Что называется солнечными пятнами

10.04.202214.04.2022 admin 0 Comments

Пятна на Солнце

Пятна на Солнце – темные участки на поверхности земного светила, имеющие низкую температуру в сравнении с окружающими областями фотосферы. Их можно заметить с поверхности Земли вооруженным глазом. Они представляют собой зоны, в которых в фотосферу выходят сильные магнитные поля. Количество таких образований выступает в качестве основного показателя активности на диске.

Историческая справка

Первые упоминания об этих участках появились в 800 г. до нашей эры в Китае. А первые зарисовки возникли в 1128 г. в рамках хроники Иоанна. Что касается древнерусских литературных источников, в них такая информация датируется 14-м веком (записи летописей). Начиная с 1610 г., приходит эпоха проведения инструментальных исследований солнечной поверхности. В частности, произошло изобретение телескопа и гелиоскопа. Все это поспособствовало тому, что ученые смогли рассмотреть образования и понять причины их происхождения, а также проанализировать структуру.

Группа пятен на Солнце, сфотографированная в видимом свете. Снимок сделан космическим аппаратом Hinode 13 декабря 2006 года.

Возникновение участков

Появляются пятна на Солнце вследствие возмущений, происходящих на отдельных участках солнечного магнитного поля. В самом начале этого процесса происходит «прорыв» трубок через атмосферу в корону. В итоге сильное поле подавляет плазменное движение и препятствует попаданию наружу внутренних областей. Поначалу в этой области появляется факел, а затем – небольшая точка (пора), имеющая диаметр в несколько тысяч километров.

На протяжении нескольких часов наблюдается возрастание величины магнитной индукции, а также размера и числа пор. С течением времени они способны друг с другом сливаться и формировать пятна на Солнце в количестве одного или нескольких штук. Срок их существования равен нескольким месяцам. Этот факт и стал базой для доказательства вращения Солнца.

Традиционно пятна на Солнце образуются целыми группами. Но порой дают о себе знать одиночные элементы, продолжительность жизни которых составляет всего несколько суток. Лишь 50% пятен живет больше, чем 2 дня, а 1/10 их часть способна существовать свыше 11-ти дней. Ориентируются эти элементы параллельно относительно экватора, однако имеет место определенный наклон оси.

Свойства и характеристики

Пятна на Солнце отличаются определенными параметрами. Среднее температурное значение фотосферы составляет порядка 6000 К. В центре, где наблюдается самая темная область, этот показатель равен 4000 К. Вещество, принадлежащее образованиям, невзирая на низкую температуру, излучает свет, поэтому возникает ощущение черноты пятен. Самая темная часть, расположенная по центру, называется тенью и имеет диаметр 0,4 диаметра образования.

Этапы развития

Движение плазмы нередко заторможено вследствие локального усиления магнитного поля. В итоге вынос тепла на солнечную фотосферу замедляется. Гранулы подвергаются охлаждению на 1000 градусов, что приводит к их существенному потемнению и созданию единичного пятна на Солнце. Какие-то элементы пропадают уже спустя несколько дней, а некоторые объекты имеют возможность развития в целые группы биполярного типа. Самые внушительные по размерам категории всегда обладают связанной группой.

Возникновение солнечного пятна: магнитные линии проникают сквозь фотосферу Солнца

Размерные характеристики

Размерные параметры традиционно характеризуются протяженностью и числом пятен. Группа может включать в себя любое количество пятен в диапазоне 1-150. Площади также вариабельны. Максимальное значение присвоено группе под номером 1488603, которая возникла на солнечном диске в 1947 году, 30 марта. К 8 апреля (т. е. чуть больше чем за неделю) значение ее площади стало равняться 6132 м. с. п. В ходе максимального развития группы удалось выяснить, что отдельные пятна на Солнце пребывали в ней в количестве 170 штук.

Цикличность

Наблюдается прямая взаимосвязь между солнечным циклом и частотой, с которой появляются образования, а также их продолжительностью существования и уровнем активности. На один полный цикл приходится порядка 11 лет. Когда активность практически нулевая, таких пятен мало, или они вовсе отсутствуют. Пятна на Солнце имеют способность появляться в количестве нескольких сотен штук при повышенной активности.

