Шалит светило. Как активность Солнца влияет на нашу жизнь


Солнечная активность

Подробности Категория: Солнце Опубликовано 04.10.2012 13:03
Солнечная активность – это совокупность явлений, периодически возникающих в солнечной атмосфере. Проявления солнечной активности связаны с магнитными свойствами солнечной плазмы.

Что же вызывает возникновение солнечной активности? Постепенно увеличивается магнитный поток в одной из областей фотосферы. Затем здесь увеличивается яркость в линиях водорода и кальция. Такие области называются флоккулами.

Примерно в тех же участках на Солнце в фотосфере (т.е. несколько глубже) при этом также наблюдается увеличение яркости в белом (видимом) свете. Это явление называется факелами.

Увеличение энергии, выделяющееся в области факела и флоккула – следствие увеличившейся напряженности магнитного поля. Через 1-2 дня после появления флоккула в активной области возникают солнечные пятна в виде маленьких черных точек – пор. Многие из них вскоре исчезают, лишь отдельные поры за 2-3 дня превращаются в крупные темные образования. Типичное солнечное пятно имеет размеры в несколько десятков тысяч километров и состоит из темной центральной части (тени) и волокнистой полутени.

Сбои циклов

Но не всё вписывается в рамки цикличности. Солнце имеет свой характер, и иногда проявляется его своеобразие. Например, 23-й солнечный цикл должен был завершиться в 2007 – 2008 годах. Но не завершился, и чем вызван такой феномен, пока не понятно. Получается, что солнечные циклы – незакономерная закономерность нашего светила.

С середины 2006 до середины 2009 годов Солнце было в глубоком минимуме. Этот период характерен несколькими рекордами спада активности. Отмечались наименьшие показатели скорости солнечного ветра. Наблюдалось максимальное число дней без пятен. Активность вспышек упала к нулю. Из этого вытекают возможные варианты дальнейшего поведения Солнца. Если считать, что в каждом цикле звезда высвобождает определенное количество энергии, то после нескольких лет пассивности, она должна эту энергию выбросить. То есть, новый цикл должен быть очень быстрым и достичь высочайших значений.

Предельно высокие максимумы за все годы наблюдений не фиксировались. А вот исключительные минимумы отмечались. Из этого следует, что провал активности – намёк на сбой солнечных циклов.

Источник: light-science.ru

Солнечная система > Солнце > Солнечный цикл

Изучите солнечный цикл: описание цикла солнечной активности, среднее время, 11 летний период Солнца, роль Галилея, исследование солнечных пятен, график звезды.

Солнечный цикл – это комплекс разного рода явлений, которые происходят в солнечной атмосфере и охватывают относительно большие области, в поперечнике более нескольких тысячи километров, и отличаются довольно большими изменениями со временем физических свойств соответствующих слоев атмосферы Солнца. Солнечная активность является совокупностью физических явлений, которые сопровождаются изменением разных параметров солнечной деятельности и фиксируются при помощи самых разных средств наблюдения.

Особенность активности Солнца заключается в наличие в ней циклов, прежде всего одиннадцатилетних, хотя в общем отмечают их очень широкий спектр – начиная от нескольких минут и заканчивая многими столетиями. За многие годы изменений активности Солнца обнаруживают 11-летнюю цикличность, хотя существуют и отклонения от средней длительности цикла. К примеру, продолжительность последних 15 циклов колебалась от 7 до 17 лет. Сейчас в качестве достоверно установленных называют 11-летний, 22-летний (или двойной), 30 – 40-летний (или брикнеровский), 80 – 90-летний (вековой), 500-летний и 1800 – 1900-летний циклы активности Солнца.

В 1610 году Галилео Галилей стал первым человек в Европе, кто начать наблюдать за Солнцем при помощи своего телескопа и положил тем самым начало регулярным наблюдениям за солнечными циклами и солнечными пятнами, продолжающимся, таким образом, уже более четырехсот лет.

