Güneş'te meydana gelen süreçlerin fiziksel doğasını anlamak için, güneş lekelerinin fotosfere kıyasla daha düşük sıcaklığının nedenlerini, bunların gelişiminde ve varoluşunda manyetik olayların rolünü ve 11 (22) mekanizmasını belirlemek önemlidir. ) güneş aktivitesinin yıllık döngüselliği.
Tablo 6. Mischar'a (1953) göre Güneş lekesi modeli. Her çift sütunda birincisi fotosferi, ikincisi ise güneş lekesini ifade eder. Basınç din/cm2 cinsinden ifade edilir. Belirsiz değerler parantez içine alınır. Seçilen argüman optik derinliktir.
Daha önce belirtildiği gibi noktaların sıcaklığı, fotosferin sıcaklığından önemli ölçüde düşüktür; bu, spektrumlarından da anlaşılacağı gibi, göreceli karanlıkları ve çok daha düşük iyonizasyon ve uyarılma dereceleriyle doğrulanır. Noktalardaki elektron sayısındaki azalma, güneş maddesinin opaklığında bir azalmaya neden olur (esas olarak iyon sayısındaki güçlü azalma nedeniyle). Böylece, güneş lekelerinde, fotosfere göre daha büyük geometrik derinliklere “bakarız”. Ancak Tablo 6'dan da görülebileceği gibi bu derinlikler hala son derece önemsizdir.
Böylece Wilson etkisi dikkate alınarak görünür nokta sığ bir plakaya benzetilebilir. Manyetik alanın derinlikle dağılımına bağlı olduğundan noktanın derinliğini takip etmek çok zordur. Aslında, Tablo 6'dan da görülebileceği gibi, noktadaki aynı seviyedeki basınç, komşu fotosferdeki basınçtan yaklaşık olarak din/cm2 (yaklaşık 0,2 atm) daha azdır. Denge ancak manyetik alanın yarattığı ek basınçla sağlanabilir [bkz. § 2, formül (2.26)]. Basınç eşittir ve bu değer dynes/cm2'ye eşit olacaktır. Bu tam olarak güneş lekelerinin üst seviyeleri için tipik olan manyetik alandır. Aşağıdaki sayısal özellikler ortalama bir güneş lekesi için tipiktir:
Güneş fotosferindeki ve altındaki büyük ölçekli hareketler nedeniyle, Güneş'teki manyetik alanların bozulması son derece yavaş ilerliyor (yüzlerce yıl sürüyor). Bu nedenle Güneş'in aktif bölgeleri uzun bir varlığa sahiptir ve manyetik alanlar ya fotosferin derinliklerine batar ya da yüzeyine doğru yüzer. Maddenin yoğunluğunun azaldığı yüzeye yakın, kinetik enerji ile manyetik alan enerjisinin eşitliği koşulu ikincisi lehine ihlal edilir ve konveksiyon büyük ölçüde bastırılır, bu arada normalde konveksiyon akışları ısıyı da beraberinde taşır. Ek olarak, güneş lekelerinin subfosferik seviyesinde, manyetik alan çizgileri boyunca aktığı için çevreden konvektif ısı akışı da yasaktır. Noktaların düşük sıcaklığına neden olan konveksiyon eksikliğidir. Ancak tek sebep bu değil. Isının manyetohidrodinamik dalgalar tarafından gölgeden uzaklaştırılması da mümkündür.
Güneş'te uzun süredir var olan manyetik alanlar, görünüşe göre Güneş'in konvektif bölgesinde, Güneş'in dönüşünün homojen olmaması nedeniyle ortaya çıkan, onbinlerce kilometre derinliğe kadar büyük dolaşım hareketlerinin varlığıyla ilişkilidir. Plazma dolaşımı manyetik girdaplar oluşturur ve yüzeye çıktıklarında, görünür ifadeleri noktalara dönüşen basit veya karmaşık bipolar gruplar ortaya çıkar (Şekil 40). Aynı zamanda Güneş'te farklı meridyenlerde bu tür birçok girdap vardır. Muhtemelen döngü sırasında ekvatora doğru hareket ederken, kutuplarda yeni girdaplar ortaya çıkıp eskilerinin yerini alıyor. Doğal olarak her iki yarıkürede girdapların yönü farklıdır. Büyük girdapların ekvatora doğru alçalma hızı güneş aktivite döngüsünün süresini belirler.
22 yıllık döngü belirsizliğini koruyor. Elbette manyetik alan çizgileri Güneş yüzeyinin çok ötesine, kromosfere ve koronaya kadar uzanır, ancak bunların belirli madde kütleleri tarafından taşınması gerekir. Ayrıca manyetik kuvvetlerin kromosferik ve koronal süreçlere müdahalesinin işaretlerini göreceğiz.
Pirinç. 40. Güneş'in manyetik bölgeleri (diyagram)
Güneş lekelerinin çevresinde bulunanlar gibi küçük manyetik alanlar, konveksiyonu bastırmak yerine onu güçlendirir. Bunun nedeni, zayıf bir alanın enerjik konveksiyona müdahale edememekle birlikte, nispeten zayıf türbülansı bastırması ve dolayısıyla konvektif hareketleri hızlandıran gazın viskozitesini azaltmasıdır. Fotosferin üst katmanlarına doğru çıkan aşırı ısı akışı, konveksiyon nedeniyle gazı ısıtır ve bu nedenle lekelerin çevresinde meşaleler, meşalelerin üzerinde ise topaklanmalar, kalsiyum ve hidrojen gözlenir. Kalsiyum topaklarının sınırı genellikle aktif bölgenin sınırını belirlerken, hidrojen topakları manyetik alanın biraz daha güçlü olduğu noktaya daha yakın kalabalıklaşır: 10-15 Oe. ” manyetik alan çizgileri (Şekil 41), radyal hızlar kullanılarak gözlemlenen yüksek irtifada noktaya akan madde olgusuyla tutarlı olan gaz akışlarının (alan çizgileri boyunca) ilerlemesini belirler.
