Sluneční skvrny
Sluneční skvrny jsou tmavé oblasti na Slunci , jejichž teplota je ve srovnání s okolními oblastmi fotosféry snížena asi o 1500 K. Jsou pozorovány na slunečním disku (pomocí optických přístrojů a v případě velkých skvrn - pouhým okem) ve formě tmavých skvrn. Sluneční skvrny jsou oblasti, kde do fotosféry vstupují silná (až několik tisíc gaussů ) magnetická pole . Ztmavnutí fotosféry ve skvrnách je způsobeno potlačením konvektivních pohybů hmoty magnetickým polem a v důsledku toho snížením toku přenosu tepelné energie v těchto oblastech.
Počet slunečních skvrn (a s tím spojené Wolfovo číslo ) je jedním z hlavních ukazatelů sluneční magnetické aktivity .
Na chladnějších hvězdách ( třída K a chladnější) jsou pozorovány skvrny o mnohem větší ploše než na Slunci [3] .
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 [4] .
První známá zmínka o slunečních skvrnách ve starověké ruské literatuře je obsažena v Nikonově kronice v záznamech z druhé poloviny 14. století [5] :
na nebi bylo znamení, slunce bylo jako krev a podle něj jsou místa černá
- (1365)
buď znamením na slunci, místa jsou na slunci černá jako hřebíky a tma byla veliká
- (1371)Od roku 1610 začíná éra instrumentálního výzkumu Slunce. Vynález dalekohledu a jeho speciální rozmanitost pro pozorování Slunce - helioskop , umožnil Galileovi , Thomasi Harriotovi , Christophu Scheinerovi a dalším vědcům uvažovat o slunečních skvrnách. Galileo byl zřejmě první mezi výzkumníky, kteří pochopili, že skvrny jsou součástí sluneční struktury, na rozdíl od Scheinera, který je považoval za planety procházející před Sluncem. Tento předpoklad umožnil Galileovi objevit rotaci Slunce a vypočítat její periodu. Více než deset let sporů mezi Galileem a Scheinerem bylo věnováno prioritě objevu skvrn a jejich povahy, nicméně s největší pravděpodobností první pozorování ani první publikace nepatří ani k jednomu z nich [6] .
První studie se zaměřily na povahu skvrn a jejich chování [4] . Navzdory skutečnosti, že fyzická povaha skvrn zůstala nejasná až do 20. století , pozorování pokračovalo. V 19. století již existovala dostatečně dlouhá série pozorování slunečních skvrn , aby bylo možné pozorovat periodické změny v aktivitě Slunce. V roce 1845 provedli D. Henry a S. Alexander z Princetonské univerzity pozorování Slunce pomocí speciálního teploměru ( en : thermopile ) a zjistili, že intenzita vyzařování skvrn ve srovnání s okolními oblastmi Slunce byla snížena. [7] .
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, o něco později a na západ, objeví pochodeň - malá tečka zvaná čas o velikosti několika tisíc kilometrů. Během několika hodin roste hodnota 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. Tento vzorec se nazývá " Spörerův zákon ".
Skupiny slunečních skvrn jsou orientovány přibližně rovnoběžně se slunečním rovníkem, existuje však určitý sklon osy skupiny vzhledem k rovníku, který má tendenci se zvětšovat u skupin umístěných dále od rovníku (tzv. „ Joyův zákon “).
Vlastnosti
Průměrná teplota sluneční fotosféry je asi 6000 K (efektivní teplota je 5770 K, teplota záření je 6050 K). Centrální, nejtmavší, oblast skvrn má teplotu jen asi 4000 K, vnější oblasti skvrn, hraničící s normální fotosférou, jsou od 5000 do 5500 K. Navzdory tomu, že teplota skvrn je nižší, jejich hmota stále vyzařuje světlo, i když v menší míře než zbytek fotosféry. Právě kvůli tomuto teplotnímu rozdílu vzniká při pozorování pocit, že skvrny jsou tmavé, téměř černé, ve skutečnosti sice také září, ale na pozadí jasnějšího slunečního disku se jejich záře ztrácí.
Centrální tmavá část skvrny se nazývá stín . Obvykle je jeho průměr asi 0,4 průměru skvrny. Ve stínu je síla magnetického pole a teplota poměrně rovnoměrné a intenzita záře ve viditelném světle je 5-15 % fotosférické hodnoty. Stín je obklopen polostínem , který se skládá ze světlých a tmavých radiálních vláken s intenzitou záře 60 až 95 % fotosférické. [osm]
Fotosféra Slunce v oblasti, kde se skvrna nachází, se nachází přibližně o 500-700 km hlouběji než horní hranice 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 se magnetické čáry znovu spojí - čáry procházející uvnitř jedné skupiny skvrn se rekombinují s čarami 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 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 do sluneční fotosféry. 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 vytvořit skupiny mnoha skvrn, které v případě dalšího zvětšení plochy polostínu spojí až stovky skvrn dosahující velikosti statisíců 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 skupin spotů
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.
Maximální plochu za celou dobu nepřetržitého pozorování skupin slunečních skvrn (od roku 1874 do roku 2012) měla skupina č. 1488603 (podle katalogu Greenwich), která se na slunečním disku objevila 30. března 1947, maximálně 18. 11letý cyklus sluneční aktivity . Do 8. dubna dosáhla jeho celková plocha 6132 m.s.p. (1,87 10 10 km², což je více než 36násobek rozlohy zeměkoule ). [9] Ve fázi maximálního vývoje se tato skupina skládala z více než 170 jednotlivých slunečních skvrn. [deset]
Cyklivita
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.
Doba 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 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.
Číslování cyklů navrhl R. Wolf . První cyklus podle tohoto číslování začal v roce 1749. V roce 2009 začal 24. sluneční cyklus.
| číslo cyklu | Začátek roku a měsíce | Rok a měsíc maxima | Maximální počet míst |
|---|---|---|---|
| osmnáct | 1944-02 | 1947-05 | 201 |
| 19 | 1954-04 | 1957-10 | 254 |
| dvacet | 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* |
- 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.
Viz také
Poznámky
- ↑ Zdroj . Získáno 1. června 2008. Archivováno z originálu 21. října 2008.
- ↑ Stav slunce 13. prosince 2006 . Získáno 6. července 2020. Archivováno z originálu dne 5. března 2021.
- ↑ Obří skvrna na hvězdě HD 12545 . Datum přístupu: 13. prosince 2008. Archivováno z originálu 1. února 2009.
- ↑ 1 2 Velké okamžiky v historii sluneční fyziky (anglicky) (nepřístupný odkaz) . Velké okamžiky v historii sluneční fyziky . ???. Získáno 26. února 2010. Archivováno z originálu 11. března 2005.
- ↑ D. O. Svjatskij. Astronomie starověkého Ruska Archivováno 12. října 2011 na Wayback Machine
- ↑ Poznámky o slunečních skvrnách od Galileo Galilei (anglicky) (odkaz není k dispozici) . Velké Galileovy dopisy o slunečních skvrnách . ???. Získáno 26. února 2010. Archivováno z originálu 23. listopadu 2009.
- ↑ Henryk Arctowski. O slunečních erupcích a změnách sluneční konstanty (angl.) . - 1940. - Sv. 26 , č. 6 . - str. 406-411 . - doi : 10.1073/pnas.26.6.406 .
- ↑ Kněz E. R. Solární magnetohydrodynamika. - M .: Mir, 1985. - S. 71-73.
- ↑ Královská observatoř, Greenwich – Data slunečních skvrn USAF/NOAA . Získáno 6. července 2020. Archivováno z originálu dne 16. července 2020.
- ↑ Interaktivní databáze sluneční aktivity v systému Pulkovo "Katalog sluneční aktivity" . Získáno 15. listopadu 2012. Archivováno z originálu 8. července 2011.
Literatura
- Obridko VN Sluneční skvrny a komplexy aktivit. — M .: Nauka , 1985. — 256 s.
- Sluneční skvrny / Livshits M. A. // Vesmírná fyzika: Malá encyklopedie / Redakční rada: R. A. Sunjajev (hlavní vyd.) a další - 2. vyd. - M .: Sovětská encyklopedie , 1986. - S. 634-636. — 783 str. — 70 000 výtisků.
Odkazy
- Sluneční skvrny dnes
- Společná databáze magnetického pole slunečních skvrn – zahrnuje snímky slunečních skvrn z let 1957-1997
- Snímky slunečních skvrn Locarno Monti - pokrývají období 1981-2011
- Vědci vytvořili počítačový model slunečních skvrn
- jak vznikají sluneční skvrny? (Jak se tvoří sluneční skvrny?)
- Cesta pod sluneční skvrnou
 Slovníky a encyklopedie | |
|---|---|
| V bibliografických katalozích |
|
| slunce | ||
|---|---|---|
| Struktura |  | |
| Atmosféra | ||
| Rozšířená struktura | ||
Jevy týkající se Slunce | ||
| související témata | ||
| Spektrální třída : G2 | ||