohyb plazmy v granulačných bunkách, čím bráni prenosu energie z vnútorných oblastí von v týchto Miesta. Na tomto mieste sa o niečo neskôr a na západ objavuje prvá pochodeň – malý bod tzv je čas, veľký niekoľko tisíc kilometrov. V priebehu niekoľkých hodín sa veľkosť magnetickej indukcie zvýši (pri počiatočných hodnotách 0,1 Tesla) a zväčší sa veľkosť a počet pórov. Vzájomne sa spájajú a tvoria jednu alebo viac škvŕn. V období najväčšej aktivity škvŕn môže veľkosť magnetickej indukcie dosiahnuť 0,4 Tesla.

Životnosť škvŕn dosahuje niekoľko mesiacov, to znamená, že jednotlivé škvrny možno pozorovať počas niekoľkých otáčok Slnka okolo seba. Práve táto skutočnosť (pohyb pozorovaných škvŕn po slnečnom kotúči) slúžila ako základ pre dôkaz rotácie Slnka a umožnila uskutočniť prvé merania periódy rotácie Slnka okolo jeho osi.

Škvrny sa zvyčajne tvoria v skupinách, ale niekedy sa vyskytne jedna škvrna, ktorá trvá len niekoľko dní, alebo dve škvrny s magnetickými čiarami smerujúcimi z jednej do druhej.

Prvý, ktorý sa objavuje v takejto dvojitej skupine, sa nazýva bod P (anglicky predchádzajúci), najstarší je bod F (anglicky nasledujúci).

Iba polovica škvŕn žije dlhšie ako dva dni a iba desatina prežije 11-dňový prah

Skupiny slnečných škvŕn sa vždy tiahnu rovnobežne so slnečným rovníkom.

Vlastnosti

Priemerná povrchová teplota Slnka je asi 6000 C (efektívna teplota - 5770 K, teplota žiarenia - 6050 K). Stredná, najtmavšia, oblasť škvŕn má teplotu len okolo 4000 C, vonkajšie plochy škvŕn hraničiace s normálnym povrchom sú od 5000 do 5500 C. Napriek tomu, že teplota škvŕn je nižšia, ich látka stále vyžaruje svetlo, aj keď v menšej miere ako zvyšok povrchu. Práve pre tento teplotný rozdiel pri pozorovaní vzniká pocit, že škvrny sú tmavé, takmer čierne, aj keď v skutočnosti tiež svietia, ale na pozadí jasnejšieho slnečného disku sa ich žiara stráca.

Škvrny sú oblasti s najväčšou aktivitou na Slnku. Ak je škvŕn veľa, potom je vysoká pravdepodobnosť, že dôjde k opätovnému spojeniu magnetických čiar - čiary prechádzajúce vnútri jednej skupiny škvŕn sa rekombinujú s čiarami z inej skupiny škvŕn s opačnou polaritou. Viditeľným výsledkom tohto procesu je slnečná erupcia. Výbuch žiarenia, ktorý sa dostane na Zem, spôsobuje silné poruchy v jej magnetickom poli, narúša činnosť satelitov a dokonca ovplyvňuje objekty nachádzajúce sa na planéte. Poruchy magnetického poľa zvyšujú pravdepodobnosť výskytu polárnej žiary v nízkych zemepisných šírkach. Aj ionosféra Zeme podlieha výkyvom slnečnej aktivity, čo sa prejavuje zmenou šírenia krátkych rádiových vĺn.

V rokoch, keď je málo slnečných škvŕn, sa veľkosť Slnka zmenšuje o 0,1 %. Roky medzi 1645 a 1715 (Maunderovo minimum) sú známe globálnym ochladzovaním a nazývajú sa malá doba ľadová.

Klasifikácia

Škvrny sú klasifikované v závislosti od životnosti, veľkosti, umiestnenia.

Vývojové štádiá

Lokálne zosilnenie magnetického poľa, ako už bolo spomenuté vyššie, spomaľuje pohyb plazmy v konvekčných bunkách, čím sa spomalí prenos tepla na povrch Slnka. Ochladenie granúl ovplyvnených týmto procesom (asi o 1000 C) vedie k ich stmavnutiu a vytvoreniu jedinej škvrny. Niektoré z nich po niekoľkých dňoch zmiznú. Iné sa vyvinú do bipolárnych skupín dvoch škvŕn, v ktorých majú magnetické čiary opačnú polaritu. Môžu sa z nich vytvárať skupiny mnohých škvŕn, ktoré v prípade ďalšieho zväčšovania plochy polotieň zjednocujú až stovky škvŕn dosahujúcich veľkosti stoviek tisíc kilometrov. Potom dochádza k pomalému (počas niekoľkých týždňov alebo mesiacov) poklesu aktivity škvŕn a zmenšeniu ich veľkosti na malé dvojité alebo jednoduché bodky.