Pirinç. 41. Manyetik alanın Güneş yüzeyine çıkışı (diyagram)
Güneş'in aktif olmayan bölgelerinde manyetik alan 1-2 Oe gücüne sahip olmasına rağmen, bazı küçük yerlerde 100 Oe'ye ulaşabilmektedir. Fotosferde aynı yerlerde küçük parlak düğümler gözlenmektedir.
Çevredeki sıcaklıktan daha yüksek bir sıcaklık, manyetik alanla birlikte çevredeki madde üzerinde aşırı bir basınç oluşturur, böylece düğümün hızla dağılması gerekir ve uzun vadeli varlığı için dışarıdan bir gaz akışı gereklidir. fotosferdeki düğümün tabanı çevreye göre daha soğuksa ve basınç daha düşükse meydana gelebilir.
Manyetik alanların ince yapısıyla bağlantılı olarak güneş atmosferinin farklı seviyelerindeki yatay hareketlerin daha ayrıntılı bir resmi, Layton yöntemi kullanılarak değiştirilmiş spektroheliyografik gözlemlerle sağlanır. Bu yöntem, bir veya başka bir spektral çizginin kısa ve uzun dalga boylu kanatlarının ışınlarında, Güneş'in lekesiz bir alanının spektroheliografik büyük ölçekli görüntülerinin eşzamanlı olarak elde edilmesinden oluşur. Yukarıda bahsedildiği gibi (s. 47), çizginin merkezinden uzaklaşarak, Güneş atmosferinin giderek daha derin katmanlarını gözlemliyoruz; çizginin sağ ve sol kanatları bir durumda esas olarak yaklaşmaya, diğer durumda ise yaklaşmaya karşılık geliyor. uzaklaşan gaz kütleleri. Her iki spektroheliogramın karşılaştırılması, Güneş'in yüzeyinde gözlemciye doğru ve gözlemciden uzaklaşan akışları ortaya çıkarır. Yaklaşık 30 bin km çapındaki hücrelerin içinde lokalize oldukları, böylece her hücrede gaz kütlelerinin merkezden çevreye doğru sistematik bir hareketi olduğu ortaya çıktı. Bu hücrelere süpergranüller denir. Ortalama 40 saatlik kullanım ömrüyle normal peletlerden çok daha dayanıklıdırlar. Çokgenlere benzer açısal bir şekle sahiptirler.
Süpergranülasyon, Güneş'teki konveksiyon olayını granülasyondan çok daha büyük bir ölçekte yansıtır ve yalnızca geniş alanları değil, aynı zamanda büyük derinlikleri de kapsar. Gözlem koşullarına göre (çeşitli çizgilerin kanatlarında), bu konveksiyonu yalnızca güneş fotosferinin üst katmanlarında izlemek mümkündür. Spektroheliogramlarda gözlenen hücresel ağ zaten üst kromosfere aittir ve süpergranülasyon ağıyla örtüşmemektedir. Aksine, integral ışıkta gözlemlenen granül olgusu, gözlemlenen süpergranülasyon bölgelerinden biraz daha büyük derinliklere karşılık gelir. Ancak hem süpergranüllerdeki hızların dağılımına hem de bireysel granüllerin hareketinin incelenmesine göre, güneş plazmasının tüm hareketleri, manyetik alanı da beraberinde alarak süpergranüllerin sınırlarına gider. Burada, komşu bir süpergranülün benzer bir akışıyla karşılaşan plazma daha derine inerek sürekli dolaşımını sağlar. Manyetik alan kalır (plazma kuvvet çizgileri boyunca hareket ettiği için) ve burada gücü onlarca hatta yüzlerce oersted değerlerine ulaşır ve hücrelerin köşelerinde bile 1,5-2 bin oersted'e kadar çıkar. Zeeman etkisi gözlemlerinden görülebilir. Böylece her süpergranül, onu sınırlayan ve koruyan manyetik bir bariyere sahiptir. Ancak buna ek olarak, süpergranülün sınırı, merkezinden yaklaşık% 2-4 daha yüksek bir sıcaklığa sahiptir; bu, noktalarda yoğunlaşan spektral çizgilerin, yani düşük uyarım çizgilerinin parlaklığındaki artıştan kaynaklanır. Çizgilerdeki parlaklıktaki bir artış, soğuran atomların sayısındaki bir azalmayı gösterir; bu durumda, uyarılma veya iyonizasyondaki bir artış nedeniyle ortaya çıkar.
Fotosferin derinliklerinde süpergranüllerin kısmen birleştiği varsayılmaktadır, çünkü hücrelerin köşeleri hariç, süpergranüllerin duvarları artan gaz yoğunluğuna sahip oldukça zayıf bir manyetik bariyeri temsil etmektedir.
Süper granülasyon yapısının etkisi yukarıya doğru uzanır. Güneş kenarına yakın gözlemlendiğinde süpergranüller faküla hücreleriyle çakışır. Burada, fotosferde, yalnızca bu durumda süpergranülasyon görülebilir. Aksine, kromosferde, süpergranülasyon kendisini bir topak ağı olarak gösterir ve bu, Call K ışınlarındaki spektroheliogramlarda açıkça görülür. Bu ağ, aynı zamanda, p'de listelenen ultraviyole çizgilerin ışınlarındaki Güneş'in transatmosferik fotoğraflarında da açıkça görülebilir. . 72, geçiş katmanında kromosferin üzerinde yayılır, ancak çizgi gibi koronal çizgilerin ışınlarında kaybolur. Onları çevreleyen süper granüllerin manyetik alanlarının da bu kadar uzağa uzandığını düşünmek gerekir. Yalnızca koronal yüksekliklerde düzenli bir görünüm kazanırlar: manyetik çizgiler radyal olarak uzanır ve ısı ileten elektronların hareket ettiği kanalları tanımlar. Bu nedenle hareketleri kısıtlanır, geçiş katmanının termal iletkenliği azalır ve kalınlığı, alanın yokluğuna göre daha fazla olur. Elbette yukarıdakilerin tümü sessiz bir kromosfer ve korona için geçerlidir.
