Za razumevanje fizične narave procesov, ki se dogajajo na Soncu, je pomembno ugotoviti razloge za nižjo temperaturo sončnih peg v primerjavi s fotosfero, vlogo magnetnih pojavov pri njihovem razvoju in obstoju ter mehanizem 11 (22. ) letna cikličnost sončne aktivnosti.
Tabela 6. Model sončnih peg po Mischarju (1953). V vsakem dvojnem stolpcu se prvi nanaša na fotosfero, drugi na sončno pego. Tlak je izražen v dynih/cm2. Negotove vrednosti so v oklepaju. Izbrani argument je optična globina pri .
Temperatura peg je, kot že rečeno, bistveno nižja od temperature fotosfere, kar potrjujeta njihova relativna temnost in precej nižja stopnja ionizacije in vzbujanja, kot izhaja iz njihovih spektrov. Zmanjšanje števila elektronov v pegah povzroči zmanjšanje motnosti sončne snovi (predvsem zaradi močnega zmanjšanja števila ionov). Tako v sončnih pegah »gledamo« v večje geometrične globine kot v fotosferi. Vendar pa so te globine še vedno zelo nepomembne, kot je razvidno iz tabele 6.
Tako lahko ob upoštevanju Wilsonovega učinka vidno liso primerjamo s plitvo ploščo. Globino pege je zelo težko izslediti, saj je odvisna od porazdelitve magnetnega polja z globino. Dejansko je, kot je razvidno iz tabele 6, tlak na isti ravni v pegi približno dyne/cm2 (približno 0,2 atm) manjši kot v sosednji fotosferi. Ravnovesje se lahko vzdržuje le z dodatnim pritiskom, ki ga ustvari magnetno polje [glej. § 2, formula (2.26)]. Tlak je enak in ta vrednost bo enaka dynom/cm2, če . Prav takšno magnetno polje je značilno za zgornjo raven sončnih peg. Za povprečno sončno pego so značilne naslednje numerične značilnosti:
Zaradi velikega obsega gibanj v sončni fotosferi in pod njo poteka razpad magnetnih polj na Soncu izjemno počasi (traja na stotine let). Zaradi tega aktivna območja Sonca že dolgo obstajajo, magnetna polja pa bodisi potonejo globoko v fotosfero bodisi lebdijo na njeni površini. Blizu površine, kjer gostota snovi postane nizka, se pogoj enakosti kinetične energije in energije magnetnega polja poruši v korist slednjega, konvekcija pa je močno potlačena, medtem ko običajno konvekcijski tokovi nosijo s seboj toploto. Poleg tega je na subfotosferski ravni sončnih peg prepovedan tudi konvektivni dotok toplote z obrobja, saj teče čez magnetne silnice. Nizka temperatura madežev je posledica pomanjkanja konvekcije. Vendar to ni edini razlog. Možno je tudi, da toploto odnašajo iz sence magnetohidrodinamični valovi.
Dolgo obstoječa magnetna polja na Soncu so očitno povezana z obstojem velikih krožnih gibanj v konvektivnem območju Sonca do globine več deset tisoč kilometrov, ki nastanejo zaradi nehomogenosti vrtenja Sonca. Kroženje plazme ustvarja magnetne vrtince in ko pridejo na površje, se pojavijo bipolarne skupine, preproste ali kompleksne, katerih vidni izraz postanejo lise (slika 40). Hkrati pa je takšnih vrtincev na Soncu veliko na različnih meridianih. Verjetno se med ciklom pomikajo proti ekvatorju, medtem ko na polih nastanejo novi vrtinci, ki nadomestijo stare. Seveda je smer vrtincev na obeh poloblah različna. Hitrost, s katero se veliki vrtinci spuščajo proti ekvatorju, določa trajanje cikla sončne aktivnosti.
22-letni cikel ostaja nejasen. Seveda se magnetne silnice raztezajo daleč čez površino Sonca, v kromosfero in korono, vendar jih morajo prenašati določene mase snovi. Nadalje bomo videli znake interference magnetnih sil v kromosferskih in koronarnih procesih.
riž. 40. Magnetna območja na Soncu (diagram)
Majhna magnetna polja, kot so tista, ki obstajajo na obrobju sončnih peg, namesto da bi zavirala konvekcijo, jo krepijo. To se zgodi zato, ker šibko polje, čeprav ne more ovirati energijske konvekcije, zaduši relativno šibko turbulenco in s tem zmanjša viskoznost plina, kar pospešuje konvektivna gibanja. Odvečni toplotni tok, ki prihaja v zgornje plasti fotosfere, zaradi konvekcije segreva plin, zato okoli peg opazimo bakle, nad baklami pa flokule, kalcij in vodik. Meja kalcijevih kosmičev na splošno določa mejo aktivne regije, medtem ko so vodikovi kosmiči bližje mestu - kjer je magnetno polje nekoliko močnejše: 10-15 Oe. Možno je, da je zankasta oblika "izbokline". ” magnetne silnice (slika 41) določa napredovanje plinskih tokov (vzdolž silnic), kar je skladno s pojavom toka snovi v točko na veliki nadmorski višini, opazovano z uporabo radialnih hitrosti.
riž. 41. Izhod magnetnega polja na površino Sonca (diagram)
Čeprav ima magnetno polje v neaktivnih območjih 1-2 Oe, lahko na nekaterih majhnih mestih doseže 100 Oe. Na istih mestih v fotosferi opazimo majhne svetle vozle.