Najväčšie skupiny slnečných škvŕn majú vždy pridruženú skupinu na druhej pologuli (severnej alebo južnej). V takýchto prípadoch magnetické čiary opúšťajú škvrny v jednej hemisfére a vstupujú do škvŕn v druhej.

Cyklickosť

Rekonštrukcia slnečnej aktivity za 11 000 rokov

So slnečným cyklom súvisí frekvencia výskytu škvŕn, ich aktivita a životnosť. Jeden cyklus trvá približne 11 rokov. V obdobiach minimálnej aktivity je na Slnku veľmi málo škvŕn alebo vôbec žiadne, kým v období maxima ich môže byť niekoľko stoviek. Na konci každého cyklu sa polarita slnečného magnetického poľa obráti, takže je správnejšie hovoriť o 22-ročnom slnečnom cykle.

Trvanie cyklu

11 rokov je približné časové rozpätie. Hoci v priemere trvá 11,04 roka, existujú cykly, ktoré majú dĺžku od 9 do 14 rokov. Priemerné hodnoty sa v priebehu storočí tiež menia. Takže v 20. storočí bola priemerná dĺžka cyklu 10,2 roka. Maunderovo minimum (spolu s ďalšími minimami aktivity) je údajne možné predĺžiť cyklus na približne sto rokov. Podľa analýz izotopu Be 10 v grónskom ľade sa získali údaje, že za posledných 10 000 rokov bolo viac ako 20 takýchto dlhých miním.

Dĺžka cyklu nie je konštantná. Švajčiarsky astronóm Max Waldmeier tvrdil, že prechod z minimálnej na maximálnu slnečnú aktivitu nastáva tým rýchlejšie, čím väčší je maximálny počet slnečných škvŕn zaznamenaných v tomto cykle.

Začiatok a koniec cyklu

Časopriestorové rozloženie magnetického poľa na povrchu Slnka.

V minulosti sa za začiatok cyklu považoval moment, keď bola slnečná aktivita na minime. Vďaka moderným metódam merania je možné určiť zmenu polarity slnečného magnetického poľa, takže teraz sa za začiatok cyklu považuje moment, keď sa zmení polarita škvŕn.

Cykly sú označené ich poradovým číslom, počnúc prvým, ktorý zaznamenal v roku 1749 Johann Rudolf Wolf. Aktuálny cyklus (apríl 2009) má číslo 24.

Nedávne údaje o slnečnom cykle
Číslo cyklu	Začiatok roka a mesiaca	Maximálny rok a mesiac	Maximálny počet škvŕn
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. storočí a približne do roku 1970 existovala domnienka, že v maximálnom počte slnečných škvŕn je periodicita. Tieto 80-ročné cykly (s najmenšími maximami slnečných škvŕn v rokoch 1800-1840 a 1890-1920) sú v súčasnosti spojené s konvekčnými procesmi. Ďalšie hypotézy naznačujú existenciu ešte väčších, 400-ročných cyklov.

Literatúra

• Fyzika vesmíru. Malá encyklopédia, Moskva: Sovietska encyklopédia, 1986

Slnko
Štruktúra	Jadro · Žiarivá prenosová zóna · Konvekčná zóna
Atmosféra	Photosphere · Chromosféra · Solárna koruna
Rozšírené štruktúru	Heliosféra (Heliosférický prúdový list · Hranica rázovej vlny) · Heliosférický plášť · Heliopauza · Nárazová vlna hlavy
Súvisí so slnkom javov	Koronálne diery · Koronálne slučky · Výrony koronálnej hmoty · Zatmenie Slnka · Slnečné škvrny · Solárna baterka · Granule · Mourtonské vlny · Prominentnosť · Slnečné žiarenie (Slnečné variácie) · Spicules · Supergranulácia · slnečný vietor · Slnečná erupcia
Súvisiace témy	slnečná sústava · Solárne dynamo
Spektrálna trieda:

Nadácia Wikimedia. 2010.

Pozrite si, čo sú „slnečné škvrny“ v iných slovníkoch:

Cm… Slovník synonym

Ako slnko na oblohe, na jednom slnku sušili onuči, škvrny na slnku, škvrny na slnku.. Slovník ruských synoným a výrazov podobných významom. pod. vyd. N. Abramova, M .: Ruské slovníky, 1999. slnko sĺnk, (k nám najbližšie) hviezda, parhelium, ... ... Slovník synonym

Tento výraz má aj iné významy, pozri Slnko (disambiguácia). Slnko ... Wikipedia

V týchto oblastiach.

Počet slnečných škvŕn (a s tým spojené Wolfovo číslo) je jedným z hlavných ukazovateľov slnečnej magnetickej aktivity.