рез 130 лет, в 1749 г., одной из самых старых европейских обсерваторий, расположенной в городе Цюрих (Швейцария), были начаты каждодневные наблюдения за пятнами. Изначально их просто подсчитывали и зарисовывали, а позже уже начали получать фото поверхности Солнца. К настоящему времени огромное количество солнечных станций постоянно проводят наблюдение и регистрацию всех изменений на солнечной поверхности.

Зачастую, цикл Солнца определяют по количеству солнечных пятен на фотосфере, основной характеристикой которого является специальный индекс, называемый числом Вольфа. Чтобы подсчитать данный индекс необходимо выполнить несколько операций. Сначала нужно подсчитать количество группы солнечных пятен, потом умножить это число на 10 и прибавить к нему количество отдельных пятен. Число 10 – это коэффициент, который примерно соответствует среднему количеству пятен в рамках одной группы; подобный алгоритм дает возможность достаточно точно установить количество пятен на Солнце даже в случаях, когда неблагоприятные условия наблюдений препятствуют прямому подсчету всех малых пятен. Если проанализировать результаты подобных подсчетов за большой отрезок времени (с 1749 года), то станет понятно, что количество солнечных пятен периодически изменяется, формируя тем самым цикл солнечной активности, период которого составляет примерно 11 лет.

Стоит отметить, что сейчас существует минимум 2 организации, осуществляющие наблюдения за солнечным циклом и подсчет количества пятен на Солнце независимо друг от друга. Первая организация – это бельгийская Sunspot Index Data Center, в которой определяют т.н. международное количество пятен на Солнце (International Sunspot Number). Помимо того, подсчетом количества солнечных пятен занимается также и US National Oceanic and Atmospheric Administration. Количество определенных данной организацией пятен носит название NOAA sunspot number.

Одни из самых первых наблюдений за солнечными пятнами в конце 17-го века показали, что в то время Солнце проходило сквозь период необычайно малой активности. Согласно мнению экспертов, данный период длился с 1645 по 1715 год. Наблюдения того времени осуществлялись не настолько подробно, как современные, но, несмотря на это, факт прохождения цикла солнечной активности сквозь предельно глубокий минимум принято считать достоверно установленным. Данный период соответствует уникальному климатическому этапу в истории планеты, который называют «малым ледниковым периодом». Одна из главных особенностей данного периода заключается в замерзании рек в низких широтах и необычайно долгий, зачастую круглогодичный, снежный покров территорий с умеренным климатом. Ученые не исключают, что аналогичные, или даже более длительные, периоды предельно низкой солнечной активности могли происходить и в далеком прошлом, сильно повлияв тем самым на климат Земли в различные геологические и исторические эпохи.

В 1874 году наблюдения за солнечными пятнами на звезде начались в Англии в Королевской Обсерватории Гринвича. В данных наблюдениях учитывалось не только число пятен, но и определялись их размеры, а также положение на солнечном диске. Эта информация позволила установить, что пятна на солнечной поверхности распределяются неравномерно, а возникают, в основном, в пределах двух поясов, один из которых находится к северу, а другой к югу от экватора Солнца. Расстояние между этими поясами возникновения пятен изменяется в зависимости от солнечного цикла. В самом начале цикла пятна возникают на высоких широтах, т. е. на большом расстоянии от солнечного экватора, а затем пояса образования солнечных пятен начинают постепенно сближаться и к концу цикла они уже практически соприкасаются с экватором. Построив зависимость расположения солнечных пятен на диске от времени, можно получить известную диаграмму, которая похожа на крылья бабочки и которую называют «диаграмма — бабочка». Пятна на Солнце являются областями крайне сильного магнитного поля, что позволяет построить похожую диаграмму опираясь на данные наблюдений за солнечными магнитными полями.

Источник: v-kosmose.com

Из истории изучения солнечных пятен

Первые сообщения о пятнах на Солнце относятся к наблюдениям 800 г. до н. э. в Китае, первые рисунки относятся к 1128 г. В 1610 г. астрономы начали использовать телескоп для наблюдения Солнца. Первоначальные исследования касались в основном природы пятен и их поведения. Но, несмотря на исследования, физическая природа пятен оставалась неясной до XX века. К XIX веку уже имелся достаточно продолжительный ряд наблюдений числа пятен, чтобы определить периодические циклы в активности Солнца. В 1845 г. профессора Д. Генри и С. Александер из Принстонского университета наблюдали Солнце с помощью термометра и определили, что пятна излучают меньше радиации по сравнению с окружающими областями Солнца. Позже было определено излучение выше среднего в областях факелов.