Višja temperatura od okolice skupaj z magnetnim poljem ustvarja presežek tlaka nad okoliško snovjo, tako da se mora vozlišče hitro razpršiti, za njegov dolgoročni obstoj pa je nujen dotok plinov od zunaj, kar lahko nastane če je osnova vozla v fotosferi hladnejša in tlak nižji kot v okolju.
Podrobnejšo sliko horizontalnih premikov na različnih ravneh sončne atmosfere v povezavi s fino strukturo magnetnih polj dajejo modificirana spektroheliografska opazovanja po Laytonovi metodi. Ta metoda je sestavljena iz hkratnega pridobivanja spektroheliografskih velikih slik območja Sonca brez sončnih peg v žarkih kratko- in dolgovalovnih kril ene ali druge spektralne črte. Kot že omenjeno (str. 47), z oddaljevanjem od središča črte opazujemo vse globlje plasti Sončeve atmosfere, medtem ko desno in levo krilo črte ustrezata v enem primeru predvsem približevanju, v drugem pa umikajoče se plinske mase. Primerjava obeh spektroheliogramov razkrije tokove na površini Sonca, ki se premikajo proti opazovalcu in stran od njega. Izkazalo se je, da so lokalizirani v celicah s premerom približno 30 tisoč km, tako da v vsaki celici obstaja sistematično gibanje plinskih mas od središča do obrobja. Te celice imenujemo supergranule. So veliko bolj trpežni od običajnih peletov, njihova povprečna življenjska doba je 40 ur. Imajo oglato obliko, podobno poligonom.
Supergranulacija odraža pojav konvekcije na Soncu v veliko večjem obsegu kot granulacija, ki ne zajema le velikih površin, ampak tudi velike globine. Glede na pogoje opazovanja (v krilih različnih linij) je to konvekcijo mogoče zaslediti le v zgornjih plasteh sončne fotosfere. Celična mreža, opažena v spektroheliogramih, že pripada zgornji kromosferi in ne sovpada s supergranulacijsko mrežo. Nasprotno, pojav zrnc, opažen v integralni svetlobi, se nanaša na nekoliko večje globine kot opažene supergranulacijske regije. Toda glede na porazdelitev hitrosti v supergranulah in glede na študij gibanja posameznih granul gredo vsa gibanja sončne plazme do meja supergranul, s seboj pa magnetno polje. Tukaj se plazma sreča s podobnim tokom sosednje supergranule in gre globlje, kar zagotavlja njeno stalno kroženje. Magnetno polje ostane (ker se plazma giblje vzdolž silnic) in tukaj njegova jakost doseže vrednosti več deset in celo sto oerstedov, v vogalih celic pa tudi do 1,5-2 tisoč oerstedov, kot je razvidno iz opazovanj Zeemanovega učinka. Tako ima vsaka supergranula magnetno pregrado, ki jo omejuje in ščiti. Toda poleg tega ima meja supergranule višjo temperaturo od njenega središča, za približno 2-4%, kar je posledica povečanja svetlosti tistih spektralnih linij, ki se intenzivirajo v pikah, to je črt nizkega vzbujanja. Povečanje svetlosti v črtah kaže na zmanjšanje števila absorbirajočih atomov, kar v tem primeru nastane zaradi povečanja vzbujanja ali ionizacije.
Predpostavlja se, da se v globinah fotosfere supergranule delno združijo, saj z izjemo vogalov celic stene supergranul predstavljajo precej šibko magnetno pregrado z naraščajočo gostoto plina.
Vpliv super granulacijske strukture sega navzgor. Ko jih opazujemo blizu sončnega roba, supergranule sovpadajo s celicami fakul. Tukaj v fotosferi je le v tem primeru lahko vidna supergranulacija. Nasprotno, v kromosferi se supergranulacija kaže kot mreža kosmičev, ki se jasno pokaže na spektroheliogramih v žarkih CaII K. Ta mreža je jasno vidna tudi na transatmosferskih fotografijah Sonca v žarkih ultravijoličnih linij, navedenih na str. . 72, ki seva nad kromosfero v prehodni plasti, vendar izgine v žarkih koronarnih linij, kot je črta . Treba je misliti, da se magnetna polja superzrnc, ki mejijo nanje, segajo tudi tako daleč. Šele na koronarnih višinah dobijo urejen videz: magnetne črte potekajo radialno in določajo kanale, po katerih se gibljejo toplotno prevodni elektroni. Njihovo gibanje je tako omejeno, toplotna prevodnost prehodne plasti se zmanjša in njena debelina postane večja kot v odsotnosti polja. Vse našteto seveda velja za tiho kromosfero in korono.