В отчете Daily Mail солнечное пятно 1302 характеризовалось как «бегемот», выпускающий огромные солнечные вспышки.

Продолжительность цикла

В среднем данное значение составляет 11 лет, общий диапазон – 9-14 лет. В течение столетий эти средние значения подлежат изменениям. К примеру, в 20 веке средняя длина одного цикла была равной 10,2 года. Непостоянной является и его форма. В процессе перехода от минимального значения к максимальному показателю активность становится тем быстрее, чем большим является число пятен.

Начальное и конечное значение

Относительно недавно в качестве начала цикла было принято считать момент, в который солнечная активность находилась в точке минимума. Современные методы измерений позволили моментально определять изменение полярности, поэтому в настоящее время именно они являются началом цикла. Точная нумерация была предложена Р. В 2009 г. в соответствии с нумерацией Вольфа стартовал 24-й по счету цикл.

На практике также используется значение периодичности изменения максимального числа солнечных пятен, период которых равен 100 лет. Интервалы времени, на которые приходились их последние минимумы, следующие: 1800-1840, 1890-1920 г. Среди современных ученых имеется предположение о том, что имеются циклы еще большей продолжительности.

Источник

Откуда на Солнце пятна и как они влияют на Землю

Солнце представляет собой плотный горячий шар, состоящий в основном из водорода и гелия. Всю эту массу газов удерживает вместе гравитационная сила, благодаря которой в недрах звезды протекает реакция термоядерного синтеза. В результате этой реакции выделяется огромное количество энергии, которое разогревает внешние слои звезды до нескольких тысяч градусов и заставляет их светиться.

Однако время от времени на Солнце формируются темные области в виде пятен. Их температура примерно на 1500 градусов ниже, чем у всей остальной атмосферы звезды. Эти области называются солнечными пятнами и по их поведению можно многое сказать об активности нашей звезды.

Нашей звезде удается поддерживать такие высокие температуры в своей атмосфере благодаря постоянному перемешиванию (конвекции) потоков плазмы — более горячие внутренние слои поднимаются, а охладившиеся внешние — опускаются. Но в некоторых местах сильное магнитное поле мешает этому процессу, в результате чего формируются солнечные пятна, в которых конвекция не происходит.

Количество солнечных пятен связано с так называемым числом Вольфа. Зная количество солнечных пятен, можно рассчитать число Вольфа, которое покажет текущую активность светила. Это возможно благодаря стойкой взаимосвязи между количеством солнечных пятен и фазой цикла активности звезды. Фаза цикла активности Солнца, в свою очередь, влияет на жизнь на Земле.

Так, при увеличении солнечной активности на Земле могут возникать сильные магнитные бури, приводящие к проблемам в телекоммуникационных и энергетических сетях. Кроме того, высокая активность нашей звезды может стать причиной обострения симптомов некоторых заболеваний. Также при активном Солнце люди быстрее утомляются и становятся менее внимательными.

Источник

Солнечные пятна

Со́лнечные пя́тна — тёмные области на Солнце, температура которых понижена примерно на 1500 К по сравнению с окружающими участками фотосферы. Наблюдаются на диске Солнца (с помощью оптических приборов, а в случае крупных пятен — и невооружённым глазом) в виде тёмных пятен. Солнечные пятна являются областями выхода в фотосферу сильных (до нескольких тысяч гаусс) магнитных полей. Потемнение фотосферы в пятнах обусловлено подавлением магнитным полем конвективных движений вещества и, как следствие, снижением потока переноса тепловой энергии в этих областях.

Количество пятен на Солнце (и связанное с ним число Вольфа) — один из главных показателей солнечной магнитной активности.

На более холодных звёздах (класса K и холоднее) наблюдаются пятна намного большей площади, чем на Солнце. [3]

Содержание

История изучения

Первые сообщения о пятнах на Солнце относятся к наблюдениям 800 года до н. э. в Китае.