Астрономы предположили, что солнечная активность провоцируется тремя планетами

Ученые из Германии предложили новую теорию, объясняющую периодичность солнечной активности. По их мнению, количество солнечных пятен и другие эффекты, связанные с солнечными циклами, меняются из-за

воздействия на звезду трех планет Солнечной системы: Венеры, Земли и Юпитера.

Солнечная активность – это целый класс процессов, связанных с переменностью многих параметров нашей звезды, таких как излучение на разных частотах, количество солнечных пятен и поток заряженных частиц, выбрасываемых в космическое пространство. Наиболее известное проявление солнечной активности – это изменение числа солнечных пятен. Первые письменные свидетельства пятен на Солнце относятся к 800 году до н.э., а с изобретением в XVII веке телескопа наблюдения за ними начинают проводиться и в Европе. В первой половине XIX века астроном-любитель Генрих Швабе обнаружил периодичность в количестве видимых пятен на диске Солнца. Так был открыт 11-летний цикл солнечной активности. Это открытие вызвало большой интерес в научном мире, и швейцарский астроном Рудольф Вольф организовал первую службу Солнца в Цюрихе.

по теме

30 лет катастрофе вертолета Ми-8 над Чернобыльской атомной станцией

«Розетта» отправилась в последний путь

Уровень углекислого газа навсегда пробил психологическую отметку в 400 ppm

С тех пор наблюдения за Солнцем проводятся регулярно. Позже были обнаружены и другие циклы активности Солнца: 22-летний, вековой и т.д. В периоды минимума активности пятна могут вообще не наблюдаться на поверхности Солнца, в то время как в годы максимума их число достигает десятков сотен.

Температура солнечного пятна примерно 4000К, что на 2000К меньше температуры других областей фотосферы. Поэтому при наблюдениях в телескоп со светофильтром пятна кажутся более темными областями, по сравнению с окружающей поверхностью. Исследования Солнца в XX веке показали, что пятна – это области выхода в фотосферу мощных магнитных полей. Потемнение фотосферы в этих областях объясняется тем, что мощные сгустки магнитных силовых линий препятствуют конвективным движениям вещества из более глубоких слоев. Это и приводит к снижению потока тепловой энергии.

Ученые уже давно пытаются разобраться в причинах цикличного поведения Солнца. Известно, что в начале 11-летнего цикла солнечное магнитное поле имеет дипольную конфигурацию и направлено преимущественно вдоль меридианов (такое поле называют «полоидальным»). В максимуме цикла оно сменяется полем, направленным вдоль параллелей («тороидальное»). В конце цикла поле вновь сменяется на полоидальное, но теперь оно направлено в сторону, противоположную направлению начала цикла.

За генерацию магнитных полей, а также за образование солнечных пятен отвечает процесс, называемый «солнечное динамо». Эта модель как раз объясняет наблюдательные особенности. Из-за того что экваториальные области Солнца вращаются быстрее, чем полярные («дифференциальное вращение»), изначально полоидальное поле, увлекаясь вращающейся плазмой, должно растягиваться вдоль параллелей, приобретая тем самым тороидальную компоненту. Этот процесс получил название «омега-эффект».

Чтобы цикл мог продолжаться снова и снова, тороидальное поле должно каким-то образом снова преобразовываться в полоидальное. В 1955 году американский астрофизик Юджин Паркер показал, что объемы солнечной плазмы должны вращаться за счет сил Кориолиса. Эта сила и растягивает компоненты магнитного поля, превращая тороидальные магнитные поля в полоидальные (так называемый «альфа-эффект»). Считается, что этот эффект возникает в непосредственной близости от поверхности Солнца в районе пятен. Но эта теория не может объяснить наблюдаемую продолжительность солнечного цикла.