Periyodik olarak Güneş, tüm çevresi boyunca karanlık noktalarla kaplanır. İlk kez eski Çinli gökbilimciler tarafından çıplak gözle keşfedildiler; lekelerin resmi keşfi ise 17. yüzyılın başında, ilk teleskopların ortaya çıkışı sırasında gerçekleşti. Christoph Scheiner ve Galileo Galilei tarafından keşfedildiler.
Galileo, Scheiner'in bu noktaları daha önce keşfetmesine rağmen, keşfiyle ilgili verileri yayınlayan ilk kişi oldu. Bu noktalara dayanarak yıldızın dönüş periyodunu hesaplayabildi. Güneş'in katı bir cisim gibi döndüğünü ve maddesinin dönme hızının enleme bağlı olarak değiştiğini keşfetti.
Günümüzde lekelerin, sıcak plazmanın düzgün akışına müdahale eden yüksek manyetik aktiviteye maruz kalma sonucu oluşan daha soğuk madde alanları olduğunu belirlemek mümkün olmuştur. Ancak noktalar hâlâ tam olarak incelenmiyor.
Örneğin gökbilimciler, güneş lekesinin karanlık kısmını çevreleyen daha parlak sınırın nedenini kesin olarak söyleyemezler. Boyları iki bin kilometreye, genişlikleri ise yüz elli kilometreye kadar çıkabilir. Noktaların incelenmesi nispeten küçük boyutları nedeniyle zorlaşmaktadır. Bununla birlikte, tellerin, Güneş'in derinliklerinden gelen sıcak maddenin yüzeye yükselip burada soğuyup geri düşmesi sonucu oluşan, yükselen ve alçalan gaz akışları olduğu kanısındayız. Bilim insanları, aşağı yönlü akımların 3,6 bin km/saat, yukarı yönlü akımların ise yaklaşık 10,8 bin km/saat hızla hareket ettiğini belirledi.
Güneş'teki karanlık noktaların gizemi çözüldü
Bilim adamları, Güneş'teki karanlık noktaları çerçeveleyen parlak şeritlerin doğasının, daha soğuk malzeme alanları olduğunu keşfettiler. Güneş'in çok yüksek manyetik aktivitesinin sıcak plazmanın eşit şekilde akmasını engelleyebilmesi nedeniyle ortaya çıkıyorlar. Ancak bugüne kadar noktaların yapısına ilişkin pek çok ayrıntı belirsizliğini koruyor.
Özellikle bilim adamlarının, lekenin karanlık kısmını çevreleyen parlak şeritlerin doğası hakkında net bir açıklaması yok. Bu tür tellerin uzunluğu iki bin kilometreye, genişliği ise 150 kilometreye ulaşabilir. Noktanın nispeten küçük boyutundan dolayı incelenmesi oldukça zordur. Pek çok gökbilimci, tellerin yükselen ve alçalan gaz akışları olduğuna inanıyordu - sıcak madde Güneş'in derinliklerinden yüzeye yükselir, burada yayılır, soğur ve büyük bir hızla düşer.
Yeni çalışmanın yazarları yıldızı, bir metre çapında birincil aynaya sahip bir İsveç güneş teleskobu kullanarak gözlemlediler. Bilim adamları, saatte yaklaşık 3,6 bin kilometre hızla hareket eden karanlık gaz aşağı akımlarının yanı sıra, hızı saatte yaklaşık 10,8 bin kilometre olan parlak yukarı yönlü hava akımlarını keşfettiler.
Son zamanlarda, başka bir bilim insanı ekibi Güneş'in incelenmesinde çok önemli bir sonuç elde etmeyi başardı - NASA STEREO-A ve STEREO-B cihazları yıldızın etrafına yerleştirildi, böylece uzmanlar artık Güneş'in üç boyutlu bir görüntüsünü gözlemleyebiliyor.
Bilim ve teknoloji haberleri
Amerikalı amatör gökbilimci Howard Eskildsen yakın zamanda Güneş'teki karanlık bir noktanın fotoğraflarını çekti ve bu noktanın parlak bir ışık köprüsünü kesiyormuş gibi göründüğünü keşfetti.
Eskildsen, Florida'nın Ocala kentindeki evindeki gözlemevinden güneş aktivitesini izledi. 1236 numaralı karanlık noktanın fotoğraflarında ilginç bir olguyu fark etti. Işık köprüsü olarak da adlandırılan parlak bir kanyon, bu karanlık noktayı kabaca ikiye böler. Araştırmacı, bu kanyonun uzunluğunun yaklaşık 20 bin km olduğunu, bunun da Dünya çapının neredeyse iki katı olduğunu tahmin etti.
Bir grup güneş lekesinin etrafındaki parlak manyetik özellikleri vurgulayan mor bir Ca-K filtresi kullandım. Eskildsen bu olayı, ışık köprüsünün güneş lekesini nasıl iki parçaya ayırdığının da açıkça görülebildiğini açıklıyor.
Hafif köprülerin doğası henüz tam olarak araştırılmamıştır. Bunların ortaya çıkması çoğu zaman güneş lekelerinin çürümesinin habercisidir. Bazı araştırmacılar, ışık köprülerinin manyetik alanların geçişinden kaynaklandığını belirtiyor. Bu süreçler Güneş'te parlak parlamalara neden olan süreçlere benzer.
