Le soleil est plus actif pendant la journée. Surveillance de l'activité solaire en temps réel

Il nous semble que la source de la vie sur Terre – le rayonnement solaire – est constante et immuable. Le développement continu de la vie sur notre planète au cours du dernier milliard d’années semble le confirmer. Mais la physique du Soleil, qui a connu de grands succès au cours de la dernière décennie, a prouvé que le rayonnement solaire subit des oscillations qui ont leurs propres périodes, rythmes et cycles. Des taches, des torches et des proéminences apparaissent sur le Soleil. Leur nombre augmente sur 4 à 5 ans jusqu'à atteindre la limite la plus élevée au cours de l'année d'activité solaire.

C'est la période d'activité solaire maximale. Au cours de ces années, le Soleil émet une quantité supplémentaire de particules chargées électriquement - des corpuscules, qui se précipitent dans l'espace interplanétaire à une vitesse de plus de 1 000 km/s et font irruption dans l'atmosphère terrestre. Des flux de corpuscules particulièrement puissants proviennent d'éruptions chromosphériques - formulaire spécial explosions de matière solaire. Durant ces périodes exceptionnelles fortes épidémies Le soleil projette ce qu'on appelle rayons cosmiques. Ces rayons sont constitués de fragments de noyaux atomiques et nous parviennent des profondeurs de l'Univers. Au cours des années d’activité solaire, les émissions ultraviolettes, de rayons X et radio du Soleil augmentent.

Les périodes d'activité solaire ont un impact énorme sur les changements météorologiques et augmentent catastrophes naturelles, ce qui est bien connu de l’histoire. Indirectement, les pics d'activité solaire, ainsi que les éruptions solaires, peuvent affecter processus sociaux, provoquant famine, guerre et révolution. Dans le même temps, l’affirmation selon laquelle il existe un lien direct entre les pics d’activité et les révolutions ne repose sur aucune théorie scientifiquement prouvée. Quoi qu'il en soit, il est clair que la prévision de l'activité solaire en lien avec la météo est la tâche la plus importante climatologie. L'augmentation de l'activité solaire affecte négativement la santé et la condition physique des personnes et perturbe les rythmes biologiques.

Le rayonnement solaire apporte de grandes réserves d’énergie. Tous les types de cette énergie, entrant dans l’atmosphère, sont principalement absorbés par ses couches supérieures, où, comme le disent les scientifiques, se produisent des « perturbations ». Les lignes du champ magnétique terrestre dirigent des flux abondants de corpuscules vers latitudes polaires. À cet égard, des orages magnétiques et des aurores boréales s'y produisent. Les rayons corpusculaires commencent à pénétrer même dans l'atmosphère des zones tempérées et latitudes méridionales. Puis des aurores boréales éclatent dans des endroits si éloignés. pays polaires des endroits comme Moscou, Kharkov, Sotchi, Tachkent. De tels phénomènes ont été observés à de nombreuses reprises et le seront encore plus d’une fois dans le futur.

Parfois, les orages magnétiques atteignent une telle intensité qu’ils interrompent les communications téléphoniques et radio, perturbent le fonctionnement des lignes électriques et provoquent des pannes de courant.

Ceci est d'une grande importance pour la Terre : après tout, en grande quantité, les rayons ultraviolets sont destructeurs pour tous les êtres vivants.

L'activité solaire, affectant les hautes couches de l'atmosphère, affecte de manière significative la circulation générale des masses d'air. Par conséquent, cela affecte le temps et le climat de la Terre entière. Apparemment, l'influence des perturbations survenant dans couches supérieures l'air océan sont transmis à ses couches inférieures - la troposphère. En vol satellites artificiels Les fusées terrestres et météorologiques ont découvert des expansions et une densification des hautes couches de l’atmosphère : les flux et reflux de l’air s’apparentent aux rythmes océaniques. Cependant, le mécanisme de la relation entre l'indice des couches hautes et basses de l'atmosphère n'a pas encore été entièrement révélé. Il ne fait aucun doute que pendant les années d'activité solaire maximale, les cycles de circulation atmosphérique s'intensifient et les collisions de courants chauds et froids de masses d'air se produisent plus souvent.

Sur Terre, il existe des zones de temps chaud (l'équateur et une partie des tropiques) et des réfrigérateurs géants - l'Arctique et surtout l'Antarctique. Entre ces régions de la Terre, il existe toujours une différence de température et de pression atmosphérique, ce qui provoque le déplacement d'énormes masses d'air. En allant lutte continue entre les courants chauds et froids, tendant à égaliser la différence résultant des changements de température et de pression. Parfois, l’air chaud « prend le relais » et pénètre loin vers le nord jusqu’au Groenland et même jusqu’au pôle. Dans d'autres cas, des masses d'air arctique se brisent vers le sud, vers la mer Noire et la mer Méditerranée, atteignant Asie centrale et l'Egypte. La limite des masses d'air concurrentes représente les régions les plus turbulentes de l'atmosphère de notre planète.

Lorsque la différence de température des masses d'air en mouvement augmente, de puissants cyclones et anticyclones apparaissent à la frontière, générant de fréquents orages, ouragans et averses.

Les anomalies climatiques modernes, comme l'été 2010 dans la partie européenne de la Russie et les nombreuses inondations en Asie, ne sont pas extraordinaires. Ils ne doivent pas être considérés comme des signes avant-coureurs de la fin imminente du monde, ni comme une preuve changement global climat. Donnons un exemple tiré de l'histoire.

En 1956, des tempêtes ont balayé les hémisphères nord et sud. Dans de nombreuses régions du monde, cela a provoqué des catastrophes naturelles et changement soudain météo. En Inde, des crues de rivières se sont produites à plusieurs reprises. L'eau a inondé des milliers de villages et emporté les récoltes. Environ 1 million de personnes ont été touchées par les inondations. Les prévisions n'ont pas fonctionné. Même des pays comme l'Iran et l'Afghanistan, où règnent habituellement des sécheresses durant ces mois, ont souffert d'averses, d'orages et d'inondations au cours de l'été de cette année-là. Une activité solaire particulièrement élevée, avec un pic de rayonnement entre 1957 et 1959, a provoqué une augmentation encore plus importante du nombre de catastrophes météorologiques - ouragans, orages et pluies torrentielles.

Partout, les conditions météorologiques étaient très contrastées. Par exemple, dans la partie européenne de l'URSS, en 1957, il faisait particulièrement chaud : en janvier, la température moyenne était de -5°. En février à Moscou, la température moyenne a atteint -1°, la norme étant de -9°. En même temps dans Sibérie occidentale et dans les républiques d'Asie centrale, il y a eu de fortes gelées. Au Kazakhstan, la température est descendue jusqu'à -40°. Almaty et d'autres villes d'Asie centrale étaient littéralement recouvertes de neige. DANS hémisphère sud- en Australie et en Uruguay - au cours des mêmes mois, il y a eu une chaleur sans précédent avec des vents secs. L'atmosphère a fait rage jusqu'en 1959, lorsque l'activité solaire a commencé à décliner.

L'influence des éruptions solaires et du niveau d'activité solaire sur l'état de la flore et de la faune affecte indirectement : à travers les cycles diffusion générale atmosphère. Par exemple, la largeur des couches d'un arbre coupé, utilisée pour déterminer l'âge de la plante, dépend principalement de la quantité annuelle de précipitations. Durant les années sèches, ces couches sont très minces. La quantité de précipitations annuelles change périodiquement, ce qui peut être observé sur les cernes de croissance des vieux arbres.

Des coupes réalisées sur des troncs de chênes des tourbières (on les retrouve dans les lits des rivières) ont permis de connaître l'histoire du climat plusieurs milliers d'années avant notre ère. L'existence de certaines périodes, ou cycles, d'activité solaire est confirmée par des études sur les matériaux que les rivières transportent depuis la terre et se déposent au fond des lacs, des mers et des océans. L'analyse de l'état des échantillons de sédiments de fond permet de retracer l'évolution de l'activité solaire sur des centaines de milliers d'années. Les relations entre l’activité solaire et les processus naturels sur Terre sont très complexes et ne font pas l’objet d’une théorie générale.

L'activité solaire affecte le niveau de la mer Caspienne, la salinité des eaux baltes et la couverture de glace mers du nord. Le cycle d'activité solaire accrue est caractérisé par un faible niveau de la mer Caspienne : une augmentation de la température de l'air provoque une évaporation accrue de l'eau et une diminution du débit de la Volga, la principale artère d'alimentation de la mer Caspienne. Pour la même raison, la salinité de la mer Baltique a augmenté et la couverture de glace des mers du nord a diminué. En principe, les scientifiques peuvent prédire le futur régime des mers du Nord au cours des prochaines décennies.

De nos jours, on entend souvent dire que l'océan Arctique sera bientôt libre de glace et deviendra propice à la navigation. Il faut sincèrement sympathiser avec les « connaissances » des « experts » qui font de telles déclarations. Oui, peut-être qu’il sera partiellement libre pendant un an ou deux. Et puis il gèlera à nouveau. Et que nous avez-vous dit que nous ne savions pas ? La dépendance de la couverture de glace des mers du Nord à l'égard des cycles et des périodes d'activité solaire accrue a été établie de manière fiable il y a plus de 50 ans et confirmée par des décennies d'observations. Par conséquent, nous pouvons affirmer avec une grande certitude que la glace grandira de la même manière qu’elle fondra à mesure que le cycle d’activité solaire progresse.

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Afin de ne pas manquer les éruptions solaires et les aurores qui en résulteront à l'avenir, j'ajoute des informations sur l'activité solaire en temps réel. Pour mettre à jour les informations, rechargez la page.

Les éruptions solaires

Le graphique montre le flux total de rayonnement solaire X reçu des satellites de la série GOES en temps réel. Les éruptions solaires sont visibles sous forme d’éclats d’intensité. Lors d'éruptions puissantes, les communications radio dans la gamme HF du côté diurne de la Terre sont perturbées. L'ampleur de ces perturbations dépend de la puissance du flash. Le score (C,M,X) des éruptions et leur puissance en W/m2 sont indiqués sur l'axe de coordonnées gauche en échelle logarithmique. Le niveau de perturbation radio probable de la NOAA (R1-R5) est indiqué à droite. Le graphique montre l'évolution des événements en octobre 2003.

Rayons cosmiques solaires (sursauts de rayonnement)

10-15 minutes après puissant éruptions solaires Des protons de haute énergie - > 10 MeV ou rayons cosmiques solaires (SCR) - arrivent sur Terre. Dans la littérature occidentale - Flux de protons à haute énergie et tempêtes de rayonnement solaire, c'est-à-dire un flux de protons de haute énergie ou une tempête de rayonnement solaire. Cette frappe radioactive peut provoquer des perturbations et des pannes dans l'équipement des engins spatiaux, conduire à une exposition dangereuse des astronautes et à une augmentation des doses de rayonnement pour les passagers et les équipages des avions à réaction aux hautes latitudes.

Indice de perturbation géomagnétique et orages magnétiques

Le renforcement du flux de vent solaire et l'arrivée d'ondes de choc d'éjection coronale provoquent fortes variations champ géomagnétique - orages magnétiques. Sur la base des données reçues du vaisseau spatial de la série GOES, le niveau de perturbation du champ géomagnétique est calculé en temps réel, qui est présenté sur le graphique.

Ci-dessous se trouve l'indice de protons

Les protons participent aux réactions thermonucléaires, qui constituent la principale source d'énergie générée par les étoiles. En particulier, les réactions du cycle pp, qui est à l'origine de la quasi-totalité de l'énergie émise par le Soleil, se résument à la combinaison de quatre protons en un noyau d'hélium-4 avec conversion de deux protons en neutrons.

Autriche, Gerlitzen. 1526 m.

Autriche, Gerlitzen. 1526 m.

Composants du champ magnétique

Dépendances des variations des composantes du champ magnétique dans les gammas par rapport à l'heure locale.

L’heure locale est exprimée en heures d’été de Tomsk (TLDV). TLDV=UTC+7heures.

Vous trouverez ci-dessous le niveau de perturbation du champ géomagnétique dans les indices K.

Éruptions solaires selon les données du satellite GOES-15

Flux de protons et d'électrons extraits de GOES-13 GOES Hp, GOES-13 et GOES-11

Flux de rayons X solaires

Il y a cinq catégories sur l'échelle (en puissance croissante) : A, B, C, M et X. En plus de la catégorie, chaque flash se voit attribuer un numéro. Pour les quatre premières catégories, il s’agit d’un nombre de zéro à dix, et pour la catégorie X, de zéro et plus.

"Composant H" (trace noire) est le nord magnétique positif,
"Composant D" (trace rouge) est positif Est,
Le "composant Z" (trace bleue) est positif vers le bas

Plus de détails : http://www.haarp.alaska.edu/cgi-bin/magnetometer/gak-mag.cgi

Le tracé GOES Hp contient des composantes de champ magnétique parallèle moyennes sur 1 minute en nanoTeslas (nT) mesurées par GOES-13 (W75) et GOES-11 (W135).

Remarque : l'heure sur les images correspond à celle de l'Atlantique Nord, c'est-à-dire par rapport à
L'heure de Moscou doit être soustraite de 7 heures (GMT-4h00)
Sources d'informations:
http://sohowww.nascom.nasa.gov/data/realtime-images.html
http://www.swpc.noaa.gov/rt_plots/index.html

Voici une simulation de l'activité solaire en temps réel. Les images sont mises à jour toutes les 30 minutes. Il est possible que les capteurs et les caméras des satellites soient périodiquement éteints en raison de défauts techniques.

Télescope ultraviolet, les points lumineux correspondent à 60 à 80 000 degrés Kelvin. Satellite SOHO LASCO C3

Distance au Soleil : 149,6 millions de km = 1,496· 1011 m = 8,31 minutes-lumière

Rayon du Soleil : 695 990 km ou 109 rayons terrestres

Masse du Soleil : 1,989 1030 kg = 333 000 masses terrestres

Température de la surface solaire : 5770 K

Composition chimique du Soleil en surface : 70% d'hydrogène (H), 28% d'hélium (He), 2% d'autres éléments (C, N, O, ...) en masse

Température au centre du Soleil : 15 600 000 K

Composition chimique au centre du Soleil : 35% d'hydrogène (H), 63% d'hélium (He), 2% d'autres éléments (C, N, O, ...) en masse

Nous pourrons voir ce qui se passe actuellement dans l’espace. Parfois, une photo apparaît sur notre portail quelques minutes après le déclenchement de l'obturateur de l'appareil photo de l'Univers. Cela signifie qu'avant cela, l'image avait réussi à parcourir... un million et demi de kilomètres. C'est à cette distance que se situent les satellites.

Nous commencerons à diffuser des images du Soleil avec un nouveau télescope spatial. Ces images sont étonnantes. Grâce à deux satellites américains, les jumeaux STEREO, nous pouvons voir l'invisible. C’est-à-dire le côté de l’étoile qui est caché à l’observation depuis la Terre.

Le schéma ci-dessus montre que les satellites d'observatoire A et B permettent d'observer le Soleil depuis côtés opposés. Initialement, il était prévu qu'avec le temps, leurs orbites divergeraient afin que nous puissions voir le Soleil non seulement de côté, mais complètement du côté opposé. Et en février 2011, c'est arrivé.

Ce que nous voyons actuellement ressemble à de la science-fiction. Presque en temps réel, nous observons la vie cachée de l'espace. Son secret. Et les nuages, nuages ​​et autres phénomènes atmosphériques n'interféreront jamais avec cela. L'espace est un lieu idéal pour de telles observations. À propos, 90 pour cent de tous les phénomènes qui se produisent ici sont incompréhensibles pour les scientifiques. Y compris dans le comportement de la star la plus proche de nous. Peut-être aiderez-vous à dégager les indices fondamentaux ?

Regardez : le voici – notre Soleil (sur la photo ci-dessous), modestement caché derrière un « stub » pour ne pas exposer l'image à la lumière. Un objectif grand angle vous permet de voir à des centaines de milliers de kilomètres à la ronde. Cela a été fait spécifiquement pour que nous puissions voir la couronne solaire.

Cette image est diffusée depuis le satellite STEREO B. L'heure sur l'image est en heure de Greenwich.

Heure GMT (Greenwich Mean Time) : Si les émissions se produisent vers la Terre, leur direction sera vers le bord droit. Ce sont précisément ces éclairs rayonnants et brillants qui constituent un danger pour nous, les Terriens. Parfois, les scientifiques écrivent à la hâte des indices sur une image avec un stylo électronique. Nous informer de l'apparition d'une comète ou d'une planète dans le cadre. Ci-dessus se trouve la prochaine « image » du satellite STEREO B, étiquetée Behind_euvi_195, mais maintenant avec une vue directe sur le Soleil lui-même. On observe : y a-t-il une activité du côté invisible ? En fonction de l'emplacement des flashs sur la tranche droite, vous pourrez prédire à quelle vitesse ils apparaîtront sur la face visible. Rappelons que les couches superficielles du Soleil font un tour complet en 25 jours environ. La rotation s'effectue de gauche à droite. La couleur verdâtre de l'image apparaît parce que le télescope image l'atmosphère du Soleil à une longueur d'onde spécifique. Dans ce cas - 195 A (Angström). Nous « examinons » la couche de température de l'étoile à un niveau d'environ un million et demi de degrés Celsius. Mais sur l'image suivante (ci-dessous), nous pouvons voir une couche plus superficielle chauffée à 80 000°C. Mais nous voyons déjà une diffusion provenant d'un autre télescope étonnant :

observatoire spatial

S.D.O. Il a été lancé dans l'espace en 2010. Son objectif principal est d'étudier les processus dynamiques sur le Soleil. SDO transmet les images très rapidement. Vous pouvez le constater vous-même grâce aux indications horaires universelles sur la photo. Il est à noter que la vue du Soleil offerte par cet observatoire correspond exactement à la façon dont nous le voyons nous-mêmes depuis la Terre. C’est de ce côté que les protubérances les plus dangereuses nous « tirent » dessus et que viennent les orages magnétiques. Et ils se forment, dans la plupart des cas, dans des zones sombres - des taches. Leur apparition généralisée est un signe alarmant de troubles magnétiques. Cela signifie qu’une tempête magnétique pourrait se produire sur Terre. Et c’est l’image diffusée ci-dessous qui permet d’observer ses précurseurs – les spots. Si des taches apparaissent, faites plus attention à votre santé. Il a été prouvé qu’absolument tout le monde est sensible aux orages magnétiques. Mais pour certains -

mécanismes de défense

fonctionnent mieux, d'autres fonctionnent moins bien. Les raisons de cette différence ne sont pas claires pour les scientifiques.

COMMENT SE COMPORTER PENDANT LES TEMPÊTES MAGNÉTIQUES ?

À propos, l’environnement géomagnétique turbulent créé sur Terre par le Soleil est particulièrement pertinent pour ceux qui vivent plus près du Nord. Ceci est dû à la structure de notre planète et à sa position dans l’espace. Géographiquement, les plus touchés par les tempêtes solaires sont la Russie (Sibérie et nord de l'Europe), les États-Unis (Alaska) et le Canada.

Rappelons que les images solaires apparaissent sur le portail avec un délai nécessaire à leur transmission depuis l'observatoire spatial et à leur traitement pour affichage. Tout se fait automatiquement.

Si vous voyez une « image » déformée dans l’image, cela signifie qu’une panne technique s’est produite. Parfois, il s’agit peut-être du Soleil lui-même, qui a une fois de plus déversé sa gigantesque énergie sur ceux qui nous entourent : et ces émissions peuvent menacer très sérieusement notre civilisation. La plupart des appareils électroniques modernes ne sont pas protégés contre les effets du rayonnement solaire anormal. Ils peuvent échouer instantanément.

Rappelons que vous pouvez lire sur les prévisions actuelles défavorables de l'activité solaire et les raisons qui peuvent détruire considérablement l'infrastructure terrestre dans le document "Le talon d'Achille du nouveau siècle".

Regardez la vie d'une vraie star ! Nos vies en dépendent vraiment :

(La diffusion est assurée grâce à l'ouverture dans l'apport d'informations de l'extérieur agences spatiales UE et NASA)

Iformer à impact solaire

Les valeurs moyennes prévues de l'indice géomagnétique mondial Kp sont présentées, sur la base des données géophysiques de douze observatoires du monde entier collectées par le service solaire NOAA SWPC. Les prévisions ci-dessous sont mises à jour quotidiennement. À propos, vous pouvez facilement constater que les scientifiques sont presque incapables de prédire événements solaires. Il suffit de comparer leurs prévisions avec la situation réelle. Maintenant, les prévisions sur trois jours ressemblent à ceci :

Indice Kp - caractérise le champ géomagnétique planétaire, c'est-à-dire à l'échelle de la Terre entière. Pour chaque jour, huit valeurs sont affichées - pour chaque intervalle de temps de trois heures, pendant la journée (0-3, 3-6, 6-9, 9-12, 12-15, 15-18, 18-21 , 21h00) . L’heure indiquée est Moscou (msk)

Lignes verticales de couleur VERTE (I) - niveau sûr d'activité géomagnétique.

Lignes verticales de couleur ROUGE (I) - orage magnétique (Kp>5). Plus le rouge est élevé ligne verticale, plus la tempête est forte. Le niveau auquel des effets notables sur la santé des personnes sensibles aux conditions météorologiques sont probables (Kp=7) est marqué par une ligne rouge horizontale.

Ci-dessous, vous pouvez voir un véritable affichage de l’influence géomagnétique du Soleil. À l'aide de l'échelle de valeur Kp-index, déterminez le degré de danger pour votre santé. Un chiffre supérieur à 4 à 5 unités signifie le début d'un orage magnétique.
A noter que dans ce cas, le graphique affiche rapidement le niveau de rayonnement solaire déjà atteint la Terre. Ces données sont enregistrées et diffusées toutes les trois heures par plusieurs stations de suivi aux États-Unis,

Canada et Grande-Bretagne. Et on voit le résultat récapitulatif grâce au Space Weather Prediction Center (NOAA/Space Weather Prediction Center) IMPORTANT! Considérant qu'une libération dangereuseénergie solaire

Indice de perturbation géomagnétique et orages magnétiques< 4 — слабые возмущения, Kp >L'indice Kp détermine le degré de perturbation géomagnétique. Plus l'indice Kp est élevé, plus la perturbation est importante. Kp

4 - fortes perturbations.

Désignation d'indicateur d'exposition solaire

Rayonnement X du Soleil*

Normal : Flux normal de rayons X solaires.

Actif : Augmentation du rayonnement solaire X. L'activité solaire est un ensemble de phénomènes qui se produisent périodiquement dans l'atmosphère solaire. Les manifestations de l'activité solaire sont associées à Propriétés magnétiques

plasma solaire. Qu’est-ce qui cause l’activité solaire ? Augmente progressivement Flux magnétique

dans l'une des régions de la photosphère. Ensuite, la luminosité des raies hydrogène et calcium augmente ici. Ces zones sont appelées flocculi.

Dans à peu près les mêmes zones du Soleil dans la photosphère (c'est-à-dire un peu plus profondément), une augmentation de la luminosité de la lumière blanche (visible) est également observée. Ce phénomène est appelé éruptions.
L’augmentation de l’énergie libérée dans la région du panache et du flocculus est une conséquence de l’augmentation de l’intensité du champ magnétique.

Les premières observations de taches solaires remontent à 800 avant JC. e. en Chine, les premiers dessins datent de 1128. En 1610, les astronomes commencent à utiliser un télescope pour observer le Soleil. Les premières recherches ont porté principalement sur la nature des taches et leur comportement. Mais malgré les recherches, la nature physique de ces sites est restée floue jusqu'au XXe siècle. Au XIXe siècle, il existait déjà une série d’observations suffisamment longue du nombre de taches solaires pour déterminer les cycles périodiques de l’activité solaire. En 1845, les professeurs D. Henry et S. Alexander de université de Princeton a observé le Soleil à l'aide d'un thermomètre et a déterminé que les taches solaires émettent moins de rayonnement que les zones environnantes du Soleil. Plus tard, un rayonnement supérieur à la moyenne a été déterminé dans les régions du panache.

Le plus caractéristique principale taches - la présence de champs magnétiques puissants, atteignant la plus grande intensité dans la zone d'ombre. Imaginez un tube de lignes de champ magnétique s'étendant dans la photosphère. La partie supérieure du tube se dilate et les lignes de force qui s'y trouvent divergent, comme des épis de maïs dans une gerbe. Ainsi, autour de l’ombre, les lignes de champ magnétique prennent une direction proche de l’horizontale. Le champ magnétique, pour ainsi dire, élargit la tache de l'intérieur et supprime les mouvements convectifs du gaz, transférant l'énergie des profondeurs vers le haut. Par conséquent, dans la zone du spot, la température s'avère être d'environ 1000 K inférieure. Le spot est pour ainsi dire un trou refroidi dans la photosphère solaire, délimité par un champ magnétique.
Le plus souvent, les taches apparaissent en groupes entiers, mais deux grandes taches s'y détachent. L’un, petit, se trouve à l’ouest et l’autre, plus petit, à l’est. Il y a souvent de nombreux petits points autour et entre eux. Ce groupe de taches solaires est appelé bipolaire car les grandes taches solaires ont toujours la polarité opposée du champ magnétique. Ils semblent être connectés au même tube de lignes de champ magnétique, qui, sous la forme d'une boucle géante, a émergé sous la photosphère, laissant les extrémités quelque part dans les couches profondes, impossibles à voir. L'endroit d'où le champ magnétique sort de la photosphère a une polarité nord, et celui dans lequel le champ de force entre sous la photosphère a une polarité sud.

Les éruptions solaires sont la manifestation la plus puissante de l’activité solaire. Ils se produisent dans des régions relativement petites de la chromosphère et de la couronne situées au-dessus de groupes de taches solaires. En termes simples, les éruptions cutanées sont une explosion provoquée par la compression soudaine du plasma solaire. La compression se produit sous la pression d'un champ magnétique et conduit à la formation d'une longue corde de plasma longue de plusieurs dizaines, voire centaines de milliers de kilomètres. La quantité d'énergie d'explosion est de 10²³ J. La source d'énergie des éruptions diffère de la source d'énergie du Soleil entier. Il est clair que les éruptions sont de nature électromagnétique. L'énergie émise par une éruption dans la région des ondes courtes du spectre est constituée de rayons ultraviolets et de rayons X.
Comme toute forte explosion, l’éruption génère une onde de choc qui se propage vers le haut dans la couronne et le long des couches superficielles. atmosphère solaire. Le rayonnement des éruptions solaires a un impact particulièrement fort sur les couches supérieures de l'atmosphère terrestre et de l'ionosphère. En conséquence, tout un ensemble de phénomènes géophysiques se produisent sur Terre.

Les formations les plus ambitieuses de l’atmosphère solaire sont les proéminences. Ce sont des nuages ​​​​denses de gaz qui apparaissent dans la couronne solaire ou qui y sont éjectés depuis la chromosphère. Une proéminence typique ressemble à un arc lumineux géant reposant sur la chromosphère et formé de jets et de flux de matière plus denses que la couronne. La température des proéminences est d'environ 20 000 K. Certaines d'entre elles existent dans la couronne pendant plusieurs mois, d'autres, apparaissant à côté des taches, se déplacent rapidement à des vitesses d'environ 100 km/s et existent pendant plusieurs semaines. Les proéminences individuelles se déplacent à des vitesses encore plus rapides et explosent soudainement ; on les appelle éruptifs. Les tailles des protubérances peuvent être différentes. Une proéminence typique mesure environ 40 000 km de haut et environ 200 000 km de large.
Il existe de nombreux types de protubérances. Sur les photographies de la chromosphère dans la raie spectrale rouge de l'hydrogène, des protubérances sont clairement visibles sur le disque solaire sous la forme de longs filaments sombres.

Les régions du Soleil dans lesquelles des manifestations intenses de l'activité solaire sont observées sont appelées centres d'activité solaire. Activité générale Le soleil change périodiquement. Il existe de nombreuses façons d’estimer le niveau d’activité solaire. Indice d'activité solaire - Nombres de loup W. W= k (f+10g), où k est un coefficient qui prend en compte la qualité de l'instrument et les observations réalisées avec celui-ci, f est le nombre total de taches actuellement observées sur le Soleil , g est dix fois le nombre de groupes qu'ils forment.
L’époque où le nombre de centres d’activité est le plus grand est considérée comme le maximum d’activité solaire. Et quand il n’y en a pas du tout ou presque – du moins. Les maximums et les minimums alternent avec une période moyenne de 11 ans – le cycle de onze ans de l'activité solaire.

Cette influence est très grande. A.L. Chizhevsky fut le premier à étudier cette influence en juin 1915. Des aurores boréales furent observées en Russie et même en Amérique du Nord, et « des tempêtes magnétiques perturbèrent continuellement le mouvement des télégrammes ». Durant cette période, le scientifique attire l'attention sur le fait que l'augmentation de l'activité solaire coïncide avec un bain de sang sur Terre. En effet, immédiatement après l’apparition de grandes taches solaires sur de nombreux fronts de la Première Guerre mondiale, les hostilités se sont intensifiées. Il a consacré toute sa vie à ces recherches, mais son livre « Au rythme du soleil » est resté inachevé et n'a été publié qu'en 1969, 4 ans après la mort de Chizhevsky. Il a attiré l'attention sur le lien entre l'augmentation de l'activité solaire et les catastrophes terrestres.
En tournant l'un ou l'autre hémisphère vers le Soleil, la Terre reçoit de l'énergie. Ce flux peut être représenté sous la forme d'une onde progressive : là où la lumière tombe, il y a sa crête, là où il fait sombre, il y a un creux : l'énergie monte ou descend.
Les champs magnétiques et les flux de particules provenant des taches solaires atteignent la Terre et affectent le cerveau, le système cardiovasculaire et système circulatoire personne, sur son état physique, nerveux et état psychologique. Un niveau élevé d'activité solaire et ses changements rapides excitent une personne.

Aujourd'hui, l'influence de l'activité solaire sur Terre est étudiée très activement. De nouvelles sciences sont apparues - héliobiologie, physique solaire-terrestre - qui étudient les relations entre la vie sur Terre, la météo, le climat et les manifestations de l'activité solaire.
Les astronomes disent que le Soleil devient de plus en plus brillant et plus chaud. En effet, l’activité de son champ magnétique a plus que doublé au cours des 90 dernières années, la plus forte augmentation s’étant produite au cours des 30 dernières années. Les scientifiques peuvent désormais prédire les éruptions solaires, ce qui permet de se préparer à l'avance à d'éventuelles pannes des réseaux radio et électriques.

Une forte activité solaire peut provoquer la panne des lignes électriques sur Terre et modifier les orbites des satellites qui soutiennent les systèmes de communication, ainsi que les avions et les paquebots. La « violence » solaire se caractérise généralement par de puissantes éruptions et l’apparition de nombreuses taches. Chizhevsky a découvert que pendant les périodes d'activité solaire accrue ( grande quantité taches solaires), des guerres, des révolutions, des catastrophes naturelles, des catastrophes, des épidémies se produisent sur Terre, l'intensité de la croissance bactérienne augmente (« effet Chizhevsky-Velkhover »). Voici ce qu’il écrit dans son livre « L’écho terrestre des tempêtes solaires » : « La quantité et la qualité infiniment variée des facteurs physiques et chimiques qui nous entourent de toutes parts – la nature – sont infiniment grandes. De puissantes forces d’interaction proviennent de l’espace. Le Soleil, la Lune, les planètes et une infinité de corps célestes sont reliés à la Terre par des liens invisibles. Le mouvement de la Terre est contrôlé par les forces gravitationnelles, qui provoquent un certain nombre de déformations de l'air, des coques liquides et solides de notre planète, les font vibrer et produisent des marées. La position des planètes dans le système solaire affecte la répartition et l'intensité des forces électriques et magnétiques terrestres.
Mais le plus grand impact sur le physique et vie organique La Terre reçoit des rayonnements provenant de toutes les directions de l’Univers. Ils relient directement les parties extérieures de la Terre avec environnement spatial, le relient à lui, interagissent constamment avec lui, et donc la face extérieure de la Terre et la vie qui la remplit sont le résultat de l'influence créatrice des forces cosmiques. Et donc la structure de la coquille terrestre, sa physicochimie et sa biosphère sont une manifestation de la structure et de la mécanique de l’Univers, et non jeu aléatoire forces locales. La science repousse sans cesse les limites de notre perception directe de la nature et de notre perception du monde. Ce n'est pas la Terre, mais les étendues cosmiques qui deviennent notre patrie, et nous commençons à ressentir dans toute sa véritable grandeur la signification pour toute existence terrestre à la fois du mouvement des corps célestes lointains et du mouvement de leurs messagers - les radiations... "
En 1980, apparaît une technique permettant de détecter la présence de taches dans les photosphères d'autres étoiles. Il s'est avéré que de nombreuses étoiles classe spectrale G et K sont des taches solaires semblables au soleil, avec un champ magnétique du même ordre. Les cycles d'activité de ces étoiles ont été enregistrés et étudiés. Elles sont proches du cycle solaire et s'étendent de 5 à 10 ans.

Il existe des hypothèses sur l'influence des changements dans les paramètres physiques du Soleil sur le climat de la Terre.

Les aurores terrestres sont le résultat visible de l’interaction du vent solaire, des magnétosphères solaire et terrestre et de l’atmosphère. Les événements extrêmes associés à l'activité solaire entraînent d'importantes perturbations du champ magnétique terrestre, ce qui provoque des géo orages magnétiques. Les tempêtes géomagnétiques sont l'un des éléments les plus importants de la météorologie spatiale et affectent de nombreux domaines de l'activité humaine, parmi lesquels on peut souligner la perturbation des communications, des systèmes de navigation des engins spatiaux, l'apparition de courants induits par Foucault dans les transformateurs et les pipelines, et même la destruction de systèmes énergétiques.
Les tempêtes magnétiques affectent également la santé et le bien-être des populations. La branche de la biophysique qui étudie l'influence des changements de l'activité solaire et des perturbations qu'elle provoque dans la magnétosphère terrestre sur les organismes terrestres est appelée héliobiologie.

Surveillance de l'activité solaire et conditions géomagnétiques Terre en ligne selon divers paramètres... Ainsi que des cartes de la couche d'ozone terrestre et des tremblements de terre dans le monde au cours des deux derniers jours, des cartes météorologiques et de température.

L'émission de rayons X du Soleil montre un graphique de l'activité des éruptions solaires. Les images aux rayons X montrent les événements sur le Soleil et sont utilisées ici pour suivre l'activité solaire et les éruptions solaires. Les grandes éruptions solaires de rayons X peuvent altérer l'ionosphère terrestre, ce qui bloque les transmissions radio haute fréquence (HF) vers la partie ensoleillée de la Terre.

Les éruptions solaires sont également associées à des éjections de masse coronale (CME), qui peuvent éventuellement conduire à des tempêtes géomagnétiques. SWPC envoie des alertes météorologiques spatiales au niveau M5 (5x10-5 W/MW). Quelques épidémies majeures sont accompagnés de fortes sursauts radio qui peuvent interférer avec d'autres fréquences radio et causer des problèmes pour les communications par satellite et la radionavigation (GPS).

La résonance de Schumann est le phénomène de formation d'ondes électromagnétiques stationnaires de basses et ultra-basses fréquences entre la surface de la Terre et l'ionosphère.

La Terre et son ionosphère sont un résonateur sphérique géant dont la cavité est remplie d'un milieu faiblement conducteur de l'électricité. Si l'onde électromagnétique qui apparaît dans cet environnement après avoir fait le tour du globe coïncide à nouveau avec sa propre phase (entre en résonance), alors elle peut exister pendant longtemps.

Résonances Schumann

Après avoir lu l'article de Schumann sur les fréquences de résonance de l'ionosphère en 1952, le médecin allemand Herbert König a attiré l'attention sur la coïncidence de la fréquence de résonance principale de l'ionosphère de 7,83 Hz avec la gamme des ondes alpha (7,5-13 Hz) de l'être humain. cerveau. Il trouva cela intéressant et contacta Schumann. A partir de ce moment, leurs recherches communes ont commencé. Il s'est avéré que d'autres fréquences de résonance de l'ionosphère coïncident avec les principaux rythmes du cerveau humain. L’idée est née que cette coïncidence n’en était pas une. Que l'ionosphère est une sorte de maître générateur des biorythmes de toute vie sur la planète, une sorte de chef d'orchestre de l'orchestre appelé vie.

Et, par conséquent, l'intensité et tout changement dans les résonances de Schumann affectent l'activité nerveuse supérieure d'une personne et ses capacités intellectuelles, ce qui a été prouvé au milieu du siècle dernier.

Les protons sont la principale source d’énergie de l’Univers, générée par les étoiles. Ils participent aux réactions thermonucléaires, notamment les réactions du cycle pp, qui sont à l'origine de la quasi-totalité de l'énergie émise par le Soleil, se résument à la combinaison de quatre protons en un noyau d'hélium-4 avec conversion de deux protons en neutrons.

Les flux d'électrons et de protons proviennent de GOES-13 GOES Hp, GOES-13 et GOES-11. Les particules à haute énergie peuvent atteindre la Terre entre 20 minutes et plusieurs heures après un événement solaire.

GOES Hp est un graphique minute contenant les composantes parallèles moyennes du champ magnétique terrestre en nano Teslas (nT). Mesures : GOES-13 et GOES-15.

8 à 12 minutes après des éruptions solaires importantes et extrêmes, des protons de haute énergie - > 10 MeV ou également appelés rayons cosmiques solaires (SCR) - atteignent la Terre. Le flux de protons de haute énergie entrant dans l’atmosphère terrestre est représenté sur ce graphique. Une tempête de rayonnement solaire peut provoquer des perturbations ou des pannes dans les équipements des engins spatiaux, endommager les équipements électroniques sur Terre et entraîner une exposition aux radiations des astronautes, des passagers et des équipages d'avions.

Une augmentation du flux de rayonnement solaire et l'arrivée de vagues d'éjections coronales solaires provoquent de fortes fluctuations du champ géomagnétique - des orages magnétiques se produisent sur Terre. Le graphique montre les données du vaisseau spatial GOES ; le niveau de perturbation du champ géomagnétique est calculé en temps réel.

Les aurores se produisent lorsque le vent solaire frappe les couches supérieures de l'atmosphère terrestre. Les protons provoquent le phénomène diffus des aurores boréales, qui se propage le long des lignes du champ magnétique terrestre. Les aurores sont généralement accompagnées d'un son unique, rappelant un léger crépitement, qui n'a pas encore été étudié par les scientifiques.

Les électrons sont excités par des processus accélérés dans la magnétosphère. Les électrons accélérés traversent le champ magnétique terrestre jusqu'aux régions polaires, où ils entrent en collision avec des atomes et des molécules d'oxygène et d'azote dans la haute atmosphère terrestre. Lors de ces collisions, les électrons transfèrent leur énergie dans l’atmosphère, piégeant ainsi les atomes et les molécules dans des états d’énergie plus élevés. Quand ils se détendent jusqu'au fond états énergétiques, Ils
libérer de l’énergie sous forme de lumière. C’est similaire au fonctionnement d’une ampoule au néon. Les aurores se produisent généralement entre 80 et 500 km au-dessus de la surface de la Terre.

La carte montre les tremblements de terre sur la planète au cours des dernières 24 heures

Le contenu de l'article

ACTIVITÉ SOLAIRE. Une région active sur le Soleil - (AO) - est un ensemble de formations structurelles changeantes dans certains zone limitée atmosphère solaire, associée à une augmentation de son champ magnétique de valeurs de 10 à 20 à plusieurs (4 à 5) milliers d'oersteds. Plus visible à la lumière visible éducation structurelle La région active est constituée de taches solaires sombres et nettement définies, formant souvent des groupes entiers. Habituellement, parmi de nombreux points plus ou moins petits, deux grands se détachent, formant un groupe bipolaire de points avec la polarité opposée du champ magnétique. Les spots individuels et l'ensemble du groupe sont généralement entourés de structures lumineuses ajourées en forme de treillis - des torches. Ici, les champs magnétiques atteignent des valeurs de plusieurs dizaines d'oersteds. En lumière blanche, les facules sont mieux visibles au bord du disque solaire, cependant, dans les raies spectrales fortes (en particulier l'hydrogène, le calcium ionisé et d'autres éléments), ainsi que dans les régions ultraviolettes lointaines et des rayons X du spectre, elles sont beaucoup plus lumineux et occupent une plus grande surface. La longueur de la zone active atteint plusieurs centaines de milliers de kilomètres et sa durée de vie varie de plusieurs jours à plusieurs mois. En règle générale, ils peuvent être observés dans presque toutes les plages solaires. spectre électromagnétique des rayons X, ultraviolets et visibles aux ondes infrarouges et radio. Au bord du disque solaire, lorsque la région active est visible de côté, au-dessus, dans la couronne solaire, des proéminences sont souvent observées dans les raies d'émission - d'énormes « nuages ​​» de plasma aux formes bizarres. De temps en temps, des explosions soudaines de plasma se produisent dans la région active – des éruptions solaires. Ils génèrent de puissants rayonnements ionisants (principalement des rayons X) et pénétrants (particules élémentaires énergétiques, électrons et protons). Les flux de plasma corpusculaires à grande vitesse modifient la structure de la couronne solaire. Lorsque la Terre tombe dans un tel écoulement, sa magnétosphère se déforme et un orage magnétique se produit. Les rayonnements ionisants affectent grandement les conditions dans la haute atmosphère et créent des perturbations dans l’ionosphère. Influences possibles sur de nombreux autres phénomènes physiques ( cm. section RELATIONS SOLAIRE-TERRESTRE).

Parfois sur le Soleil, même à l'œil nu, à travers du verre fumé, on peut voir des points noirs - des taches. Ce sont les formations les plus visibles dans les couches externes directement observables de l’atmosphère solaire. Des rapports faisant état de taches solaires, parfois observées à travers le brouillard ou la fumée d'incendies, se trouvent dans d'anciennes chroniques et annales. Par exemple, les premières mentions de « lieux noirs » sur le Soleil en Chronique Nikon remontent à 1365 et 1371. Les premières observations télescopiques remontent au tout début du XVIIe siècle. ont été menés presque simultanément et indépendamment les uns des autres par Galileo Galilei en Italie, Johann Holdsmith en Hollande, Christopher Scheiner en Allemagne et Thomas Harriot en Angleterre. Dans de très bonnes conditions atmosphériques, sur les photographies du Soleil, on peut parfois voir non seulement structure fine taches solaires, mais aussi éclairer les zones ajourées autour d'elles - des torches, mieux visibles au bord du disque solaire. Il est clair que contrairement à un émetteur idéal (par exemple une boule de plâtre blanche, uniformément éclairée de tous les côtés), le disque solaire sur le bord apparaît plus sombre. Cela signifie que le Soleil n’a pas de surface solide avec la même luminosité dans toutes les directions. La raison de l'assombrissement du disque solaire vers le bord est la nature gazeuse de ses couches externes de refroidissement, dans lesquelles la température, comme dans les couches plus profondes, continue de diminuer vers l'extérieur. Au bord du disque solaire, la ligne de visée traverse les couches supérieures et froides de son atmosphère, qui émettent nettement moins d’énergie.

Galilée est né à Pise (Italie du Nord) en 1564. En 1609, il fut l'un des premiers à pointer son petit télescope vers le ciel. De nos jours, chaque écolier peut même fabriquer lui-même un verre à lunettes et une loupe ordinaire. meilleur outil. Cependant, il est étonnant de voir tout ce que Galilée a vu de nouveau avec son télescope très imparfait : les satellites de Jupiter, les montagnes et les dépressions de la Lune, les phases de Vénus, les taches du Soleil, les étoiles de la Voie lactée et bien plus encore. Adepte des idées coperniciennes sur la position centrale du Soleil dans notre système planétaire, il a cherché à confirmer ses idées par des observations. En 1632, Galilée publia son célèbre livre Dialogue sur deux systèmes mondiaux. En fait, il s’agissait du premier ouvrage de vulgarisation scientifique écrit par un brillant langue littéraire, et non pas en latin, comme c’était alors l’usage parmi les scientifiques, mais en italien, compréhensible pour tous les compatriotes de Galilée. Ce livre s'est avéré être un soutien audacieux et risqué aux enseignements de Copernic, pour lequel Galilée fut bientôt traduit en justice par l'Inquisition. Naturellement, Galilée espérait utiliser les observations du Soleil comme argument le plus convaincant. Ainsi, en 1613, il publia trois lettres sous forme de belles gravures sous le titre général Descriptions et preuves liées aux taches solaires. Ces lettres étaient une réponse aux arguments absurdes de l'abbé Scheiner, qui observait également des taches solaires, mais les confondait avec des planètes qui, à son avis, se déplaçaient dans la direction prescrite par le système ptolémaïque (géocentrique), et aurait donc confirmé cette direction. Galilée a souligné l'erreur de Scheiner, qui n'a pas remarqué que sa trompette inversait l'image. Il a ensuite prouvé que les taches appartenaient au Soleil, qui s'est avéré être en rotation. Galilée a même émis l'hypothèse, qui s'est avérée exacte, mais qui n'a pu être prouvée que deux siècles et demi plus tard, que les taches étaient constituées de gaz plus froids et plus transparents que l'atmosphère du Soleil. Enfin, après avoir comparé la noirceur des taches avec l'obscurité du ciel au-delà du bord de l'image du Soleil et remarqué que la Lune est plus sombre que le fond du ciel près du Soleil, il établit que les taches solaires sont plus brillantes que les plus brillantes. endroits sur la Lune. Cette œuvre de Galilée est la première sérieuse Recherche scientifique, dédié à la nature physique du Soleil. En même temps, cet essai est un brillant exemple fiction, illustré de belles gravures de l'auteur lui-même.

Le nombre total de spots et de groupes qu'ils forment évolue lentement sur une certaine période de temps (cycle) de 8 à 15 ans (en moyenne 10 à 11 ans). Il est important que la présence de taches solaires affecte le champ magnétique terrestre. Cela a été remarqué par Gorrebov au 18ème siècle, et maintenant on sait déjà que l'activité solaire est associée à de nombreux phénomènes terrestres, l'étude des connexions solaire-terrestre est donc très importante pour Vie pratique. Des observations continues et constantes du Soleil sont donc nécessaires, souvent entravées par le mauvais temps et le réseau insuffisant d'observatoires spéciaux. Il est clair que même de modestes observations amateurs, réalisées avec soin et bien décrites (indiquant l'heure, le lieu, etc.) peuvent être utiles pour la synthèse internationale des données d'activité solaire ( cm. Données géophysiques solaires). De plus, des observations faites par un amateur dans cet endroit, peut amener l'observateur à découvrir un nouveau lien, jusqu'alors inaperçu, avec un phénomène terrestre spécifique à ce lieu particulier. Chaque amateur peut utiliser son télescope pour déterminer l'indice le plus célèbre de l'activité solaire : le nombre relatif de taches solaires de Wolff (du nom de l'astronome allemand qui l'a introduit au milieu du XIXe siècle). Pour déterminer le nombre de Loup, vous devez compter combien de taches individuelles sont visibles sur l'image du Soleil, puis ajouter au nombre obtenu dix fois le nombre de groupes qu'elles forment. Évidemment, le résultat d'un tel calcul dépend grandement de nombreux facteurs, allant de la taille de l'instrument à la qualité de l'image, qui est fortement influencée par les conditions météorologiques, et se terminant par l'habileté et la vigilance de l'observateur. Ainsi, chaque observateur doit, sur la base d'une comparaison de ses observations à long terme avec des données généralement acceptées, estimer le coefficient moyen par lequel il doit multiplier ses estimations des nombres de Wolf afin d'obtenir, en moyenne, des résultats sur l'échelle généralement acceptée. Un résumé des valeurs généralement acceptées pour les nombres de Wolf (W) peut être trouvé, par exemple, dans le bulletin Données solaires, publié par l'Observatoire Pulkovo de Saint-Pétersbourg.

Les taches solaires et surtout les groupes de taches solaires sont les formations actives les plus visibles de la photosphère solaire. Il existe de nombreux cas connus où de grandes taches sur le Soleil ont été observées à l'œil nu à travers du verre fumé. Les taches sont toujours associées à l’apparition de champs magnétiques puissants pouvant atteindre plusieurs milliers d’oersteds dans la région active solaire. Le champ magnétique ralentit le transfert de chaleur par convection, ce qui fait que la température de la photosphère à faible profondeur sous la tache solaire diminue de 1 à 2 000 K. Les taches se présentent sous la forme de nombreux petits pores, dont certains meurent rapidement, et certaines se transforment en formations sombres avec une luminosité 10 fois inférieure à celle de la photosphère environnante. L'ombre d'une tache solaire est entourée d'une pénombre formée de filaments radiaux par rapport au centre de la tache solaire. La durée d'existence des taches solaires varie de plusieurs heures et jours à plusieurs mois. La plupart des taches solaires forment des paires allongées approximativement le long de l'équateur solaire - groupes bipolaires taches solaires avec des champs magnétiques de polarité opposée dans les membres est et ouest du groupe. Le nombre de taches solaires et les groupes bipolaires qu'elles forment changent de manière cyclique (c'est-à-dire sur un intervalle de temps variable, en moyenne proche de 11 ans) : d'abord augmentant relativement rapidement, puis diminuant lentement.

Autour des taches solaires se trouvent souvent des zones lumineuses appelées faculae. mot grec torche(chignon, torche). Il s'agit de la phase initiale de l'activité solaire, mieux visible près du bord du disque solaire, où le contraste avec le fond non perturbé de la photosphère atteint 25 à 30 %. Les torches ressemblent à un ensemble de petits points lumineux (granules de torche de plusieurs centaines de kilomètres) formant des chaînes et un maillage ajouré. On les trouve dans presque toutes les régions actives du Soleil et leur apparition précède la formation des taches solaires. En dehors des zones actives, des torches apparaissent périodiquement dans régions polaires Soleil.

Dans la chromosphère au-dessus des panaches, on observe leurs continuations, ayant une structure similaire et appelées flocculi (du latin flocculis- un petit morceau de peluche). Il s'agit d'une manifestation de l'activité solaire dans la chromosphère, clairement visible sur le disque solaire lorsqu'elle est observée dans les raies spectrales de l'hydrogène, de l'hélium, du calcium et d'autres éléments.

Les formations actives de la couronne solaire - les protubérances - peuvent atteindre les plus grandes tailles. Ce sont des nuages ​​de matière chromosphérique dans la couronne, soutenus par des champs magnétiques. Ils ont une structure fibreuse et irrégulière et sont constitués de filaments mobiles et de caillots de plasma, se distinguant par une variété exceptionnelle de formes : tantôt ils ressemblent à de calmes meules de foin, tantôt ils sont des entonnoirs tourbillonnants rappelant des girolles ou des buissons, ce sont souvent des figures des plus des formes bizarres. Leurs caractéristiques dynamiques varient également considérablement, allant de formations calmes et de longue durée à des proéminences éruptives qui explosent soudainement. Les proéminences silencieuses les plus anciennes et qui changent lentement sont comme des rideaux suspendus presque verticalement sur des lignes de champ magnétique. Lorsqu'elles sont observées sur le disque solaire, ces proéminences sont projetées dans de longs filaments étroits. , qui apparaissent sombres sur les images du Soleil dans la raie spectrale rouge de l'hydrogène. Cela s'explique par le fait que la substance des proéminences absorbe le rayonnement photosphérique uniquement par le bas et le diffuse dans toutes les directions.

Dans une région active bien développée, un petit volume de plasma solaire explose parfois soudainement. Cette manifestation la plus puissante de l’activité solaire s’appelle une éruption solaire.

Cela se produit dans la région de changement de polarité du champ magnétique, où dans petite zone les espaces « entrent en collision » avec de puissants champs magnétiques dirigés de manière opposée, ce qui modifie considérablement leur structure. En règle générale, une éruption solaire se caractérise par une croissance rapide (jusqu'à dix minutes) et un lent déclin (20 à 100 minutes). Lors d’une éruption, le rayonnement augmente dans presque toutes les plages du spectre électromagnétique. Dans la région visible du spectre, cette augmentation est relativement faible : pour les éruptions les plus puissantes, observées même en lumière blanche sur fond de photosphère lumineuse, elle n'est pas supérieure à une fois et demie à deux fois. Mais dans les régions ultraviolettes lointaines et des rayons X du spectre et, en particulier, dans la gamme radio des ondes métriques, cette augmentation est très importante. Parfois, des sursauts de rayons gamma sont observés. Environ la moitié de l'énergie totale de l'éruption est emportée par de puissantes émissions de matière plasmatique, qui traverse la couronne solaire et atteint l'orbite terrestre sous forme de flux corpusculaires interagissant avec la magnétosphère terrestre, conduisant parfois à l'apparition d'aurores.

En règle générale, les éruptions s'accompagnent de la libération de particules chargées à haute énergie. S’il est possible de détecter des protons lors d’une éruption, alors une telle éruption est appelée « éruption de protons ». Les flux de particules énergétiques provenant des éruptions de protons constituent un grave danger pour la santé et la vie des astronautes Cosmos. Ils peuvent provoquer des dysfonctionnements des ordinateurs de bord et autres appareils, ainsi que leur dégradation. Les éruptions les plus puissantes sont visibles même en « lumière blanche » sur fond de photosphère lumineuse, mais de tels événements sont très rares. Pour la première fois, une telle épidémie fut observée indépendamment en Angleterre par Carrington et Hodgson le 1er septembre 1859. La façon la plus simple d’observer les éruptions solaires est de suivre la ligne rouge de l’hydrogène émis par la chromosphère. Dans le domaine radio, l'augmentation de la luminosité radio dans les régions actives est si importante que plein débit L'énergie des ondes radio provenant du Soleil tout entier augmente des dizaines, voire des milliers de fois. Ces phénomènes sont appelés sursauts d’émission radio solaire. Les sursauts apparaissent à toutes les longueurs d'onde, du millimètre au kilomètre. Ils sont créés par les ondes de choc générées par l’éruption se propageant dans la couronne solaire. Ils sont accompagnés de flux de protons et d'électrons accélérés, provoquant un échauffement du plasma dans la chromosphère et la couronne à des températures de plusieurs dizaines de millions de kelvins. On pense que la source d’énergie la plus probable libérée lors d’une éruption solaire est un champ magnétique. Lorsque l’intensité du champ magnétique augmente dans une certaine région de la chromosphère ou de la couronne, une grande quantité d’énergie magnétique s’accumule. Dans ce cas, il peut y avoir états instables, conduisant à un processus explosif presque instantané de libération d’énergie comparable à l’énergie de milliards d’explosions nucléaires. L'ensemble du phénomène dure de quelques minutes à plusieurs dizaines de minutes, pendant lesquelles jusqu'à 10 25 – 10 26 J (10 31 – 32 erg) sont libérés sous la forme d'une éjection énergétique de plasma et d'un flux de rayons cosmiques solaires, comme ainsi que les rayonnements électromagnétiques de toutes les gammes - des rayons X aux rayons gamma - jusqu'aux ondes radio du mètre. Ultraviolet dur et rayonnement Xà partir des éruptions, ils modifient l'état de l'atmosphère terrestre, provoquant des perturbations magnétiques qui ont un impact significatif sur l'ensemble de l'atmosphère terrestre, provoquant de nombreux phénomènes géophysiques, biologiques et autres.

– un flux de particules chargées de haute énergie, accélérées dans les couches supérieures de l'atmosphère solaire, qui apparaissent lors des éruptions solaires. Ils sont détectés près de la surface de la Terre sous la forme d'augmentations soudaines et brusques de l'intensité des rayons cosmiques sur fond de rayons cosmiques galactiques plus énergétiques. . Limite supérieure d'observation de l'énergie des particules de rayons cosmiques solaires e À» 2·10 10 eV. La limite inférieure de leur énergie est incertaine et dépasse les mégaélectronvolts (e ÀЈ 10 6 eV). Au cours de certaines éruptions, elle descend en dessous de 10 5 eV, c'est-à-dire qu'elle se ferme essentiellement avec limite supérieureénergie des particules du vent solaire. La limite inférieure conventionnellement acceptée pour l'énergie des rayons cosmiques solaires est de 10 5 – 10 6 eV. À des énergies plus basses, le flux de particules acquiert les propriétés du plasma , pour lequel il n'est plus possible de négliger l'interaction électromagnétique des particules entre elles et avec le champ magnétique interplanétaire.

La part principale des rayons cosmiques solaires est constituée de protons avec e Àі 10 6 eV, il existe aussi des noyaux avec une charge Z i 2 (jusqu'à 28 noyaux Ni) et énergie e À de 0,1 à 100 MeV/nucléon, électrons de e Àі 30 keV (limite expérimentale). Des flux notables de deutons 2H ont été enregistrés, la présence de tritium 3H et des principaux isotopes C, O, Ne et Ar a été établie. Lors de certaines éruptions, une quantité notable de noyaux de l'isotope 3 He apparaît. Contenu relatif des noyaux avec Zі 2 reflète principalement la composition de l'atmosphère solaire, tandis que la fraction de protons varie d'une éruption à l'autre.

Un complexe de phénomènes (processus) précédant le moment t 0 génération de rayons cosmiques solaires, ainsi que les processus se produisant à proximité du moment t 0 (effets associés) et ceux accompagnant la génération des rayons cosmiques solaires (avec un retard T par rapport au moment t 0 ou t 0 + D t, où d t– durée de l’accélération) est appelé événement protonique solaire (SPE). Pour les particules avec e Àі 10 8 eV La dépendance temporelle de l'intensité du flux de rayons cosmiques solaires à proximité de la Terre (profil temporel du SPE) a un aspect asymétrique caractéristique. Elle est représentée par une courbe avec une augmentation très rapide (sur des minutes et des dizaines de minutes) avec une décroissance plus lente (de quelques heures à » 1 jour). Dans ce cas, l'amplitude de l'augmentation à la surface de la Terre peut atteindre des centaines et des milliers de pour cent par rapport au flux de fond des rayons cosmiques galactiques. À mesure que vous vous éloignez de la surface de la Terre (dans la stratosphère, à orbites des satellites et dans l'espace interplanétaire), le seuil d'énergie pour l'enregistrement des rayons cosmiques solaires diminue progressivement et la fréquence des événements protoniques observés augmente de manière significative. Dans ce cas, le profil temporel des rayons s'étend généralement sur plusieurs dizaines d'heures.

La répartition des rayons cosmiques solaires par énergie et charge à proximité de la Terre est déterminée par le mécanisme d'accélération des particules dans la source (éruption solaire), les caractéristiques de leur sortie de la région d'accélération et les conditions de propagation dans le milieu interplanétaire, donc il est très difficile d’établir de manière fiable la forme du spectre des rayons cosmiques solaires. Apparemment, ce n'est pas la même chose dans différents intervalles d'énergie : dans la représentation du spectre énergétique différentiel fonction de puissance ~ e-– g À indice g diminue à mesure que l'énergie diminue) (le spectre devient plus plat). Dans les champs magnétiques interplanétaires, le spectre se transforme sensiblement avec le temps et la valeur de g augmente et le spectre continue de baisser fortement, c'est-à-dire le nombre de particules diminue rapidement avec l'augmentation de l'énergie. L'indicateur de spectre dans la source peut varier d'un événement à l'autre dans les 2 Ј g Ј 5 en fonction de la puissance du SPE et de l'intervalle d'énergie considéré, et pour la Terre - respectivement dans les 2 Ј g Ј 7. Numéro complet les protons accélérés libérés dans l'espace interplanétaire lors d'un puissant SPE peuvent dépasser 10 32 et leur énergie totale est de 10 31 erg, ce qui est comparable à l'énergie du rayonnement électromagnétique de l'éruption. La hauteur à laquelle l'accélération des particules se produit dans l'atmosphère solaire semble être différente selon les éruptions : dans certains cas, la région d'accélération (source) est située dans la couronne, à une concentration de particules de plasma. P.~ 10 11 cm –3 , dans d'autres – dans la chromosphère, où P.~ 10 13 cm –3 . La sortie des rayons cosmiques solaires au-delà de l’atmosphère solaire est fortement influencée par la configuration des champs magnétiques dans la couronne.

L’accélération des particules est étroitement liée au mécanisme d’apparition et de développement des éruptions solaires elles-mêmes. La principale source d’énergie des éruptions est le champ magnétique. Lorsqu'il change, des champs électriques apparaissent qui accélèrent les particules chargées. Les mécanismes les plus probables d’accélération des particules lors des éruptions sont considérés comme électromagnétiques. Particules de rayons cosmiques chargées Zé, masse À r et la vitesse n dans les champs électromagnétiques sont généralement caractérisés par la rigidité magnétique R = Ampère Avec n /Zé, Où UN– numéro atomique de l’élément. Lorsqu'il est accéléré par un champ électrique quasi régulier qui apparaît lorsque la couche de courant neutre se brise lors d'une éruption, le processus accélération, toutes les particules de plasma chaud de la région de discontinuité sont impliquées, et un spectre de rayons cosmiques solaires de forme ~ exp ( –R/R 0), où R. 0 – rigidité caractéristique. Si le champ magnétique dans la région de l'éruption change régulièrement (par exemple, il augmente avec le temps selon une certaine loi), alors l'effet de l'accélération bêtatron est possible. Ce mécanisme conduit à un spectre de loi de puissance en rigidité (~ R- g). Dans le plasma hautement turbulent de l'atmosphère solaire Des champs électriques et magnétiques changeant irrégulièrement apparaissent également, ce qui conduit à une accélération stochastique. Le mécanisme d'accélération statistique lors de collisions de particules présentant des inhomogénéités magnétiques (mécanisme de Fermi) a été développé de manière très détaillée. Ce mécanisme donne un spectre énergétique de la forme ~e – merci.

Dans des conditions d'éruption, le rôle principal devrait être joué par des mécanismes d'accélération rapides (réguliers), bien que la théorie autorise également une possibilité alternative : une accélération lente (stochastique). En raison de la complexité de l’image physique des éruptions et du manque de précision des observations, il est difficile de choisir entre différents mécanismes. Parallèlement, les observations et analyse théorique montrent qu’une combinaison de mécanismes d’accélération peut être à l’œuvre lors d’une éruption. Des informations fondamentalement importantes sur les processus d'accélération des rayons cosmiques solaires peuvent être obtenues en enregistrant le flux de neutrons et le rayonnement gamma des éruptions cutanées, ainsi que des rayons X et des rayonnements radio-électromagnétiques. Les données sur ces rayonnements obtenues à l'aide d'engins spatiaux indiquent l'accélération rapide des rayons cosmiques solaires (en secondes).

En quittant la région d'accélération, les particules de rayons cosmiques solaires errent pendant de nombreuses heures dans le champ magnétique interplanétaire, se dispersant sur ses inhomogénéités, et se déplacent progressivement vers la périphérie. système solaire. Certains d’entre eux envahissent l’atmosphère terrestre, provoquant une ionisation supplémentaire des gaz atmosphériques (principalement dans la zone calottes polaires). Des flux suffisamment intenses de rayons solaires cosmiques peuvent appauvrir considérablement la couche d’ozone de l’atmosphère. Ainsi, les rayons solaires cosmiques jouent un rôle actif dans le système de connexions solaire-terrestre. De puissants flux de particules rapides lors d'éruptions solaires peuvent créer un grave danger dans l'espace interplanétaire pour les équipages des engins spatiaux (SC), leurs panneaux solaires et équipements électroniques. Il a été établi que la plus grande contribution à la dose totale provient des protons solaires d'une énergie de 2·10 7 – 5·10 8 eV. Les particules d'énergies inférieures sont efficacement absorbées par la peau du vaisseau spatial. Des événements de protons solaires relativement petits produisent un flux maximal de protons d'énergie ec i 10 8 eV n’est pas supérieur à 10 2 – 10 3 cm –2 s –1, ce qui est comparable au flux de protons dans la ceinture de rayonnement interne de la Terre. Derrière Dernièrement l'une des éruptions X17 les plus puissantes s'est produite en septembre 2005. Les valeurs des flux maximaux de protons lors de puissants SPE augmentent à mesure que l'énergie diminue. Pour garantir la sécurité radiologique des engins spatiaux, il est nécessaire de prévoir les éruptions solaires.

L'astronome amateur allemand Heinrich Schwabe de Dessau, pharmacien de profession, a observé le Soleil tous les jours clairs pendant un quart de siècle et a noté le nombre de taches solaires qu'il a remarquées. Convaincu que ce nombre augmente et diminue régulièrement, il publie ses observations en 1851 et attire ainsi l'attention des scientifiques sur sa découverte. Le directeur de l'observatoire de Zurich, R. Wolf, a étudié en détail les données antérieures sur l'observation des taches solaires et a organisé leur enregistrement systématique ultérieur. Il a introduit un indice spécial pour caractériser l'activité de formation de taches du Soleil, proportionnel à la somme du nombre de toutes les taches individuelles actuellement observées sur le disque solaire et à dix fois le nombre de groupes formés par elles. Par la suite, cet indice a commencé à être appelé numéros de Wolf. Il s'est avéré que l'alternance des maxima et minima de la série des nombres de Wolf ne se produit pas strictement périodiquement, mais à des intervalles de temps allant de huit à quinze ans. Cependant, à différentes époques, l'intervalle s'est avéré être le même, en moyenne - environ onze ans. Par conséquent, le phénomène a commencé à être appelé cycle d’activité solaire de 11 ans.

Au début du cycle, il n’y a presque pas de taches solaires. Puis, sur plusieurs années, leur nombre augmente jusqu'à un certain maximum, après quoi il diminue à nouveau un peu plus lentement jusqu'à un minimum. Compte tenu de l'alternance de polarité magnétique des taches des groupes bipolaires et du Soleil entier dans les cycles voisins, le cycle d'activité solaire de 22 ans est physiquement plus justifié. Il existe des preuves de l'existence de cycles plus longs : 35 ans (cycle de Brückner), laïques (80-130 ans) et quelques autres.

Le niveau d'activité solaire est généralement caractérisé par des indices d'activité solaire spéciaux. Les plus célèbres d'entre eux sont les nombres de Wolf W, introduits par l'astronome allemand Rudolf Wolf : W = k(F + 10g), Où, F est le nombre de points individuels actuellement observés sur le disque solaire, et g– dix fois le nombre de groupes formés par eux. Cet indice reflète avec succès la contribution à l'activité solaire non seulement des taches solaires elles-mêmes, mais également de l'ensemble de la région active, principalement occupée par les facules. Donc les chiffres W s'accordent très bien avec des indices modernes et plus précis, par exemple l'ampleur du flux d'émission radio du Soleil entier à une onde de 10,7 cm. Il existe également de nombreux autres indices d'activité solaire, déterminés par la zone des facultés. , les flocculi, les ombres des taches solaires, le nombre d'éruptions cutanées, etc.

Différents types de rayonnement solaire déterminent le bilan thermique des terres, des océans et de l’atmosphère. Au-delà de l'atmosphère terrestre pour chacun mètre carré une plate-forme perpendiculaire aux rayons du soleil représente un peu plus de 1,3 kilowatts d'énergie. Les terres et les eaux de la Terre absorbent environ la moitié de cette énergie, dont environ un cinquième est absorbé dans l'atmosphère. Le reste de l'énergie solaire (environ 30 %) est réfléchi dans l'espace interplanétaire, principalement par l'atmosphère terrestre. Il est difficile d'imaginer ce qui se passerait si, pendant un certain temps, une sorte de barrière bloquait le chemin de ces rayons vers la Terre. Le froid arctique va rapidement commencer à s’emparer de notre planète. Dans une semaine, les tropiques seront recouverts de neige. Les rivières vont geler, les vents vont s'atténuer et l'océan va geler jusqu'au fond. L'hiver viendra soudainement et partout. De fortes pluies commenceront, mais pas à cause de l'eau, mais de l'air liquide (principalement de l'azote liquide et de l'oxygène). Il va rapidement geler et recouvrir la planète entière d’une couche de sept mètres. Aucune vie ne peut survivre dans de telles conditions. Heureusement, tout cela ne peut pas se produire, du moins soudainement et dans un avenir proche, mais l'image décrite illustre assez clairement l'importance du Soleil pour la Terre. La lumière du soleil et la chaleur ont été les facteurs les plus importants dans l’émergence et le développement des formes de vie biologique sur notre planète. L’énergie du vent, des cascades, des rivières et des océans est l’énergie emmagasinée du Soleil. On peut en dire autant des énergies fossiles : charbon, pétrole, gaz. Sous l'influence de l'électromagnétique et rayonnement corpusculaire Les molécules de l'air du soleil se décomposent en atomes individuels, qui à leur tour s’ionisent. Des couches supérieures chargées de l'atmosphère terrestre se forment : l'ionosphère et l'ozonosphère. Ils détournent ou absorbent le rayonnement solaire ionisant et pénétrant nocif, ne transmettant à la surface de la Terre que la partie de l'énergie solaire utile au monde vivant, à laquelle les plantes et les êtres vivants se sont adaptés. Cependant, même une infime partie résiduelle des rayons ultraviolets qui atteignent nos plages peut causer bien des problèmes aux touristes imprudents et désireux de bronzer.

Un complexe de phénomènes associés à l'influence des corpuscules solaires et un rayonnement électromagnétique sur les processus géomagnétiques, atmosphériques, climatiques, météorologiques, biologiques et autres processus géophysiques et géologiques - le sujet d'une discipline spéciale appelée connexions solaire-terrestre. Ses idées principales ont été formulées au début du XXe siècle. à travers les travaux d'éminents scientifiques russes V.I. Vernadsky, K.E. Tsiolkovsky et A.L. Chizhevsky - le fondateur de l'héliobiologie, chercheur actif sur l'influence de l'activité solaire sur divers phénomènes se produisant sur Terre.

La surface de la Terre se réchauffe plus que l'air, de sorte que les couches d'air de surface sont plus chaudes que celles qui la recouvrent. Si vous regardez un paysage ouvert par une journée chaude, vous remarquerez des jets d’air chaud montants. Ainsi, dans la basse atmosphère terrestre, se produit un mélange (convection), semblable à celui qui conduit à la formation de granulation dans la photosphère solaire. Cette couche, d'une épaisseur de 10 à 12 kilomètres (aux latitudes moyennes), est appelée troposphère. Il est clairement visible d'en haut depuis le hublot d'un avion survolant un voile de cumulus - une manifestation de convection dans l'atmosphère terrestre. La température dans la troposphère diminue régulièrement avec l'altitude, jusqu'à des valeurs de –40 et même –80°C à des altitudes d'environ 8 et 100 km.

Afflux lumière du soleil et la chaleur de la Terre en rotation entraîne des changements de température quotidiens à presque toutes les latitudes, à l'exception des calottes glaciaires polaires, où les nuits et les jours peuvent durer jusqu'à six mois. Mais ce qui est le plus important ici, c'est le rythme annuel de l'irradiation solaire, qui est également perceptible sur toute la Terre, à l'exception de la zone équatoriale, où seul le changement du jour et de la nuit se fait sentir. Changements quotidiens et annuels de l'éclairage de la Terre rayons de soleil conduire à une variabilité périodique complexe du chauffage dans différentes régions de la Terre. Un réchauffement inégal de différentes parties de la terre, des océans et de l'atmosphère entraîne l'émergence de puissants courants-jets dans les océans, ainsi que des vents, des cyclones et des ouragans dans la troposphère. Ces mouvements de matière atténuent les changements de température et ont en même temps une forte influence sur le temps qu'il fait en tout point de la Terre et façonnent le climat de la planète entière. On peut s’attendre à ce que le régime thermique sur Terre, établi sur des milliers d’années, garantisse une répétabilité extrêmement précise des phénomènes météorologiques dans chaque région donnée. Dans certains endroits, cela est vrai, par exemple, puisque histoire ancienne On sait que les crues du Nil, associées aux précipitations dans son cours supérieur, commencent comme sur des roulettes le même jour de l'année tropicale. Cependant, dans de nombreux autres endroits, même si les tendances générales restent les mêmes, des écarts notables par rapport à la moyenne sont souvent observés. Beaucoup d'entre eux sont reflétés dans les calendriers différentes nations, en particulier en russe (Mai est froid - l'année est fertile, si à Evdokia un poulet peut boire dans une flaque d'eau, l'été sera chaud, etc.). Cependant, les dates, par exemple, des gelées de l'Épiphanie et de Vladimir sont plus stables, et celles de Noël, moins. Grâce à la géologie, nous connaissons plusieurs périodes glaciaires. Toutes ces anomalies, au moins partiellement, pourraient être associées à l'activité solaire.

Edouard Kononovitch

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