Впервые пятна были зарисованы в 1128 году в хронике Иоанна Вустерского. [4]

Первое известное упоминание солнечных пятен в древнерусской литературе содержится в Никоновской летописи, в записях, относящихся ко второй половине XIV века: [5]

бысть знамение на небеси, солнце бысть, аки кровь, и по нем места черны

бысть знамение в солнце, места черны по солнцу, аки гвозди, и мгла велика была

С 1610 года начинается эпоха инструментального исследования Солнца. Изобретение телескопа и его специальной разновидности для наблюдения за Солнцем — гелиоскопа, позволило Галилею, Томасу Хэрриоту, Кристофу Шейнеру и другим учёным рассмотреть солнечные пятна. Галилей, по-видимому, первым среди исследователей понял, что пятна являются частью солнечной структуры, в отличие от Шейнера, посчитавшего их проходящими перед Солнцем планетами. Это предположение позволило Галилею открыть вращение Солнца и вычислить его период. Приоритету открытия пятен и их природе была посвящена более чем десятилетняя полемика между Галилеем и Шейнером, однако, скорее всего, и первое наблюдение и первая публикация не принадлежат ни одному из них. [6]

Первые исследования фокусировались на природе пятен и их поведении. [4] Несмотря на то, что физическая природа пятен оставалась неясной вплоть до XX века, наблюдения продолжались. К XIX веку уже имелся достаточно продолжительный ряд наблюдений пятен, чтобы заметить периодические вариации в активности Солнца. В 1845 году Д. Генри и С. Александер (англ. S. Alexander ) из Принстонского университета провели наблюдения Солнце с помощью специального термометра (en:thermopile) и определили, что интенсивность излучения пятен, по сравнению с окружающими областями Солнца, понижена. [7]

Возникновение

Пятна возникают в результате возмущений отдельных участков магнитного поля Солнца. В начале этого процесса трубки магнитного поля «прорываются» сквозь фотосферу в область короны, и сильное поле подавляет конвективное движение плазмы в гранулах, препятствуя в этих местах переносу энергии из внутренних областей наружу. Сначала в этом месте возникает факел, чуть позже и западнее — маленькая точка, называемая по́ра, размером несколько тысяч километров. В течение нескольких часов величина магнитной индукции растет (при начальных значениях 0,1 тесла), размер и количество пор увеличивается. Они сливаются друг с другом и формируют одно или несколько пятен. В период наибольшей активности пятен величина магнитной индукции может достигать 0,4 тесла.

Срок существования пятен достигает нескольких месяцев, то есть отдельные группы пятен могут наблюдаться в течение нескольких оборотов Солнца. Именно этот факт (движение наблюдаемых пятен по солнечному диску) послужил основой для доказательства вращения Солнца и позволил провести первые измерения периода обращения Солнца вокруг своей оси.

Пятна обычно образуются группами, однако иногда возникает одиночное пятно, живущее всего несколько дней, или биполярная группа: два пятна разной магнитной полярности, соединённые линиями магнитного поля. Западное пятно в такой биполярной группе называется «ведущим», «головным» или «P-пятном» (от англ. preceding ), восточное — «ведомым», «хвостовым» или «F-пятном» (от англ. following ).

Только половина пятен живёт больше двух дней, и всего десятая часть — более 11 дней.

В начале 11-летнего цикла солнечной активности пятна на Солнце появляются на высоких гелиографических широтах (порядка ±25—30°), а с ходом цикла пятна мигрируют к солнечному экватору, в конце цикла достигая широт ±5—10°. Эта закономерность носит название «закон Шпёрера».

Группы пятен ориентируются приблизительно параллельно солнечному экватору, однако отмечается некоторый наклон оси группы относительно экватора, который имеет тенденцию к увеличению для групп, расположенных дальше от экватора (т. н. «закон Джоя»).

Свойства

Средняя температура поверхности Солнца около 6000 К (эффективная температура — 5770 К, температура излучения — 6050 К). Центральная, самая темная, область пятен имеет температуру всего около 4000 К, наружные области пятен, граничащие с нормальной поверхностью, — от 5000 до 5500 К. Несмотря на то, что температура пятен ниже, их вещество все равно излучает свет, пусть и в меньшей степени, чем остальная поверхность. Именно из-за этой разницы температур при наблюдении и возникает ощущение, что пятна темные, почти черные, хотя на самом деле они тоже светятся, однако их свечение теряется на фоне более яркого солнечного диска.