Občasno se Sonce po celotnem obodu prekrije s temnimi lisami. Prvi so jih s prostim očesom odkrili stari kitajski astronomi, uradno odkritje peg pa se je zgodilo v začetku 17. stoletja, ko so se pojavili prvi teleskopi. Odkrila sta jih Christoph Scheiner in Galileo Galilei.
Galileo je kljub temu, da je Scheiner pege odkril že prej, prvi objavil podatke o svojem odkritju. Na podlagi teh pik mu je uspelo izračunati rotacijsko dobo zvezde. Odkril je, da se Sonce vrti, kot bi se vrtelo trdno telo, hitrost vrtenja njegove snovi pa se spreminja glede na zemljepisno širino.
Danes je bilo mogoče ugotoviti, da so pege področja hladnejše snovi, ki nastanejo kot posledica izpostavljenosti visoki magnetni aktivnosti, ki moti enakomeren tok vroče plazme. Vendar lise še vedno niso popolnoma razumljene.
Astronomi na primer ne morejo z gotovostjo reči, kaj povzroča svetlejšo mejo, ki obdaja temni del sončne pege. Dolgi so lahko do dva tisoč kilometrov in široki do sto petdeset. Preučevanje madežev otežuje njihova relativno majhna velikost. Vendar pa obstaja mnenje, da so prameni naraščajoči in padajoči plinski tokovi, ki nastanejo kot posledica dejstva, da se vroča snov iz globin Sonca dvigne na površje, kjer se ohladi in pade nazaj. Znanstveniki so ugotovili, da se navzdolnji tokovi gibljejo s hitrostjo 3,6 tisoč km/h, medtem ko se navzgor gibljejo s hitrostjo približno 10,8 tisoč km/h.
Skrivnost temnih peg na Soncu je razrešena
Znanstveniki so odkrili naravo svetlih pramenov, ki uokvirjajo temne lise na Soncu. Temne lise na Soncu so območja hladnejšega materiala. Pojavijo se, ker lahko zelo visoka magnetna aktivnost Sonca prepreči enakomeren pretok vroče plazme. Vendar do danes ostaja veliko podrobnosti o strukturi madežev nejasnih.
Zlasti znanstveniki nimajo jasne razlage o naravi svetlejših pramenov, ki obdajajo temni del pege. Dolžina takšnih pramenov lahko doseže dva tisoč kilometrov, širina pa 150 kilometrov. Zaradi relativno majhne velikosti pege je precej težko preučevati. Številni astronomi so verjeli, da so prameni naraščajoči in padajoči plinski tokovi - vroča snov se dviga iz globin Sonca na površje, kjer se širi, ohlaja in pada z veliko hitrostjo.
Avtorji novega dela so zvezdo opazovali s pomočjo švedskega sončnega teleskopa s primarnim ogledalom premera enega metra. Znanstveniki so odkrili temne tokove plina, ki se gibljejo s hitrostjo približno 3,6 tisoč kilometrov na uro, pa tudi svetle tokove navzgor, katerih hitrost je bila približno 10,8 tisoč kilometrov na uro.
Pred kratkim je drugi skupini znanstvenikov uspelo doseči zelo pomemben rezultat pri preučevanju Sonca - napravi NASA STEREO-A in STEREO-B sta bili nameščeni okoli zvezde, tako da lahko zdaj strokovnjaki opazujejo tridimenzionalno sliko Sonca.
Novice o znanosti in tehnologiji
Ameriški amaterski astronom Howard Eskildsen je nedavno posnel fotografije temne pege na Soncu in odkril, da se zdi, da ta pega prereže svetel svetlobni most.
Eskildsen je spremljal sončno aktivnost iz domačega observatorija v Ocali na Floridi. Na fotografijah temne pege št. 1236 je opazil zanimiv pojav. Svetel kanjon, imenovan tudi svetlobni most, je to temno liso razdelil približno na pol. Raziskovalec je ocenil, da je dolžina tega kanjona približno 20 tisoč km, kar je skoraj dvakrat več od premera Zemlje.
Uporabil sem vijoličen Ca-K filter, ki poudarja svetle magnetne lastnosti okoli skupine sončnih peg. Jasno je bilo tudi vidno, kako je svetlobni most prerezal sončno pego na dva dela, pojasnjuje pojav Eskildsen.
Narava svetlobnih mostov še ni v celoti raziskana. Njihov pojav zelo pogosto napoveduje razpadanje sončnih peg. Nekateri raziskovalci ugotavljajo, da svetlobni mostovi nastanejo zaradi križanja magnetnih polj. Ti procesi so podobni tistim, ki povzročajo svetle izbruhe na Soncu.
Lahko upamo, da se bo v bližnji prihodnosti na tem mestu pojavil svetel utrinek ali da se bo točka št. 1236 končno razdelila na pol.
Temne sončne pege so razmeroma hladna območja Sonca, ki se pojavijo na mestih, kjer močna magnetna polja dosežejo površino zvezde, verjamejo znanstveniki.
NASA posnela rekordne sončne pege
Ameriška vesoljska agencija je posnela velike lise na površju Sonca. Fotografije sončnih peg in njihove opise si lahko ogledate na spletni strani Nase.
Opazovanja so potekala 19. in 20. februarja. Za pike, ki so jih odkrili Nasini strokovnjaki, je bila značilna visoka stopnja rasti. Eden od njih je v 48 urah zrasel do velikosti, ki je šestkratnik premera Zemlje.
Sončne pege nastanejo kot posledica povečane aktivnosti magnetnega polja. Zaradi povečanja polja na teh območjih je aktivnost nabitih delcev potlačena, zaradi česar je temperatura na površini peg bistveno nižja kot na drugih območjih. To pojasnjuje lokalno zatemnitev, opaženo z Zemlje.
Sončne pege so nestabilne tvorbe. V primeru interakcije s podobnimi strukturami drugačne polarnosti se zrušijo, kar vodi do sproščanja plazemskih tokov v okoliški prostor.
Ko takšen tok doseže Zemljo, ga večino nevtralizira magnetno polje planeta, ostanki pa se zgrinjajo na poli, kjer jih lahko opazujemo v obliki polarnega sija. Močni sončni izbruhi lahko motijo delovanje satelitov, električnih naprav in električnih omrežij na Zemlji.
Temne lise na Soncu so izginile
Znanstveniki so zaskrbljeni, ker na površini Sonca ni vidna niti ena temna lisa, ki so jo opazili pred dnevi. In to kljub dejstvu, da je zvezda sredi 11-letnega cikla sončne aktivnosti.
Običajno se temne lise pojavijo na mestih, kjer je povečana magnetna aktivnost. To so lahko sončni izbruhi ali koronalni izbruhi mase, ki sproščajo energijo. Kaj povzroča takšno zatišje v obdobju povečane magnetne aktivnosti, ni znano.
Po mnenju nekaterih strokovnjakov je bilo pričakovati dneve brez sončnih peg in je to le začasen premor. Na primer, 14. avgusta 2011 na zvezdi ni bilo opaziti niti ene temne lise, na splošno pa je leto spremljala precej resna sončna aktivnost.
Vse to poudarja, da znanstveniki v bistvu ne vedo, kaj se dogaja na Soncu, in ne znajo predvideti njegove aktivnosti, pravi Tony Phillips, strokovnjak na področju solarne fizike.
Enako meni Alex Young iz Goddard Space Flight Center. Sonce podrobno opazujemo šele 50 let. To ni tako dolgo, glede na to, da se vrti okoli 4,5 milijarde let, ugotavlja Young.
Sončeve pege so glavni pokazatelj sončne magnetne aktivnosti. V temnih predelih je temperatura nižja kot v okoliških predelih fotosfere.
Viri: tainy.net, lenta.ru, www.epochtimes.com.ua, respect-youself.livejournal.com, mir24.tv
Lions klub
Predori starih civilizacij
V iskanju izgubljene Atlantide
Fox Sisters
Štopanje po Rusiji
Običajni ljudje in ljudje, ki niso povezani s potovanji, pogosto menijo, da je štopanje kot način prevoza nezanesljiv, sumljiv in predstavlja...
Sirija
Sirija je država, ki jo pogosto imenujejo "časovni stroj", saj vsebuje ogromno edinstvenih in starodavnih arhitekturnih spomenikov, ...
Pogrešana ladja "Cyclops"
Ko gre za Bermudski trikotnik, je pomembna ena podrobnost. Na tem območju ne izginjajo le civilne, ampak tudi vojaške ladje, in...
Primeri samovžiga ljudi
Obstaja do sedaj nerazjasnjen pojav, ko človek nenadoma zagori v dobesednem pomenu besede. Objema ga...
Letalo An-124 Ruslan
Model edinstvenega transportnega letala An-124-100 Ruslan, ki ga proizvaja novo podjetje ModelSvit, sem kupil sredi junija v mestu heroju Kijevu za 350 Bakujev...
Ruski skafander 5. generacije
Ena od posebnosti vesoljskega salona MAKS-2013 je bil tam predstavljen ruski vesoljski skafander pete generacije Orlan-MKS. Razvoj pripada raziskovalno-proizvodnemu podjetju Zvezda, ...
Na teh področjih.
Število sončnih peg (in z njim povezano Wolfovo število) je eden glavnih pokazateljev sončne magnetne aktivnosti.
Enciklopedični YouTube
1 / 2
✪ Fizika sonca; sončne pege (pripoveduje Vladimir Obridko)
✪ Sončne pege 26.08.2011. Moskva 14:00 .avi
Podnapisi
Zgodovina študija
Prva poročila o sončnih pegah segajo v leto 800 pr. e. na Kitajskem.
Pege so bile prvič upodobljene leta 1128 v kroniki Janeza iz Worcestra.
Prva znana omemba sončnih peg v stari ruski literaturi je v Nikonovi kroniki, v zapisih iz druge polovice 14. stoletja:
na nebu je bilo znamenje, sonce je bilo kakor kri in v njem so bili kraji črni
na soncu je bilo znamenje, mesta so bila črna na soncu, kakor žeblji, in tema je bila velika
Zgodnje raziskave so se osredotočale na naravo madežev in njihovo obnašanje. Kljub dejstvu, da je fizična narava peg ostala nejasna do 20. stoletja, so se opazovanja nadaljevala. V 19. stoletju je obstajala že dovolj dolga serija opazovanj sončnih peg, da smo lahko opazili periodične variacije sončne aktivnosti. Leta 1845 sta D. Henry in S. Alexander (eng. S. Aleksander) z Univerze Princeton je izvajal opazovanja Sonca s posebnim termometrom (en:thermopile) in ugotovil, da je intenzivnost sevanja sončnih peg v primerjavi z okoliškimi predeli Sonca zmanjšana.
Nastanek
Pege nastanejo kot posledica motenj v posameznih odsekih Sončevega magnetnega polja. Na začetku tega procesa cevi magnetnega polja "prebijejo" fotosfero v območje korone, močno polje pa zavira konvektivno gibanje plazme v granulah in preprečuje prenos energije iz notranjih območij navzven na teh mestih. . Najprej se na tem mestu pojavi bakla, malo kasneje in na zahodu - majhna točka, imenovana čas je, velik nekaj tisoč kilometrov. V nekaj urah se poveča velikost magnetne indukcije (pri začetnih vrednostih 0,1 tesla), povečata se velikost in število por. Med seboj se spajajo in tvorijo eno ali več peg. V obdobju največje aktivnosti sončnih peg lahko vrednost magnetne indukcije doseže 0,4 tesla.
Življenjska doba peg doseže več mesecev, to pomeni, da lahko posamezne skupine peg opazimo med več vrtljaji Sonca. Prav to dejstvo (premikanje opazovanih peg vzdolž Sončevega diska) je služilo kot osnova za dokaz vrtenja Sonca in omogočilo izvedbo prvih meritev obdobja kroženja Sonca okoli svoje osi.
Pege običajno nastajajo v skupinah, včasih pa se pojavi posamezna pega, ki traja le nekaj dni, ali bipolarna skupina: dve pegi različne magnetne polarnosti, povezani z magnetnimi silnicami. Zahodna točka v takšni bipolarni skupini se imenuje "vodilna", "glava" ali "P-točka" (iz angleščine predhodna), vzhodna - "suženj", "rep" ali "F-točka" (iz angleščine, ki sledi ).
Samo polovica peg živi več kot dva dni, le desetina pa več kot 11 dni.
Na začetku 11-letnega cikla sončne aktivnosti se pege na Soncu pojavijo na visokih heliografskih širinah (približno ±25-30°), z napredovanjem cikla pa se pege selijo proti sončnemu ekvatorju in dosežejo zemljepisne širine ±5-10° na koncu cikla. Ta vzorec se imenuje "Spoererjev zakon".
Skupine sončnih peg so usmerjene približno vzporedno s sončnim ekvatorjem, vendar obstaja določen naklon osi skupine glede na ekvator, ki se nagiba k povečanju za skupine, ki se nahajajo dlje od ekvatorja (tako imenovani "Joyev zakon").
Lastnosti
Površina Sonca v območju, kjer se nahaja sončna pega, se nahaja približno 500-700 km nižje od površine okoliške fotosfere. Ta pojav se imenuje "Wilsonova depresija".
Sončeve pege so območja največje aktivnosti na Soncu. Če je pik veliko, obstaja velika verjetnost, da bo prišlo do ponovne povezave magnetnih linij – črte, ki potekajo znotraj ene skupine pik, se rekombinirajo s črtami iz druge skupine pik, ki imajo nasprotno polariteto. Vidni rezultat tega procesa je sončni izbruh. Izbruh sevanja, ki doseže Zemljo, povzroči močne motnje v njenem magnetnem polju, moti delovanje satelitov in celo prizadene predmete, ki se nahajajo na planetu. Zaradi motenj v zemeljskem magnetnem polju se poveča verjetnost pojava severnega sija na nizkih zemljepisnih širinah. Tudi zemeljska ionosfera je podvržena nihanju sončne aktivnosti, kar se kaže v spremembah širjenja kratkih radijskih valov.