Yakın gelecekte bu yerde parlak bir parıltının ortaya çıkacağını veya 1236 numaralı noktanın sonunda ikiye bölüneceğini umabiliriz.
Bilim adamları, karanlık güneş lekelerinin, güçlü manyetik alanların yıldızın yüzeyine ulaştığı yerlerde ortaya çıkan, Güneş'in nispeten soğuk bölgeleri olduğuna inanıyor.
NASA rekor kıran güneş lekelerini yakaladı
Amerikan uzay ajansı Güneş'in yüzeyinde büyük noktalar kaydetti. Güneş lekelerinin fotoğrafları ve açıklamaları NASA web sitesinde görüntülenebilir.
Gözlemler 19 ve 20 Şubat'ta gerçekleştirildi. NASA uzmanları tarafından keşfedilen noktalar, yüksek bir büyüme oranıyla karakterize edildi. Bunlardan biri 48 saat içinde Dünya çapının altı katı büyüklüğe ulaştı.
Güneş lekeleri artan manyetik alan aktivitesinin bir sonucu olarak oluşur. Bu alanlardaki alan artışı nedeniyle yüklü parçacıkların aktivitesi bastırılır ve bunun sonucunda noktaların yüzeyindeki sıcaklık diğer alanlara göre önemli ölçüde daha düşük olur. Bu, Dünya'dan gözlemlenen yerel kararmayı açıklıyor.
Güneş lekeleri kararsız oluşumlardır. Farklı polariteye sahip benzer yapılarla etkileşime girmeleri durumunda çökerler, bu da plazma akışlarının çevredeki boşluğa salınmasına yol açar.
Böyle bir akış Dünya'ya ulaştığında büyük bir kısmı gezegenin manyetik alanı tarafından nötralize edilir ve kalıntılar kutuplara akın ederek burada auroralar şeklinde gözlemlenebilir. Yüksek güçlü güneş patlamaları Dünya'daki uyduları, elektrikli cihazları ve elektrik şebekelerini bozabilir.
Güneş'teki karanlık noktalar kayboldu
Bilim insanları, birkaç gün önce gözlemlenen Güneş'in yüzeyinde tek bir karanlık noktanın dahi görülmemesinden endişe duyuyor. Bu, yıldızın 11 yıllık güneş faaliyeti döngüsünün ortasında olmasına rağmen gerçekleşir.
Tipik olarak, manyetik aktivitenin arttığı yerlerde koyu lekeler görülür. Bunlar enerji açığa çıkaran güneş patlamaları veya koronal kütle püskürmeleri olabilir. Manyetik aktivitenin arttığı dönemde böyle bir durgunluğa neyin sebep olduğu bilinmiyor.
Bazı uzmanlara göre güneş lekelerinin olmadığı günler bekleniyordu ve bu sadece geçici bir ara. Örneğin 14 Ağustos 2011'de yıldızda tek bir karanlık nokta bile fark edilmedi, ancak genel olarak yıl oldukça ciddi güneş aktivitelerine eşlik etti.
Güneş fiziği alanında uzman Tony Phillips, tüm bunların, bilim adamlarının aslında Güneş'te neler olduğunu bilmediklerini ve onun faaliyetlerini nasıl tahmin edeceklerini bilmediklerini vurguladığını söylüyor.
Goddard Uzay Uçuş Merkezi'nden Alex Young da aynı görüşü paylaşıyor. Güneşi sadece 50 yıldır detaylı olarak gözlemliyoruz. Young, 4,5 milyar yıldır kendi etrafında döndüğü göz önüne alındığında bu sürenin o kadar da uzun olmadığını belirtiyor.
Güneş lekeleri, güneş manyetik aktivitesinin ana göstergesidir. Karanlık bölgelerde sıcaklık, fotosferin çevresindeki bölgelere göre daha düşüktür.
Kaynaklar: tainy.net, lenta.ru, www.epochtimes.com.ua, saygı-youself.livejournal.com, mir24.tv
Aslanlar Kulübü
Antik uygarlıkların tünelleri
Kayıp Atlantis'in İzinde
Tilki Kardeşler
Rusya'da otostop
Sıradan insanlar ve seyahatle ilgisi olmayan kişiler genellikle bir ulaşım yöntemi olarak otostop çekmenin güvenilmez, şüpheli ve temsili olduğuna inanırlar.
Suriye
Suriye, çok sayıda benzersiz ve antik mimari anıt içerdiğinden, genellikle "zaman makinesi" olarak adlandırılan bir ülkedir ...
Kayıp Gemi Tepegözleri
Bermuda Şeytan Üçgeni söz konusu olduğunda bir detay dikkat çekicidir. Bu bölgede sadece siviller değil, askeri gemiler de kayboluyor ve...
İnsanların kendiliğinden yanması vakaları
Şu ana kadar çözülemeyen bir olay var ki, kelimenin tam anlamıyla bir kişi birdenbire alev alıyor. Tarafından kucaklanıyor...
An-124 Ruslan uçağı
Haziran ayı ortasında kahraman şehir Kiev'de yeni ModelSvit şirketi tarafından üretilen eşsiz nakliye uçağı An-124-100 Ruslan'ın bir modelini 350 Bakü karşılığında satın aldım...
5. nesil Rus uzay giysisi
MAKS-2013 havacılık salonunun ayırt edici özelliklerinden biri de orada sunulan Rus 5. nesil Orlan-MKS uzay giysisiydi. Geliştirme Zvezda Araştırma ve Üretim İşletmesine aittir, ...
Bu alanlarda.
Güneş lekelerinin sayısı (ve buna bağlı Wolf sayısı), güneşin manyetik aktivitesinin ana göstergelerinden biridir.