Центральная тёмная часть пятна носит название тени. Обычно её диаметр составляет около 0,4 диаметра пятна. В тени напряжённость магнитного поля и температура довольно однородны, а интенсивность свечения в видимом свете составляет 5-15 % от фотосферной величины. Тень окружена полутенью, состоящей из светлых и тёмных радиальных волокон с интенсивностью свечения от 60 до 95 % от фотосферного. [8]

Поверхность Солнца в области, где располагается пятно, расположена примерно на 500—700 км ниже, чем поверхность окружающей фотосферы. Это явление носит название «вильсоновской депресии».

Пятна — области наибольшей активности на Солнце. В случае, если пятен много, то существует высокая вероятность того, что произойдет пересоединение магнитных линий — линии, проходящие внутри одной группы пятен, рекомбинируют с линиями из другой группы пятен, имеющими противоположную полярность. Видимым результатом этого процесса является солнечная вспышка. Всплеск излучения, достигая Земли, вызывает сильные возмущения её магнитного поля, нарушает работу спутников и даже оказывает влияние на расположенные на планете объекты. Из-за нарушений магнитного поля Земли увеличивается вероятность возникновения северных сияний в низких географических широтах. Ионосфера Земли также подвержена флуктуациям солнечной активности, что проявляется в изменении распространения коротких радиоволн.

Классификация

Пятна классифицируют в зависимости от срока жизни, размера, расположения.

Стадии развития

Локальное усиление магнитного поля, как было сказано выше, тормозит движение плазмы в конвекционных ячейках, тем самым замедляя вынос тепла на поверхность Солнца. Охлаждение затронутых этим процессом гранул (примерно на 1000 °C) приводит к их потемнению и формированию единичного пятна. Некоторые из них исчезают через несколько дней. Другие развиваются в биполярные группы из двух пятен, магнитные линии в которых имеют противоположную полярность. Из них могут сформироваться группы из множества пятен, которые в случае дальнейшего увеличения области полутени объединяют до сотни пятен, достигая размеров в сотни тысяч километров. После этого происходит медленное (в течение нескольких недель или месяцев) снижение активности пятен и уменьшение их размеров до маленьких двойных или одинарных точек.

Самые крупные группы пятен всегда имеют связанную группу в другом полушарии (северном или южном). Магнитные линии в таких случаях выходят из пятен в одном полушарии и входят в пятна в другом.

Размеры групп пятен

Размеры группы пятен принято характеризовать её геометрической протяжённостью, а также количеством входящих в неё пятен и их полной площадью.

В группе может насчитываться от одного до полутора сотен и более пятен. Площади групп, которые удобно измерять в миллионных долях площади солнечной полусферы (м.с.п.), варьируются от нескольких м.с.п. до нескольких тысяч м.с.п.

Максимальную площадь за весь период непрерывных наблюдений групп пятен (с 1874 по 2012 годы) имела группа № 1488603 (по Гринвичскому каталогу), появившаяся на диске Солнца 30 марта 1947 года, в максимуме 18-го 11-летнего цикла солнечной активности. К 8 апреля её полная площадь достигла 6132 м.с.п. (1,87·10 10 км², что более чем в 36 раз превышает площадь земного шара). [9] На фазе своего максимального развития эта группа состояла из более чем 170 отдельных солнечных пятен. [10]

Цикличность

Солнечный цикл связан с частотой появления пятен, их активностью и сроком жизни. Один цикл охватывает примерно 11 лет. В периоды минимума активности пятен на Солнце очень мало или нет вообще, в то время как в период максимума их может наблюдаться несколько сотен. В конце каждого цикла полярность солнечного магнитного поля меняется на противоположную, поэтому правильнее говорить о 22-летнем солнечном цикле.

Длительность цикла

Хотя в среднем цикл солнечной активности длится около 11 лет, бывают циклы длиной от 9 до 14 лет. Средние значения также меняются на протяжении столетий. Так, в XX веке средняя длина цикла составила 10,2 года.