Razvrstitev
Pege so razvrščene glede na njihovo življenjsko dobo, velikost in lokacijo.
Faze razvoja
Lokalna krepitev magnetnega polja, kot je navedeno zgoraj, upočasni gibanje plazme v konvekcijskih celicah in s tem upočasni prenos toplote na površino Sonca. Hlajenje s tem postopkom prizadetih granul (za približno 1000 °C) povzroči njihovo potemnitev in nastanek ene same pege. Nekateri od njih izginejo po nekaj dneh. Druge se razvijejo v bipolarne skupine dveh točk, katerih magnetni liniji imata nasprotni polarnosti. Lahko tvorijo skupine številnih peg, ki, če se površina še poveča, penumbra združujejo do več sto točk, ki dosegajo velikosti več sto tisoč kilometrov. Po tem se počasi (več tednov ali mesecev) zmanjša aktivnost madežev in zmanjša njihova velikost na majhne dvojne ali posamezne pike.
Največje skupine sončnih peg imajo vedno povezano skupino na drugi polobli (severni ali južni). V takšnih primerih se magnetne črte pojavijo iz točk na eni polobli in vstopijo v točke na drugi.
Velikosti skupin točk
Velikost skupine peg je običajno označena z njenim geometričnim obsegom, pa tudi s številom peg, vključenih v to skupino, in njihovo skupno površino.
V skupini je lahko od sto do poldrugo ali več mest. Območja skupin, ki jih priročno merimo v milijoninkah površine sončne poloble (m.s.p.), se razlikujejo od več m.s.s. do nekaj tisoč m.s.p.
Sončev cikel je povezan s pogostostjo sončnih peg, njihovo aktivnostjo in življenjsko dobo. En cikel zajema približno 11 let. V obdobjih minimalne aktivnosti je na Soncu zelo malo ali nič sončnih peg, medtem ko jih je v obdobjih največje lahko več sto. Na koncu vsakega cikla se polarnost sončnega magnetnega polja obrne, zato je pravilneje govoriti o 22-letnem sončnem ciklu.
Trajanje cikla
Čeprav povprečni cikel sončne aktivnosti traja približno 11 let, obstajajo cikli, dolgi od 9 do 14 let. Skozi stoletja se spreminjajo tudi povprečja. Tako je bila v 20. stoletju povprečna dolžina cikla 10,2 leta.
Oblika cikla ni konstantna. Švicarski astronom Max Waldmeier je trdil, da se prehod od minimalne do največje sončne aktivnosti zgodi tem hitreje, čim večje je največje število sončnih peg, zabeleženih v tem ciklu (tako imenovano »Waldmeierjevo pravilo«).
Začetek in konec cikla
V preteklosti je bil začetek cikla trenutek, ko je bila sončna aktivnost najmanjša. Zahvaljujoč sodobnim merilnim metodam je postalo mogoče določiti spremembo polarnosti sončnega magnetnega polja, zato se zdaj za začetek cikla vzame trenutek spremembe polarnosti sončnih peg. [ ]
Oštevilčenje ciklov je predlagal R. Wolf. Prvi cikel se je po tem oštevilčenju začel leta 1749. Leta 2009 se je začel 24. sončev cikel.
Podatki o zadnjih sončnih ciklih
Številka cikla Začnite leto in mesec Leto in mesec maksimuma Največje število mest 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*
- Podatki zadnje vrstice - napoved
Obstaja periodičnost sprememb največjega števila sončnih peg z značilnim obdobjem približno 100 let ("sekularni cikel"). Zadnje padce tega cikla so se zgodile približno 1800-1840 in 1890-1920. Obstaja domneva o obstoju še daljših ciklov.
Nastanek
Pojav sončne pege: magnetne črte predrejo površino Sonca
Pege nastanejo kot posledica motenj v posameznih odsekih Sončevega magnetnega polja. Na začetku tega procesa snop magnetnih linij »prebije« fotosfero v področje korone in upočasni konvekcijsko gibanje plazme v granulacijskih celicah ter prepreči prenos energije iz notranjih območij navzven v teh. mesta. Na tem mestu se pojavi prva bakla, malo kasneje in proti zahodu - majhna točka, imenovana čas je, velik nekaj tisoč kilometrov. V nekaj urah se poveča velikost magnetne indukcije (pri začetnih vrednostih 0,1 tesla), povečata se velikost in število por. Med seboj se spajajo in tvorijo eno ali več peg. V obdobju največje aktivnosti sončnih peg lahko vrednost magnetne indukcije doseže 0,4 tesla.
Življenjska doba peg doseže več mesecev, to pomeni, da lahko posamezne pege opazimo med več vrtljaji Sonca okoli sebe. Prav to dejstvo (premikanje opazovanih peg vzdolž Sončevega diska) je služilo kot osnova za dokaz vrtenja Sonca in omogočilo izvedbo prvih meritev obdobja kroženja Sonca okoli svoje osi.
Pege običajno nastajajo v skupinah, včasih pa se pojavi ena sama pega, ki traja le nekaj dni, ali dve pegi z magnetnimi črtami, usmerjenimi od ene do druge.
Prva, ki se pojavi v taki dvojni skupini, se imenuje P-točka (predhodna), najstarejša je F-točka (slednja).
Samo polovica peg preživi več kot dva dni, le desetina pa preživi 11-dnevni prag
Skupine sončnih peg se vedno raztezajo vzporedno s sončnim ekvatorjem.
Lastnosti
Povprečna temperatura sončne površine je približno 6000 C (efektivna temperatura - 5770 K, temperatura sevanja - 6050 K). Osrednji, najtemnejši predel peg ima temperaturo le okoli 4000 C, zunanji predeli peg, ki mejijo na normalno površino, pa so od 5000 do 5500 C. Kljub temu, da je temperatura peg nižja, njihova substanca še vedno oddaja svetlobo, čeprav v manjši meri kot preostala površina. Prav zaradi te temperaturne razlike dobimo pri opazovanju občutek, da so lise temne, skoraj črne, čeprav v resnici tudi svetijo, vendar se njihov sijaj izgubi na ozadju svetlejšega sončnega diska.
Sončeve pege so območja največje aktivnosti na Soncu. Če je pik veliko, obstaja velika verjetnost, da bo prišlo do ponovne povezave magnetnih linij – črte, ki potekajo znotraj ene skupine pik, se rekombinirajo s črtami iz druge skupine pik, ki imajo nasprotno polariteto. Vidni rezultat tega procesa je sončni izbruh. Izbruh sevanja, ki doseže Zemljo, povzroči močne motnje v njenem magnetnem polju, moti delovanje satelitov in celo prizadene predmete, ki se nahajajo na planetu. Zaradi motenj v magnetnem polju se poveča verjetnost pojava severnega sija na nizkih zemljepisnih širinah. Tudi zemeljska ionosfera je podvržena nihanju sončne aktivnosti, kar se kaže v spremembah širjenja kratkih radijskih valov.
V letih, ko je sončnih peg malo, se velikost Sonca zmanjša za 0,1 %. Leta med 1645 in 1715 (Maunderjev minimum) so znana po globalni ohladitvi in se imenujejo mala ledena doba.
Razvrstitev
Pege so razvrščene glede na njihovo življenjsko dobo, velikost in lokacijo.
Faze razvoja
Lokalna krepitev magnetnega polja, kot je navedeno zgoraj, upočasni gibanje plazme v konvekcijskih celicah in s tem upočasni prenos toplote na površino Sonca. Hlajenje zrnc, ki jih ta proces prizadene (za približno 1000 C), povzroči njihovo temnenje in nastanek ene same pege. Nekateri od njih izginejo po nekaj dneh. Druge se razvijejo v bipolarne skupine dveh točk, katerih magnetni liniji imata nasprotni polariteti. Lahko tvorijo skupine številnih peg, ki, če se površina še poveča, penumbra združujejo do več sto točk, ki dosegajo velikosti več sto tisoč kilometrov. Po tem se počasi (več tednov ali mesecev) zmanjša aktivnost madežev in zmanjša njihova velikost na majhne dvojne ali posamezne pike.
Največje skupine sončnih peg imajo vedno povezano skupino na drugi polobli (severni ali južni). V takšnih primerih se magnetne črte pojavijo iz točk na eni polobli in vstopijo v točke na drugi.
Cikličnost
Rekonstrukcija sončne aktivnosti v 11.000 letih
Sončev cikel je povezan s pogostostjo sončnih peg, njihovo aktivnostjo in življenjsko dobo. En cikel zajema približno 11 let. V obdobjih minimalne aktivnosti je na Soncu zelo malo ali nič sončnih peg, medtem ko jih je v obdobjih največje lahko več sto. Na koncu vsakega cikla se polarnost sončnega magnetnega polja obrne, zato je pravilneje govoriti o 22-letnem sončnem ciklu.
Trajanje cikla
11 let je okvirna doba. Čeprav v povprečju traja 11,04 leta, obstajajo cikli, dolgi od 9 do 14 let. Skozi stoletja se spreminjajo tudi povprečja. Tako je bila v 20. stoletju povprečna dolžina cikla 10,2 leta. Maunderjev minimum (skupaj z drugimi minimumi aktivnosti) nakazuje, da je možno, da se cikel podaljša do reda sto let. Na podlagi analiz izotopa Be 10 v grenlandskem ledu so dobili podatke, da je bilo v zadnjih 10.000 letih več kot 20 tako dolgih minimumov.