Ansiklopedik YouTube
1 / 2
✪ Güneş Fiziği; güneş lekeleri (Vladimir Obridko tarafından anlatılmıştır)
✪ Güneş lekeleri 26.08.2011. Moskova 14:00 .avi
Altyazılar
Çalışmanın tarihi
Güneş lekelerine ilişkin ilk raporlar M.Ö. 800 yılına kadar uzanmaktadır. e. Çin'de .
Noktalar ilk kez 1128'de John of Worcester'ın tarihçesinde tasvir edildi.
Eski Rus edebiyatında güneş lekelerinden bilinen ilk söz, 14. yüzyılın ikinci yarısına kadar uzanan kayıtlarda Nikon Chronicle'da yer almaktadır:
Gökyüzünde bir işaret vardı, güneş kan gibiydi ve içindeki yerler kapkaraydı
güneşte bir işaret vardı, güneşte yerler çivi gibi kapkaraydı ve karanlık büyüktü
İlk araştırmalar lekelerin doğasına ve davranışlarına odaklandı. Lekelerin fiziksel doğası 20. yüzyıla kadar belirsiz kalmasına rağmen gözlemler devam etti. 19. yüzyıla gelindiğinde, güneş aktivitesindeki periyodik değişiklikleri fark etmeye yetecek kadar uzun bir güneş lekeleri gözlem serisi zaten mevcuttu. 1845'te D. Henry ve S. Alexander (İng. S. İskender Princeton Üniversitesi'nden özel bir termometre (en:thermopile) kullanarak Güneş gözlemleri gerçekleştirdi ve Güneş'i çevreleyen bölgelere kıyasla güneş lekesi radyasyonunun yoğunluğunun azaldığını belirledi.
Ortaya Çıkış
Noktalar, Güneş'in manyetik alanının bireysel bölümlerindeki rahatsızlıkların bir sonucu olarak ortaya çıkar. Bu sürecin başlangıcında, manyetik alan tüpleri fotosferi korona bölgesine “kırar” ve güçlü alan, granüllerdeki plazmanın konvektif hareketini baskılayarak bu yerlerde enerjinin iç bölgelerden dışarıya aktarılmasını engeller. . İlk önce bu yerde, biraz sonra ve batıda bir meşale belirir - adı verilen küçük bir nokta Zamanı geldi birkaç bin kilometre büyüklüğünde. Birkaç saat boyunca manyetik indüksiyonun büyüklüğü artar (0,1 Tesla başlangıç değerlerinde), gözeneklerin boyutu ve sayısı artar. Birbirleriyle birleşerek bir veya daha fazla nokta oluştururlar. Güneş lekesi aktivitesinin en büyük olduğu dönemde manyetik indüksiyon değeri 0,4 Tesla'ya ulaşabilir.
Noktaların ömrü birkaç aya ulaşır, yani Güneş'in birkaç dönüşü sırasında ayrı ayrı nokta grupları gözlemlenebilir. Güneş'in dönüşünü kanıtlamanın temelini oluşturan ve Güneş'in kendi ekseni etrafındaki dönüş periyodunun ilk ölçümlerini yapmayı mümkün kılan işte bu gerçekti (gözlenen noktaların güneş diski boyunca hareketi).
Noktalar genellikle gruplar halinde oluşur, ancak bazen yalnızca birkaç gün süren tek bir nokta veya iki kutuplu bir grup ortaya çıkar: manyetik alan çizgileriyle birbirine bağlanan, farklı manyetik polariteye sahip iki nokta. Böyle bir iki kutuplu gruptaki batı noktasına “öncü”, “baş” veya “P noktası” (önceki İngilizceden), doğuya - “köle”, “kuyruk” veya “F noktası” (aşağıdan İngilizceden) denir. ).
Lekelerin yalnızca yarısı iki günden fazla, yalnızca onda biri ise 11 günden fazla yaşıyor.
Güneş aktivitesinin 11 yıllık döngüsünün başlangıcında, Güneş üzerindeki noktalar yüksek heliografik enlemlerde (±25-30° düzeyinde) belirir ve döngü ilerledikçe noktalar güneş ekvatoruna doğru göç ederek enlemlere ulaşır. Döngünün sonunda ±5-10°. Bu modele “Spoerer yasası” denir.
Güneş lekesi grupları yaklaşık olarak güneş ekvatoruna paralel olarak yönlendirilir, ancak grup ekseninde ekvatora göre bir miktar eğim vardır ve bu, ekvatordan daha uzakta bulunan gruplar için artma eğilimindedir ("Joy yasası" olarak adlandırılır).
Özellikler
Güneş lekesinin bulunduğu bölgedeki Güneş'in yüzeyi, kendisini çevreleyen fotosfer yüzeyinden yaklaşık 500-700 km daha aşağıda yer almaktadır. Bu olguya “Wilson depresyonu” denir.
Güneş lekeleri Güneş üzerinde en büyük aktivitenin olduğu alanlardır. Çok sayıda nokta varsa, manyetik hatların yeniden bağlanma olasılığı yüksektir; bir grup noktanın içinden geçen çizgiler, zıt kutuplara sahip başka bir nokta grubundan gelen çizgilerle yeniden birleşir. Bu sürecin görünür sonucu güneş patlamasıdır. Dünya'ya ulaşan bir radyasyon patlaması, manyetik alanında güçlü rahatsızlıklara neden olur, uyduların çalışmasını bozar ve hatta gezegende bulunan nesneleri etkiler. Dünyanın manyetik alanındaki bozukluklar nedeniyle alçak enlemlerde kuzey ışıklarının oluşma olasılığı artıyor. Dünyanın iyonosferi aynı zamanda güneş aktivitesindeki dalgalanmalara da maruz kalır ve bu dalgalanmalar kısa radyo dalgalarının yayılmasındaki değişikliklerle kendini gösterir.
sınıflandırma
Noktalar ömürlerine, boyutlarına ve konumlarına göre sınıflandırılır.