Collegiate YouTube

1 / 2

✪ Fyzika Slnka; slnečné škvrny (hovorí Vladimírovi Obridkovi)

✪ Slnečné škvrny 26.08.2011. Moskva 14:00 .avi

titulky

Študovať históriu

Prvé správy o slnečných škvrnách sa týkajú pozorovaní z roku 800 pred Kristom. NS. v Číne .

Škvrny boli prvýkrát načrtnuté v roku 1128 v kronike Jána z Worcesteru.

Prvá známa zmienka o slnečných škvrnách v staroruskej literatúre je obsiahnutá v Nikonovej kronike v záznamoch z druhej polovice XIV.

na nebi bolo znamenie, slnko bolo rýchle ako krv a miesta na ňom sú čierne

na slnku bolo znamenie, miesta boli na slnku čierne ako klince a opar bol veľký

Prvé štúdie sa zamerali na povahu škvŕn a ich správanie. Napriek tomu, že fyzický charakter škvŕn zostal až do 20. storočia nejasný, pozorovania pokračovali. V 19. storočí už existovala dostatočne dlhá séria pozorovaní slnečných škvŕn, aby bolo možné pozorovať periodické zmeny v aktivite Slnka. V roku 1845 D. Henry a S. Alexander (angl. S. Alexander) z Princetonskej univerzity vykonali pozorovania Slnka pomocou špeciálneho teplomera (en: thermopile) a zistili, že intenzita žiarenia zo škvŕn je v porovnaní s okolitými oblasťami Slnka znížená.

Vznik

Škvrny vznikajú v dôsledku porúch v jednotlivých úsekoch slnečného magnetického poľa. Na začiatku tohto procesu sa trubice magnetického poľa „prerazia“ cez fotosféru do koróny a silné pole potláča konvekčný pohyb plazmy v granulách, čím bráni prenosu energie z vnútorných oblastí smerom von. tieto miesta. Najprv sa na tomto mieste objavuje pochodeň, o niečo neskôr a na západ – malý bod tzv je čas, veľký niekoľko tisíc kilometrov. V priebehu niekoľkých hodín sa hodnota magnetickej indukcie zvýši (pri počiatočných hodnotách 0,1 Tesla), zväčší sa veľkosť a počet pórov. Vzájomne sa spájajú a tvoria jednu alebo viac škvŕn. V období najväčšej aktivity škvŕn môže veľkosť magnetickej indukcie dosiahnuť 0,4 Tesla.

Životnosť škvŕn dosahuje niekoľko mesiacov, to znamená, že jednotlivé skupiny škvŕn možno pozorovať počas niekoľkých otáčok Slnka. Práve táto skutočnosť (pohyb pozorovaných škvŕn na slnečnom disku) slúžila ako základ pre dôkaz rotácie Slnka a umožnila uskutočniť prvé merania periódy rotácie Slnka okolo jeho osi.

Škvrny sa zvyčajne tvoria v skupinách, ale niekedy existuje jedna škvrna, ktorá žije len niekoľko dní, alebo bipolárna skupina: dve škvrny rôznej magnetickej polarity, spojené magnetickými siločiarami. Západná škvrna v takejto bipolárnej skupine sa nazýva „vedúci“, „hlava“ alebo „bod P“ (z predchádzajúcej angličtiny), východná škvrna sa nazýva „vedenie“, „chvost“ alebo „bod F“ (z nasledujúceho anglického).

Iba polovica škvŕn žije viac ako dva dni a len desatina z nich žije viac ako 11 dní.

Na začiatku 11-ročného cyklu slnečnej aktivity sa slnečné škvrny objavujú vo vysokých heliografických šírkach (rádovo ± 25-30 °) a ako cyklus postupuje, slnečné škvrny migrujú k slnečnému rovníku, na konci cyklus dosahujúci zemepisné šírky ± 5-10 °. Tento vzor sa nazýva „Spörerov zákon“.

Skupiny slnečných škvŕn sú orientované približne rovnobežne so slnečným rovníkom, ale existuje určitý sklon osi skupiny voči rovníku, ktorý má tendenciu sa zväčšovať v prípade skupín nachádzajúcich sa ďalej od rovníka (takzvaný "Joyov zákon").

Vlastnosti

Povrch Slnka v oblasti, kde sa slnečná škvrna nachádza, sa nachádza približne o 500-700 km nižšie ako povrch okolitej fotosféry. Tento jav sa nazýva „Wilsonova depresia“.