Dolžina cikla ni konstantna. Švicarski astronom Max Waldmeier je trdil, da se prehod od minimalne do največje sončne aktivnosti zgodi tem hitreje, čim večje je največje število sončnih peg, zabeleženih v tem ciklu.
Začetek in konec cikla
Prostorsko-časovna porazdelitev magnetnega polja po površini Sonca.
V preteklosti je bil začetek cikla trenutek, ko je bila sončna aktivnost najmanjša. Zahvaljujoč sodobnim merilnim metodam je postalo mogoče določiti spremembo polarnosti sončnega magnetnega polja, zato se zdaj za začetek cikla vzame trenutek spremembe polarnosti sončnih peg.
Cikli so označeni z zaporedno številko, začenši s prvim, ki ga je leta 1749 zabeležil Johann Rudolf Wolf. Trenutni cikel (april 2009) je številka 24.
| Podatki o zadnjih sončnih ciklih | |||
| Številka cikla | Začnite leto in mesec | Leto in mesec maksimuma | Največje število mest |
| 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. stoletju in približno do leta 1970 je obstajala domneva, da obstaja periodičnost v spremembi največjega števila sončnih peg. Ti 80-letni cikli (z najmanjšimi maksimumi sončnih peg v letih 1800-1840 in 1890-1920) so trenutno povezani s konvekcijskimi procesi. Druge hipoteze kažejo na obstoj še večjih, 400-letnih ciklov.
Literatura
- Fizika vesolja. Mala enciklopedija, M.: Sovjetska enciklopedija, 1986
| sonce | ||
|---|---|---|
| Struktura | Jedro · Območje prenosa sevanja · Konvektivna cona |  |
| Vzdušje | Fotosfera · kromosfera · Sončna korona | |
| Razširjeno struktura |
Heliosfera (Heliosferski tokovni list · meja udarnega vala) · Heliosferski plašč · Heliopavza · Udarni val glave | |
| Povezano s Soncem pojavov |
Koronalne luknje · Koronalne zanke · Koronalni izpusti mase · Sončev mrk · Sončne pege · Sončna svetilka · Granule · Mourtonovi valovi · Poudarjenost · Sončno sevanje (Sončne variacije) · Spikule · Supergranulacija · sončni veter · Sončni izbruh | |
| Sorodne teme | sončni sistem · Sončni dinamo | |
| Spektralni razred: | ||
Fundacija Wikimedia.
2010.
Oglejte si, kaj so "sončne pege" v drugih slovarjih: cm …
Kot sonce na nebu, so se posušile na enem soncu, lise na soncu, lise na soncu ... Slovar ruskih sinonimov in podobnih izrazov. pod. izd. N. Abramova, M.: Ruski slovarji, 1999. sonce žari, (najbližje nam) zvezda, parhelij, ... ... cm …
Ta izraz ima druge pomene, glej Sonce (pomeni). Sonce ... Wikipedia
Bakle
Granule so majhni (približno 1000 km veliki) elementi, podobni celicam nepravilnih oblik, ki kot mreža pokrivajo celotno fotosfero Sonca, razen sončne pege. Ti površinski elementi so zgornji del konvektivnih celic, ki segajo globoko v Sonce. V središču teh celic se vroča snov dviga iz notranjih plasti Sonca, nato se vodoravno širi po površini, se ohladi in potone na temne zunanje meje celice. Posamezna zrnca ne zdržijo dolgo, le okoli 20 minut. Zaradi tega granulacijska mreža nenehno spreminja svoj videz. Ta sprememba je jasno vidna na filmu (470 kB MPEG), pridobljenem na švedskem vakuumskem sončnem teleskopu. Tokovi znotraj granul lahko dosežejo nadzvočne hitrosti več kot 7 km na sekundo in proizvajajo zvočne "bume", ki vodijo do nastanka valov na površini Sonca.
Super granule
Supergranule imajo podobno konvekcijsko naravo kot običajne granule, vendar so opazno večje (približno 35.000 km). Za razliko od granul, ki so običajnemu očesu vidne na fotosferi, se supergranule najpogosteje razkrijejo z Dopplerjevim učinkom, po katerem je sevanje snovi, ki se giblje proti nam, pomaknjeno po osi valovnih dolžin na modro stran, sevanje snov, ki se giblje od nas, premakne na rdečo stran. Supergranule pokrivajo tudi celotno površino Sonca in se nenehno razvijajo. Posamezne supergranule lahko živijo en ali dva dni in imajo povprečno hitrost pretoka okoli 0,5 km na sekundo. Konvektivna plazma teče znotraj supergranul in potegne črte magnetnega polja do robov celice, kjer to polje tvori kromosfersko mrežo.