Gelişme aşamaları
Yukarıda belirtildiği gibi manyetik alanın yerel olarak güçlendirilmesi, konveksiyon hücrelerinde plazmanın hareketini yavaşlatır, böylece ısının Güneş yüzeyine aktarımını yavaşlatır. Bu işlemden etkilenen granüllerin soğutulması (yaklaşık 1000 °C'ye kadar) kararmalarına ve tek nokta oluşumuna neden olur. Bazıları birkaç gün sonra kaybolur. Diğerleri, manyetik çizgileri zıt kutuplara sahip olan iki noktadan oluşan bipolar gruplar halinde gelişir. Birçok noktadan oluşan gruplar oluşturabilirler; eğer alan daha da artarsa, yarı gölge yüzlerce noktayı birleştirerek yüzbinlerce kilometreye ulaşan boyutlara ulaşır. Bundan sonra, lekelerin aktivitesinde yavaş yavaş (birkaç hafta veya ay içinde) bir azalma olur ve boyutları küçük çift veya tek noktalara küçülür.
Güneş lekelerinin en büyük grupları her zaman diğer yarımkürede (kuzey veya güney) bağlantılı bir gruba sahiptir. Bu gibi durumlarda manyetik çizgiler bir yarıkürede noktalar bırakırken diğer yarıkürede noktalara girer.
Spot grup boyutları
Bir grup noktanın boyutu genellikle geometrik kapsamının yanı sıra içerdiği noktaların sayısı ve toplam alanıyla da karakterize edilir.
Bir grupta bir ila bir buçuk yüz veya daha fazla nokta bulunabilir. Güneş yarımküresinin (m.s.p.) alanının milyonda biri olarak uygun bir şekilde ölçülen grupların alanları, birkaç m.s.s.'den değişir. birkaç bin m.s.p.'ye kadar
Güneş döngüsü, güneş lekelerinin sıklığı, aktiviteleri ve ömrü ile ilişkilidir. Bir döngü yaklaşık 11 yılı kapsar. Minimum faaliyet dönemlerinde Güneş'te çok az güneş lekesi bulunur veya hiç yoktur, maksimum dönemlerde ise birkaç yüz tane olabilir. Her döngünün sonunda güneş manyetik alanının polaritesi tersine döner, dolayısıyla 22 yıllık bir güneş döngüsünden bahsetmek daha doğru olur.
Döngü süresi
Ortalama güneş aktivite döngüsü yaklaşık 11 yıl sürse de uzunlukları 9 ila 14 yıl arasında değişen döngüler de vardır. Ortalamalar da yüzyıllar boyunca değişmektedir. Böylece 20. yüzyılda ortalama döngü uzunluğu 10,2 yıldı.
Döngünün şekli sabit değildir. İsviçreli gökbilimci Max Waldmeier, minimum güneş aktivitesinden maksimum güneş aktivitesine geçişin ne kadar hızlı gerçekleştiğini, bu döngüde kaydedilen maksimum güneş lekelerinin sayısı da o kadar fazla olduğunu savundu ("Waldmeier kuralı" olarak da bilinir).
Döngünün başlangıcı ve bitişi
Geçmişte döngünün başlangıcı, güneş aktivitesinin minimum noktada olduğu an olarak kabul ediliyordu. Modern ölçüm yöntemleri sayesinde güneş manyetik alanının polaritesindeki değişimi belirlemek mümkün hale geldi ve artık güneş lekelerinin polaritesindeki değişim anı döngünün başlangıcı olarak alınıyor. [ ]
Döngülerin numaralandırılması R. Wolf tarafından önerildi. Bu numaralandırmaya göre ilk döngü 1749'da başladı. 2009 yılında 24. güneş döngüsü başladı.
Son güneş döngülerine ilişkin veriler
Döngü numarası Başlangıç yılı ve ayı Maksimum yıl ve ay Maksimum nokta sayısı 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*
- Son satırdaki veriler - tahmin
Güneş lekelerinin maksimum sayısında yaklaşık 100 yıllık karakteristik bir periyoda (“seküler döngü”) periyodik bir değişiklik vardır. Bu döngünün son en düşük seviyeleri yaklaşık 1800-1840 ve 1890-1920 yıllarında meydana geldi. Daha da uzun süreli döngülerin varlığına dair bir varsayım vardır.
Ortaya Çıkış
Güneş lekesinin görünümü: manyetik çizgiler Güneş'in yüzeyine nüfuz eder
Noktalar, Güneş'in manyetik alanının bireysel bölümlerindeki rahatsızlıkların bir sonucu olarak ortaya çıkar. Bu sürecin başlangıcında, manyetik çizgilerden oluşan bir ışın fotosferi korona bölgesine "kırarak" granülasyon hücrelerindeki plazmanın konveksiyon hareketini yavaşlatır ve bu hücrelerde enerjinin iç bölgelerden dışarıya aktarılmasını engeller. yer. İlk meşale bu yerde, biraz sonra ve batıda beliriyor - adı verilen küçük bir nokta Zamanı geldi birkaç bin kilometre büyüklüğünde. Birkaç saat boyunca manyetik indüksiyonun büyüklüğü artar (0,1 Tesla başlangıç değerlerinde) ve gözeneklerin boyutu ve sayısı artar. Birbirleriyle birleşerek bir veya daha fazla nokta oluştururlar. Güneş lekesi aktivitesinin en büyük olduğu dönemde manyetik indüksiyon değeri 0,4 Tesla'ya ulaşabilir.
Noktaların ömrü birkaç aya ulaşır, yani Güneş'in kendi etrafında birkaç dönüşü sırasında bireysel noktalar gözlemlenebilir. Güneş'in dönüşünü kanıtlamanın temelini oluşturan ve Güneş'in kendi ekseni etrafında dönüş periyoduna ilişkin ilk ölçümlerin yapılmasını mümkün kılan işte bu gerçekti (gözlenen noktaların güneş diski boyunca hareketi).
Noktalar genellikle gruplar halinde oluşur, ancak bazen yalnızca birkaç gün süren tek bir nokta veya birinden diğerine yönlendirilmiş manyetik çizgileri olan iki nokta ortaya çıkar.
Böyle bir ikili grupta ilk ortaya çıkana P noktası (önceki) adı verilir, en eskisi ise F noktasıdır (sonraki).
Lekelerin yalnızca yarısı iki günden fazla hayatta kalıyor ve yalnızca onda biri 11 günlük eşiği aşıyor
Güneş lekesi grupları her zaman güneş ekvatoruna paralel uzanır.
Özellikler
Güneş yüzeyinin ortalama sıcaklığı yaklaşık 6000 C'dir (etkili sıcaklık - 5770 K, radyasyon sıcaklığı - 6050 K). Lekelerin merkezi, en karanlık alanı yalnızca 4000 C civarında bir sıcaklığa sahiptir, normal yüzeyi çevreleyen lekelerin dış alanları 5000 ila 5500 C arasındadır. Lekelerin sıcaklığı daha düşük olmasına rağmen, maddeleri yüzeyin geri kalanından daha az derecede olsa da yine de ışık yayıyor. Bu sıcaklık farkından dolayı, gözlemlendiğinde, noktaların karanlık, neredeyse siyah olduğu hissine kapılıyoruz, ancak aslında parlıyorlar, ancak parlaklıkları daha parlak güneş diskinin arka planına karşı kayboluyor.
Güneş lekeleri Güneş üzerinde en büyük aktivitenin olduğu alanlardır. Çok sayıda nokta varsa, manyetik hatların yeniden bağlanma olasılığı yüksektir; bir grup noktanın içinden geçen çizgiler, zıt kutuplara sahip başka bir nokta grubundan gelen çizgilerle yeniden birleşir. Bu sürecin görünür sonucu güneş patlamasıdır. Dünya'ya ulaşan bir radyasyon patlaması, manyetik alanında güçlü rahatsızlıklara neden olur, uyduların çalışmasını bozar ve hatta gezegende bulunan nesneleri etkiler. Manyetik alandaki bozukluklar nedeniyle alçak enlemlerde kuzey ışıklarının oluşma olasılığı artıyor. Dünyanın iyonosferi aynı zamanda kısa radyo dalgalarının yayılmasındaki değişikliklerle kendini gösteren güneş aktivitesindeki dalgalanmalara da maruz kalır.
Güneş lekelerinin az olduğu yıllarda Güneş'in boyutu %0,1 oranında küçülür. 1645 ile 1715 (Maunder Minimum) arasındaki yıllar küresel soğumayla bilinir ve Küçük Buzul Çağı olarak adlandırılır.
sınıflandırma
Noktalar ömürlerine, boyutlarına ve konumlarına göre sınıflandırılır.
Gelişme aşamaları
Yukarıda belirtildiği gibi manyetik alanın yerel olarak güçlendirilmesi, konveksiyon hücrelerinde plazmanın hareketini yavaşlatır, böylece ısının Güneş yüzeyine aktarımını yavaşlatır. Bu işlemden etkilenen granüllerin soğutulması (yaklaşık 1000 C'ye kadar) kararmalarına ve tek bir nokta oluşumuna yol açar. Bazıları birkaç gün sonra kaybolur. Diğerleri, manyetik çizgileri zıt kutuplara sahip olan iki noktadan oluşan bipolar gruplar halinde gelişir. Birçok noktadan oluşan gruplar oluşturabilirler; eğer alan daha da artarsa, yarı gölge yüzlerce noktayı birleştirerek yüzbinlerce kilometreye ulaşan boyutlara ulaşır. Bundan sonra, lekelerin aktivitesinde yavaş yavaş (birkaç hafta veya ay içinde) bir azalma olur ve boyutları küçük çift veya tek noktalara küçülür.
Güneş lekelerinin en büyük grupları her zaman diğer yarımkürede (kuzey veya güney) bağlantılı bir gruba sahiptir. Bu gibi durumlarda manyetik çizgiler bir yarıkürede noktalar bırakırken diğer yarıkürede noktalara girer.
döngüsellik
11.000 yıllık güneş aktivitesinin yeniden inşası
Güneş döngüsü, güneş lekelerinin sıklığı, aktiviteleri ve ömrü ile ilişkilidir. Bir döngü yaklaşık 11 yılı kapsar. Minimum faaliyet dönemlerinde Güneş'te çok az güneş lekesi bulunur veya hiç yoktur, maksimum dönemlerde ise birkaç yüz tane olabilir. Her döngünün sonunda güneş manyetik alanının polaritesi tersine döner, dolayısıyla 22 yıllık bir güneş döngüsünden bahsetmek daha doğru olur.
Döngü süresi
11 yıl yaklaşık bir zaman dilimidir. Ortalama 11,04 yıl sürmesine rağmen uzunlukları 9 ila 14 yıl arasında değişen döngüleri vardır. Ortalamalar da yüzyıllar boyunca değişmektedir. Böylece 20. yüzyılda ortalama döngü uzunluğu 10,2 yıldı. Maunder minimumu (diğer aktivite minimumlarıyla birlikte), döngünün yüz yıla kadar uzatılmasının mümkün olduğunu öne sürüyor. Grönland buzundaki Be 10 izotopunun analizlerine dayanarak, son 10.000 yılda bu kadar uzun minimumların 20'den fazla olduğu yönünde veriler elde edildi.
