Solfläckar

Solfläckar  är mörka områden på solen , vars temperatur sänks med cirka 1500 K jämfört med de omgivande områdena i fotosfären . De observeras på solskivan (med hjälp av optiska instrument, och i fallet med stora fläckar - med blotta ögat) i form av mörka fläckar. Solfläckar är områden där starka (upp till flera tusen gauss ) magnetfält kommer in i fotosfären . Mörkning av fotosfären i fläckar beror på undertryckandet av konvektiva rörelser av materia av magnetfältet och, som en konsekvens, en minskning av flödet av termisk energiöverföring i dessa områden.

Antalet solfläckar (och vargnumret associerat med det ) är en av de viktigaste indikatorerna på solmagnetisk aktivitet .

På kallare stjärnor ( klass K och kallare) observeras fläckar med ett mycket större område än på solen [3] .

Studiens historia

De första rapporterna om solfläckar går tillbaka till 800 f.Kr. e. i Kina .

Fläckarna ritades första gången 1128 i krönikan av John of Worcester [4] .

Det första kända omnämnandet av solfläckar i forntida rysk litteratur finns i Nikon Chronicle , i register som går tillbaka till andra hälften av 1300-talet [5] :

det fanns ett tecken i himlen, solen var som blod, och enligt den är platserna svarta

- (1365)

vara ett tecken i solen, platserna är svarta i solen, som spikar, och mörkret var stort

- (1371)

Sedan 1610 börjar eran av instrumentell forskning om solen. Uppfinningen av teleskopet och dess speciella variation för att observera solen - helioskopet , gjorde det möjligt för Galileo , Thomas Harriot , Christoph Scheiner och andra forskare att överväga solfläckar. Galileo var tydligen den första bland forskare som förstod att fläckar är en del av solstrukturen, i motsats till Scheiner, som ansåg dem vara planeter som passerade framför solen. Detta antagande gjorde det möjligt för Galileo att upptäcka solens rotation och beräkna dess period. Mer än ett decennium av kontroverser mellan Galileo och Scheiner ägnades åt prioriteringen av upptäckten av fläckar och deras natur, men med största sannolikhet tillhör inte både den första observationen och den första publikationen någon av dem [6] .

De första studierna fokuserade på fläckarnas natur och deras beteende [4] . Trots att fläckarnas fysiska karaktär förblev oklar fram till 1900-talet fortsatte observationerna. Redan på 1800-talet fanns det en tillräckligt lång serie av solfläcksobservationer för att märka periodiska variationer i solens aktivitet. År 1845 utförde D. Henry och S. Alexander från Princeton University observationer av solen med hjälp av en speciell termometer ( sv : thermopile ) och fastställde att intensiteten av emissionen av fläckar, jämfört med de omgivande områdena av solen, sänktes [7] .  

Emergence

Fläckar uppstår som ett resultat av störningar i enskilda delar av solens magnetfält. I början av denna process "bryter magnetfältsrören igenom" genom fotosfären in i koronaområdet, och det starka fältet undertrycker plasmans konvektiva rörelse i granulerna , vilket förhindrar energiöverföring från de inre regionerna till utsidan i dessa. platser. Först dyker en fackla upp på denna plats , lite senare och västerut - en liten prick, kallad tid , flera tusen kilometer i storlek. Inom några timmar växer värdet av magnetisk induktion (vid initiala värden på 0,1 Tesla ), storleken och antalet porer ökar. De smälter samman med varandra och bildar en eller flera fläckar. Under perioden med den största aktiviteten av fläckarna kan magnituden på den magnetiska induktionen nå 0,4 Tesla.

Fläckarnas livslängd når flera månader, det vill säga enskilda grupper av fläckar kan observeras under flera varv av solen. Det var detta faktum (rörelsen av de observerade fläckarna längs solskivan) som fungerade som grund för att bevisa solens rotation och gjorde det möjligt att utföra de första mätningarna av perioden för solens rotation runt sin axel.

Fläckar bildas vanligtvis i grupper, men ibland finns det en enda fläck som bara lever några dagar, eller en bipolär grupp: två fläckar med olika magnetisk polaritet, sammankopplade med magnetfältslinjer. Den västra fläcken i en sådan bipolär grupp kallas "ledande", "huvud" eller "P-punkt" (från engelska  föregående ), den östra kallas "slav", "svans" eller "F-punkt" (från engelska). engelska  följande ).

Endast hälften av fläckarna lever mer än två dagar, och bara en tiondel - mer än 11 ​​dagar.