Форма цикла непостоянна. Швейцарский астроном Макс Вальдмайер утверждал, что переход от минимума к максимуму солнечной активности происходит тем быстрее, чем больше максимальное количество солнечных пятен, зарегистрированное в этом цикле (т. н. «правило Вальдмайера»).

Начало и конец цикла

В прошлом началом цикла считался момент, когда солнечная активность пребывала в точке своего минимума. Благодаря современным методам измерений стало возможно определять изменение полярности солнечного магнитного поля, поэтому сейчас за начало цикла принимают момент изменения полярности пятен. [источник не указан 67 дней]

Нумерация циклов была предложена Р. Вольфом. Первый цикл, согласно этой нумерации, начался в 1749 году. В 2009 году начался 24 солнечный цикл.

Существует периодичность изменения максимального количества солнечных пятен с характерным периодом около 100 лет («вековой цикл»). Последние минимумы этого цикла приходились примерно на 1800—1840 и 1890—1920 годы. Есть предположение о существовании циклов ещё большей длительности.

Источник

Пятна на Солнце

Со́лнечные пя́тна — тёмные области на Солнце, температура которых понижена примерно на 1500 К по сравнению с окружающими участками фотосферы. Наблюдаются на диске Солнца (с помощью оптических приборов, а в случае крупных пятен — и невооружённым глазом) в виде тёмных пятен. Солнечные пятна являются областями выхода в фотосферу сильных (до нескольких тысяч гауссов) магнитных полей. Потемнение фотосферы в пятнах обусловлено подавлением магнитным полем конвективных движений вещества и, как следствие, снижением потока переноса тепловой энергии в этих областях.

На более холодных звёздах (класса K и холоднее) наблюдаются пятна намного большей площади, чем на Солнце. [1]

Содержание

Возникновение

Пятна возникают в результате возмущений отдельных участков магнитного поля Солнца. В начале этого процесса пучок магнитных линий «прорывается» сквозь фотосферу в область короны и тормозит конвекционное движение плазмы в грануляционных ячейках, препятствуя в этих местах переносу энергии из внутренних областей наружу. Первым в этом месте возникает факел, чуть позже и западнее – маленькая точка, называемая пора, размером несколько тысяч километров. В течение нескольких часов величина магнитной индукции растет (при начальных значениях 0,1 тесла), и размер и количество пор увеличивается. Они сливаются друг с другом и формируют одно или несколько пятен. В период наибольшей активности пятен величина магнитной индукции может достигать 0,4 тесла.

Срок существования пятен достигает нескольких месяцев, то есть отдельные пятна могут наблюдаться в течение нескольких оборотов Солнца вокруг себя. Именно этот факт (движение наблюдаемых пятен вдоль солнечного диска) послужил основой для доказательства вращения Солнца и позволил провести первые измерения периода обращения Солнца вокруг своей оси.

Пятна обычно формируются группами, однако иногда возникает одиночное пятно, живущее всего несколько дней, или два пятна, с направленными из одного в другое магнитными линиями.

Первое возникшее в такой двойной группе называется P-пятно (англ. preceding) старейшее – F-пятно (англ. following).

Только половина пятен живут больше двух дней, и всего десятая часть переживает 11-дневный порог

Группы пятен всегда вытягиваются параллельно солнечному экватору.

Свойства

Пятна – области наибольшей активности на Солнце. В случае, если пятен много, то существует высокая вероятность того, что произойдет пересоединение магнитных линий – линии, проходящие внутри одной группы пятен, рекомбинируют с линиями из другой группы пятен, имеющими противоположную полярность. Видимым результатом этого процесса является солнечная вспышка. Всплеск излучения, достигая Земли, вызывает сильные возмущения ее магнитного поля, нарушает работу спутников и даже оказывает влияние на расположенные на планете объекты. Благодаря нарушениям магнитного поля увеличивается вероятность возникновения северных сияний в низких географических широтах. Ионосфера Земли также подвержена флуктуациям солнечной активности, что проявляется в изменении распространения коротких радиоволн.

В годы, когда пятен на солнце мало, размер Солнца уменьшается на 0,1%. Годы в промежутке между 1645 и 1715 (минимум Маундера), известны глобальным похолоданием, и называют малым ледниковым периодом.