Çevrim uzunluğu sabit değildir. İsviçreli gökbilimci Max Waldmeier, minimum güneş aktivitesinden maksimum güneş aktivitesine geçişin ne kadar hızlı gerçekleştiğini, bu döngüde kaydedilen maksimum güneş lekesi sayısının o kadar fazla olduğunu savundu.
Döngünün başlangıcı ve bitişi
Manyetik alanın Güneş yüzeyi üzerindeki uzay-zamansal dağılımı.
Geçmişte döngünün başlangıcı, güneş aktivitesinin minimum noktada olduğu an olarak kabul ediliyordu. Modern ölçüm yöntemleri sayesinde güneş manyetik alanının polaritesindeki değişimi belirlemek mümkün hale geldi ve artık güneş lekelerinin polaritesindeki değişim anı döngünün başlangıcı olarak alınıyor.
Döngüler, 1749'da Johann Rudolf Wolf tarafından not edilen ilkinden başlayarak seri numarasıyla tanımlanır. Mevcut döngü (Nisan 2009) 24 numaradır.
| Son güneş döngülerine ilişkin veriler | |||
| Döngü numarası | Başlangıç yılı ve ayı | Maksimum yıl ve ay | Maksimum nokta sayısı |
| 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. |
19. yüzyıldan 1970'lere kadar, maksimum güneş lekesi sayısındaki değişimde periyodiklik olduğuna dair bir önsezi vardı. Bu 80 yıllık döngüler (en küçük güneş lekesi maksimumları 1800-1840 ve 1890-1920'de olmak üzere) şu anda konveksiyon süreçleriyle ilişkilidir. Diğer hipotezler ise daha da büyük, 400 yıllık döngülerin varlığını öne sürüyor.
Edebiyat
- Uzay fiziği. Küçük Ansiklopedi, M .: Sovyet Ansiklopedisi, 1986
| Güneş | ||
|---|---|---|
| Yapı | Çekirdek · Radyatif transfer bölgesi · Konvektif bölge |  |
| Atmosfer | Fotosfer · Kromosfer · Güneş korona | |
| Uzatılmış yapı |
Heliosfer (Heliosferik akım sayfası · Şok dalgası sınırı) · Heliosferik manto · Heliopoz · Kafa şok dalgası | |
| Güneş ile ilgili fenomen |
Koronal delikler · Koronal döngüler · Koronal kitle atılımları · Güneş tutulması · Güneş lekeleri · Güneş meşalesi · Granüller · Mourton dalgaları · Önem · Güneş radyasyonu (Güneş değişimleri) · Spiküller · Süpergranülasyon · güneşli rüzgar · Güneş patlaması | |
| İlgili konular | Güneş Sistemi · Güneş Dinamosu | |
| Spektral sınıf: | ||
Wikimedia Vakfı. 2010.
Diğer sözlüklerde “Güneş lekelerinin” neler olduğuna bakın:
Santimetre … Eşanlamlılar sözlüğü
Gökyüzündeki güneş gibi, bir güneşte kurudular, güneşte lekeler, güneşte lekeler... Rusça eşanlamlılar ve benzeri ifadeler sözlüğü. altında. ed. N. Abramova, M.: Rusça Sözlükler, 1999. Güneş parlıyor, (bize en yakın) yıldız, parhelium, ... ... Eşanlamlılar sözlüğü
Bu terimin başka anlamları da vardır, bkz. Güneş (anlamlar). Güneş... Vikipedi
Meşaleler
Granüller, düzensiz şekilli hücrelere benzeyen, bir ızgara gibi Güneş'in tüm fotosferini kaplayan küçük (yaklaşık 1000 km boyutunda) elementlerdir. güneş lekeleri. Bu yüzey elemanları, Güneş'in derinliklerine uzanan konvektif hücrelerin üst kısmıdır. Bu hücrelerin merkezinde, sıcak madde Güneş'in iç katmanlarından yükselir, daha sonra yüzeye yatay olarak yayılır, soğur ve hücrenin karanlık dış sınırlarına doğru çöker. Bireysel granüller uzun sürmez, yalnızca 20 dakika kadar sürer. Sonuç olarak granülasyon ağı sürekli olarak görünümünü değiştirir. Bu değişiklik İsveç Vakumlu Güneş Teleskobu'yla elde edilen filmde (470 kB MPEG) açıkça görülüyor. Granüllerin içindeki akışlar saniyede 7 km'yi aşan süpersonik hızlara ulaşabiliyor ve Güneş'in yüzeyinde dalgaların oluşmasına yol açan sonik "patlamalar" üretebiliyor.
Süper granüller
Süpergranüller, sıradan granüllere benzer bir konvektif yapıya sahiptir, ancak boyutları belirgin şekilde daha büyüktür (yaklaşık 35.000 km). Fotosferde sıradan gözle görülebilen granüllerin aksine, süpergranüller çoğunlukla kendilerini Doppler etkisi ile ortaya çıkarırlar; buna göre bize doğru hareket eden maddeden gelen radyasyon, dalga boyu ekseni boyunca mavi tarafa kaydırılır ve bizden uzaklaşan madde kırmızı tarafa kayar. Süpergranüller ayrıca Güneş'in tüm yüzeyini kaplar ve sürekli olarak gelişirler. Bireysel süpergranüller bir veya iki gün yaşayabilir ve saniyede yaklaşık 0,5 km ortalama akış hızına sahip olabilir. Süpergranüllerin içindeki konvektif plazma akışları, manyetik alan çizgilerini hücrenin kenarlarına doğru tarar ve burada bu alan, kromosferik bir ızgara oluşturur.