Однако ученые из центра имени Гельмгольца Дрезден-Россендорф (HZDR) предлагают новую теорию циклов солнечной активности. В работе, опубликованной в журнале Solar Physics

, они показали, что 11-летний цикл может быть вызван приливным влиянием некоторых планет Солнечной системы, а именно Венеры, Земли и Юпитера. Исследователи обратили внимание,

что эти три планеты выстраиваются в одном направлении примерно раз в 11 лет.

по теме

Ученые доказали, что Меркурий до сих пор трясет

Что думают ученые и преподаватели о возвращении астрономии в школу

Ученые предложили новое объяснение загадочному мерцанию звезды Табби

Подобные предположения высказывались и раньше, однако долгое время ученые не могли предложить механизм, объясняющий возникновение циклов солнечной активности за счет приливных эффектов.

На помощь исследователям пришел эффект резонанса. «Если воздействовать малыми толчками на объект, со временем амплитуда его колебаний будет увеличиваться», — поясняет идею доктор Фрэнк Стефани из HZDR.

Расчеты ученых показали, что для того, чтобы заставить альфа-эффект испытывать колебания, почти не нужно прикладывать много энергии. Это достигается за счет тейлоровской неустойчивости. Она возникает, когда сильное магнитное поле проходит через проводящий слой или плазму. Взаимодействие тока с полем порождает мощный турбулентный поток. Авторы исследования предположили, что альфа-эффект возникает не вблизи солнечной поверхности, а в области, называемой «тахоклин». Этот слой находится на глубине примерно 30% от солнечного радиуса и разделяет две области внутри Солнца: область лучистого переноса и область конвекции. В этой же области возникает и омега-эффект.

Исследователи использовали модели с тейлоровской неустойчивостью для нового описания поперечных колебаний альфа-эффекта. «Мы нашли способ привязать альфа-эффект к тахоклину», — пояснил Стефани. Таким образом, все колебательные процессы оказались привязаны к тонкому слою в недрах Солнца. Важно, что подобные колебания почти не требуют изменения энергии. Это значит, что очень небольшого воздействия достаточно для запуска альфа-эффекта. Математические расчеты, проведенные исследователями, показывают, что периодического приливного воздействия планет достаточно для возбуждения 11-летнего и 22-летнего цикла активности.

Впрочем, идея о влиянии планет на солнечное динамо существует давно, однако некоторые специалисты не поддерживают эту теорию и считают ее маргинальной.

Характеристика солнечных пятен

Самая главная особенность пятен – наличие в них сильных магнитных полей, достигающих наибольшей напряженности в области тени. Представьте себе выходящую в фотосферу трубку силовых линий магнитного поля. Верхняя часть трубки расширяется, и силовые линии в ней расходятся, как колосья в снопе. Поэтому вокруг тени магнитные силовые линии принимают направление, близкое к горизонтальному. Магнитное поле как бы расширяет пятно изнутри и подавляет конвективные движения газа, переносящие энергию из глубины вверх. Поэтому в области пятна температура оказывается меньше примерно на 1000 К. Пятно является как бы охлажденной и скованной магнитным полем ямой в солнечной фотосфере. Чаще всего пятна возникают целыми группами, но в них выделяются два больших пятна. Одно, небольшое, — на западе, а другое, поменьше, — на востоке. Вокруг них и между ними часто бывает множество мелких пятен. Такая группа пятен называется биполярной, потому что у больших пятен всегда противоположная полярность магнитного поля. Они как бы связаны с одной и той же трубкой силовых линий магнитного поля, которая в виде гигантской петли вынырнула из-под фотосферы, оставив концы где-то в глубоких слоях, увидеть их невозможно. Пятно, из которого выходит магнитное поле из фотосферы, имеет северную полярность, а то, в которое силовое поле входит обратно под фотосферу – южную.