Škvrny sú oblasti s najväčšou aktivitou na Slnku. Ak je škvŕn veľa, potom je vysoká pravdepodobnosť, že dôjde k opätovnému spojeniu magnetických čiar - čiary prechádzajúce vnútri jednej skupiny škvŕn sa rekombinujú s čiarami z inej skupiny škvŕn s opačnou polaritou. Viditeľným výsledkom tohto procesu je slnečná erupcia. Výbuch žiarenia, ktorý sa dostane na Zem, spôsobuje silné poruchy v jej magnetickom poli, narúša činnosť satelitov a dokonca ovplyvňuje objekty nachádzajúce sa na planéte. V dôsledku porúch magnetického poľa Zeme sa zvyšuje pravdepodobnosť výskytu polárnej žiary v nízkych zemepisných šírkach. Aj ionosféra Zeme podlieha výkyvom slnečnej aktivity, čo sa prejavuje zmenou šírenia krátkych rádiových vĺn.

Klasifikácia

Škvrny sú klasifikované v závislosti od životnosti, veľkosti, umiestnenia.

Vývojové štádiá

Lokálne zosilnenie magnetického poľa, ako už bolo spomenuté vyššie, spomaľuje pohyb plazmy v konvekčných bunkách, čím sa spomalí prenos tepla na povrch Slnka. Ochladenie postihnutých granúl (asi o 1000 °C) vedie k ich stmavnutiu a vytvoreniu jedinej škvrny. Niektoré z nich po niekoľkých dňoch zmiznú. Iné sa vyvinú do bipolárnych skupín dvoch škvŕn, v ktorých majú magnetické čiary opačnú polaritu. Môžu sa z nich vytvárať skupiny mnohých škvŕn, ktoré v prípade ďalšieho zväčšovania plochy polotieň zjednocujú až stovky škvŕn dosahujúcich veľkosti stoviek tisíc kilometrov. Potom dochádza k pomalému (počas niekoľkých týždňov alebo mesiacov) poklesu aktivity škvŕn a zmenšeniu ich veľkosti na malé dvojité alebo jednoduché bodky.

Najväčšie skupiny slnečných škvŕn majú vždy pridruženú skupinu na druhej pologuli (severnej alebo južnej). V takýchto prípadoch magnetické čiary opúšťajú škvrny v jednej hemisfére a vstupujú do škvŕn v druhej.

Veľkosti spotových skupín

Veľkosť skupiny škvŕn je zvyčajne charakterizovaná jej geometrickou dĺžkou, ako aj počtom škvŕn v nej zahrnutých a ich celkovou plochou.

V skupine môže byť jeden až jeden a pol sto a viac škvŕn. Plochy skupín, ktoré sa bežne merajú v milióntinach plochy slnečnej pologule (mws), sa líšia od niekoľkých mws. až niekoľko tisíc ms.

So slnečným cyklom súvisí frekvencia výskytu škvŕn, ich aktivita a životnosť. Jeden cyklus trvá približne 11 rokov. V obdobiach minimálnej aktivity je na Slnku veľmi málo škvŕn alebo vôbec žiadne, kým v období maxima ich môže byť niekoľko stoviek. Na konci každého cyklu sa polarita slnečného magnetického poľa obráti, takže je správnejšie hovoriť o 22-ročnom slnečnom cykle.

Trvanie cyklu

Zatiaľ čo priemerný slnečný cyklus trvá približne 11 rokov, existujú cykly, ktoré sa pohybujú od 9 do 14 rokov. Priemerné hodnoty sa v priebehu storočí tiež menia. V 20. storočí teda bola priemerná dĺžka cyklu 10,2 roka.

Tvar cyklu nie je konštantný. Švajčiarsky astronóm Max Waldmeier tvrdil, že prechod z minimálnej na maximálnu slnečnú aktivitu nastáva tým rýchlejšie, čím väčší je maximálny počet slnečných škvŕn zaznamenaných v tomto cykle (takzvané „Waldmeierovo pravidlo“).

Začiatok a koniec cyklu

V minulosti sa za začiatok cyklu považoval moment, keď bola slnečná aktivita na minime. Vďaka moderným metódam merania je možné určiť zmenu polarity slnečného magnetického poľa, takže teraz sa za začiatok cyklu považuje moment, keď sa zmení polarita škvŕn. [ ]

Číslovanie cyklov navrhol R. Wolf. Prvý cyklus sa podľa tohto číslovania začal v roku 1749. V roku 2009 sa začal 24. slnečný cyklus.

Nedávne údaje o slnečnom cykle

Číslo cyklu	Začiatok roka a mesiaca	Maximálny rok a mesiac	Maximálny počet škvŕn
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*

• Údaje posledného riadku – predpoveď

Dochádza k periodicite zmien maximálneho počtu slnečných škvŕn s charakteristickou periódou okolo 100 rokov („sekulárny cyklus“). Posledné minimá tohto cyklu boli okolo rokov 1800-1840 a 1890-1920. Existuje predpoklad o existencii cyklov ešte dlhšieho trvania.