I början av den 11-åriga cykeln av solaktivitet uppträder fläckar på solen på höga heliografiska breddgrader (i storleksordningen ±25–30°), och när cykeln fortskrider migrerar fläckarna till solens ekvator och når breddgrader på ±5–10° i slutet av cykeln. Detta mönster kallas " Spörers lag ".

Solfläcksgrupperna är orienterade ungefär parallellt med solens ekvator, dock finns det en viss lutning av gruppaxeln i förhållande till ekvatorn, som tenderar att öka för grupper som är belägna längre från ekvatorn (den så kallade " glädjens lag ").

Egenskaper

Medeltemperaturen för solfotosfären är cirka 6000 K (den effektiva temperaturen är 5770 K, strålningstemperaturen är 6050 K). Den centrala, mörkaste, regionen av fläckarna har en temperatur på endast cirka 4000 K, de yttre områdena av fläckarna, som gränsar till den normala fotosfären, är från 5000 till 5500 K. Trots att fläckarnas temperatur är lägre, deras substans avger fortfarande ljus, om än i mindre grad än resten av fotosfären. Det är just på grund av denna temperaturskillnad som när de observeras finns det en känsla av att fläckarna är mörka, nästan svarta, även om de faktiskt också lyser, men deras glöd går förlorad mot bakgrunden av en ljusare solskiva.

Den centrala mörka delen av fläcken kallas skugga . Vanligtvis är dess diameter cirka 0,4 av fläckens diameter. I skuggan är magnetfältets styrka och temperatur ganska likformiga, och glödintensiteten i synligt ljus är 5-15 % av den fotosfäriska magnituden. Skuggan är omgiven av penumbra , bestående av ljusa och mörka radiella fibrer med en glödintensitet på 60 till 95 % av den fotosfäriska. [åtta]

Solens fotosfär i området där platsen finns ligger cirka 500-700 km djupare än den övre gränsen för den omgivande fotosfären . Detta fenomen kallas " Wilsonian depression ".

Solfläckar är områden med störst aktivitet på solen. Om det finns många fläckar, så är det stor sannolikhet att magnetlinjerna kommer att återkopplas  - linjer som passerar inuti en grupp av fläckar rekombinerar med linjer från en annan grupp av fläckar som har motsatt polaritet. Det synliga resultatet av denna process är en solflamma . En strålning som når jorden orsakar starka störningar i dess magnetiska fält, stör driften av satelliter och påverkar till och med objekt som finns på planeten. På grund av kränkningar av jordens magnetfält ökar sannolikheten för norrsken på låga geografiska breddgrader. Jordens jonosfär är också föremål för fluktuationer i solaktiviteten, vilket visar sig i en förändring i utbredningen av korta radiovågor.

Klassificering

Fläckar klassificeras beroende på livslängd, storlek, plats.

Utvecklingsstadier

Den lokala förstärkningen av magnetfältet, som nämnts ovan, saktar ner plasmans rörelse i konvektionsceller och saktar därigenom ner överföringen av värme till solfotosfären. Kylning av granulerna som påverkas av denna process (med cirka 1000 °C) leder till att de mörknar och bildar en enda fläck. Några av dem försvinner efter några dagar. Andra utvecklas till bipolära grupper av två fläckar med magnetiska linjer med motsatt polaritet. Grupper av många fläckar kan bildas från dem, som, i händelse av en ytterligare ökning av penumbraområdet , förenar upp till hundratals fläckar och når hundratusentals kilometer i storlek. Efter det sker en långsam (under flera veckor eller månader) minskning av aktiviteten hos fläckarna och deras storlek reduceras till små dubbla eller enkla prickar.

De största solfläcksgrupperna har alltid en tillhörande grupp på det andra halvklotet (nord eller söder). Magnetiska linjer i sådana fall kommer ut ur fläckar i ena halvklotet och kommer in i fläckar i den andra.

Storlekar på fläckgrupper

Storleken på en grupp fläckar kännetecknas vanligtvis av dess geometriska utsträckning, såväl som antalet fläckar som ingår i den och deras totala yta.

I en grupp kan det finnas från ett till ett och ett halvt hundra eller fler fläckar. Gruppområdena, som lämpligen mäts i miljondelar av solhalvklotets area (m.s.p.), varierar från flera m.s.p. upp till flera tusen m.s.p.

Den maximala ytan för hela perioden av kontinuerliga observationer av solfläcksgrupper (från 1874 till 2012) hade gruppnummer 1488603 (enligt Greenwich-katalogen), som dök upp på solskivan den 30 mars 1947, som högst den 18:e 11-års cykel av solaktivitet . Den 8 april nådde dess totala yta 6132 m.s.p. (1,87 10 10 km², vilket är mer än 36 gånger jordens yta ) . [9] Vid sin maximala utvecklingsfas bestod denna grupp av mer än 170 individuella solfläckar. [tio]

Cyklisitet

Solcykeln är relaterad till frekvensen av solfläckar, deras aktivitet och livslängd. En cykel omfattar cirka 11 år. Under perioder med minimal solfläcksaktivitet finns det väldigt få eller inga solfläckar alls, medan det under perioder med maximalt kan finnas flera hundra av dem. I slutet av varje cykel vänder solens magnetfälts polaritet, så det är mer korrekt att tala om en 22-årig solcykel.

Cykeltid

Även om den genomsnittliga solaktivitetscykeln varar cirka 11 år, finns det cykler från 9 till 14 år långa. Medelvärden förändras också genom århundradena. På 1900-talet var alltså den genomsnittliga cykellängden 10,2 år.

Formen på cykeln är inte konstant. Den schweiziska astronomen Max Waldmeier hävdade att övergången från minimal till maximal solaktivitet sker snabbare, desto större är det maximala antalet solfläckar som registreras i denna cykel (den så kallade " Waldmeier-regeln ").

Början och slutet av cykeln

Tidigare ansågs början av cykeln vara det ögonblick då solaktiviteten var vid sin lägsta punkt. Tack vare moderna mätmetoder har det blivit möjligt att bestämma förändringen i solmagnetfältets polaritet, så nu tas ögonblicket för förändring av fläckarnas polaritet som början på cykeln.

Cykelnumrering föreslogs av R. Wolf . Den första cykeln, enligt denna numrering, började 1749. 2009 började den 24:e solcykeln.

Data om de senaste solcyklerna
cykelnummer Start år och månad Max år och månad Maximalt antal platser
arton 1944-02 1947-05 201
19 1954-04 1957-10 254
tjugo 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*

Det sker en periodisk förändring av det maximala antalet solfläckar med en karakteristisk period på cirka 100 år ("sekulär cykel"). De sista bottennivåerna i denna cykel var omkring 1800-1840 och 1890-1920. Det finns ett antagande om förekomsten av cykler av ännu längre varaktighet.

Se även

Anteckningar

  1. ↑ Källa . Hämtad 1 juni 2008. Arkiverad från originalet 21 oktober 2008.
  2. ↑ Solens tillstånd 13 december 2006 . Hämtad 6 juli 2020. Arkiverad från originalet 5 mars 2021.
  3. ↑ En jättefläck på stjärnan HD 12545 . Tillträdesdatum: 13 december 2008. Arkiverad från originalet 1 februari 2009.
  4. ↑ 1 2 Stora ögonblick i solfysikens historia  (engelska)  (otillgänglig länk) . Stora ögonblick i solfysikens historia . ???. Hämtad 26 februari 2010. Arkiverad från originalet 11 mars 2005.
  5. ↑ D. O. Svyatsky. Astronomy of Ancient Russia Arkiverad 12 oktober 2011 på Wayback Machine
  6. ↑ Anteckningar om solfläckar av Galileo Galilei  (engelska)  (länk ej tillgänglig) . Store Galileos bokstäver om solfläckar . ???. Hämtad 26 februari 2010. Arkiverad från originalet 23 november 2009.
  7. ↑ Henryk Arctowski. På solutbrott och förändringar i solkonstanten  (eng.) . - 1940. - Vol. 26 , nr. 6 . - s. 406-411 . - doi : 10.1073/pnas.26.6.406 .
  8. ↑ Präst E. R. Solar magnetohydrodynamik. - M .: Mir, 1985. - S. 71-73.
  9. ↑ Royal Observatory, Greenwich - USAF/NOAA-solfläcksdata . Hämtad 6 juli 2020. Arkiverad från originalet 16 juli 2020.
  10. ↑ Interaktiv databas om solaktivitet i Pulkovo "Katalog över solaktivitet"-systemet . Hämtad 15 november 2012. Arkiverad från originalet 8 juli 2011.

Litteratur

Länkar

Animationer-scheman för processen för solfläckarnas ursprung
  Gå till Wikidata-objektet  Ordböcker och uppslagsverk
I bibliografiska kataloger
 Sol
Strukturera Fotografi av solen i den ultravioletta regionen av spektrumet, avbildad i "falska färger". Erhållen av Solar Dynamics Observatory.
Atmosfär
Utökad
struktur

Fenomen relaterade till solen
Relaterade ämnen
Spektralklass : G2