Солнечные вспышки

Солнечные вспышки – самое мощное проявление солнечной активности. Они происходят в сравнительно небольших областях хромосферы и короны, расположенных над группами солнечных пятен. Проще говоря, вспышки – это взрыв, вызванный внезапным сжатием солнечной плазмы. Сжатие происходит под давлением магнитного поля и приводит к образованию длинного плазменного жгута в десятки и даже сотни тысяч километров. Количество энергии взрыва – от 10²³ Дж. Источник энергии вспышек отличается от источника энергии всего Солнца. Ясно, что вспышки имеют электромагнитную природу. Энергия, излучаемая вспышкой в коротковолновой области спектра, состоит из ультрафиолетовых и рентгеновских лучей. Как и всякий сильный взрыв, вспышка порождает ударную волну, которая распространяется вверх в корону и вдоль поверхностных слоев солнечной атмосферы. Излучение солнечных вспышек оказывает особенно сильное воздействие на верхние слои земной атмосферы и ионосферу. В результате этого происходит целый комплекс геофизических явлений на Земле.

Известные циклы активности

Одиннадцатилетний

Этот период активности Солнца самый известный и более изученный. Также его называют законом Швабе-Вольфа, отдавая дань первооткрывателю этой периодичности светила. Название «одиннадцатилетний» несколько условно для данного цикла. Продолжительность его, например, в XVIII – XX веках колебалась от 7 до 17 лет, а в веке ХХ среднее значение составило 10,5 лет. В первые четыре года цикла происходит активное увеличение количества солнечных пятен. Также учащаются вспышки, число волокон и протуберанцев. В следующий период (около семи лет) количество пятен и активность уменьшаются. 11-летние циклы имеют различные высоты в максимумах. Их принято измерять в относительных числах Вольфа. Самым высоким индексом за всё время наблюдений отметился 19-й цикл. Его значение составило 201 единица, при минимуме около 40.

Двадцатидвухлетний

По сути, это двойной цикл Швабе. Он связывает пятна и магнитные поля звезды. Каждые 11 лет изменяется знак магнитного поля и положение магнитных полярностей групп пятен. Для возврата общего магнитного поля в начальное положение требуется два цикла Швабе, или 22 года.

Вековой

Этот цикл продолжается от 70 до 100 лет. Это модуляция одиннадцатилетних циклов. В середине прошлого века был максимум такого цикла, и следующий придётся на середину века нынешнего. Отмечена и двухвековая цикличность. В её минимумы (периоды около 200 лет) наблюдаются устойчивые ослабления солнечной активности. Они длятся десятки лет и носят название глобальных минимумов.

Протуберанцы

Наиболее грандиозными образованиями в солнечной атмосфере являются протуберанцы. Это плотные облака газов, возникающие в солнечной короне или выбрасываемые в нее из хромосферы. Типичный протуберанец имеет вид гигантской светящейся арки, опирающейся на хромосферу и образованной струями и потоками более плотного, чем корона, вещества. Температура протуберанцев около 20 000 К. Некоторые из них существуют в короне несколько месяцев, другие, появляющиеся рядом с пятнами, быстро движутся со скоростями около 100 км/с и существуют несколько недель. Отдельные протуберанцы движутся с еще большими скоростями и внезапно взрываются; они называются эруптивными. Размеры протуберанцев могут быть разными. Типичный протуберанец имеет высоту около 40 000 км и ширину около 200 000 км. Имеется множество типов протуберанцев. На фотографиях хромосферы в красной спектральной линии водорода протуберанцы хорошо видны на диске Солнца в виде темных длинных волокон.

Области на Солнце, в которых наблюдаются интенсивные проявления солнечной активности, называются центрами солнечной активности. Общая активность Солнца периодически меняется. Существует множество способов оценивать уровень солнечной активности. Индекс солнечной активности – числа Вольфа W. W= k (f+10g), где k – коэффициент, учитывающий качество инструмента и производимых с его помощью наблюдений, f – полное число пятен, наблюдаемых в данный момент на Солнце, g – удесятеренное число групп, которые они образуют. Эпоху, когда количество центров активности наибольшее, считают максимумом солнечной активности. А когда их совсем или почти нет – минимумом. Максимумы и минимумы чередуются в среднем с периодом 11 лет – одиннадцатилетний цикл солнечной активности.

Рейтинг
( 1 оценка, среднее 4 из 5 )
Понравилась статья? Поделиться с друзьями: