Солнечная активность

Основная статья: Солнце

Солнечная активность — это процесс появле­ния и развития активных образований на Солнце. Сол­нечная активность — результат сложного взаимодействия ло­кальных магнитных полей и солнечной плазмы.

Солнечную активность принято характеризовать числом Вольфа: W = 10g + ψ, где ψ — число пятен, a g — число групп, в которые они объединяются. На рисунке 63 показана кривая изменения числа Вольфа за все время наблюдений.

Исследования показывают, что синхронно с солнечной ак­тивностью, характеризуемой числом Вольфа, изменяется уро­вень воды в закрытых водоёмах, ширина годичных колец деревьев, число магнитных бурь и т. д. (рис. 64). Это под­тверждается многочисленными наблюдениями и считается твёрдо установленным фактом, хотя сам механизм связи сол­нечной активности и её земных проявлений пока неясен.

Активные образования

На диске Солнца нередко видны необычные обра­зования: участки пониженной яркости — солнечные пятна и повышенной яркости — факелы. На краю диска заметны вы­ступы хромосферы — протуберанцы, иногда появляются короткоживующие очень яркие пятна-вспышки. Все они полу­чили общее название — активные образования.

Активные области

Обычно активные образования возникают в так называе­мых активных областях Солнца. Эти области могут занимать значительную долю солнечного диска. Главная характеристи­ка активных областей — выход на поверхность сильных ло­кальных (т. е. местных) магнитных полей, намного более силь­ных, чем регулярное магнитное поле Солнца. Типичная для активной области схема магнит­ного поля представлена на ри­сунке 62.

Магнитоактивная плазма

Солнечные пятна

Солнце, как и другие небесные тела, вращается вокруг своей оси. Это даёт возможность определить на нем полюсы и экватор и построить систему гелиографических координат (Гелиос — Солнце), полностью аналогичных географическим.

Часто по обе стороны экватора в полосе гелиографических широт 10—30° появляются солнечные пятна и факелы — светлые пятнышки, хорошо видные у пятен и у края диска. В телескоп хорошо различают­ся тёмный овал пятна и окружающая его полутень. Обычно пятна появляются группами. Характерный размер тёмного пятна около 20 000 км. Пятно на фоне фото­сферы кажется совершенно черным, однако, поскольку в пят­не температура равна 4500 K, его излучение слабее излучения фотосферы всего в 3 раза.

Загрузка...

В пятне наблюдаются сильные магнитные поля (до 4,5 Тл). Именно наличие магнитного поля и определяет понижение температуры, поскольку оно препятствует конвекции и умень­шает тем самым поток энергии из глубинных слоёв Солнца. Пятно появляется в виде чуть расширенного промежутка меж­ду гранулами — в виде поры. Примерно через сутки пора раз­вивается в круглое пятно, а через 3—4 дня появляется полутень.

Со временем площадь пятна или группы пятен растёт и через 10—12 дней достигает максимума. После этого пятна группы начинают исчезать, и через полтора-два месяца группа исчезает вообще. Часто группа не успевает пройти все стадии и исчезает в гораздо более короткие сроки.

Образование солнечных пятен

При увеличении магнитного поля в фото­сфере конвекция сначала даже усиливается. Не очень сильное магнитное поле тормозит турбуленцию и тем самым облегча­ет конвекцию. Но более сильное поле уже затрудняет конвек­цию, и в месте выхода поля наружу температура падает — образуется солнечное пятно.

Фотосферные факелы

Пятна обычно окру­жены сетью ярких цепочек — фотосферным факелом. Шири­на цепочки определяется диаметром её ярких элементов (ти­па гранул) и составляет около 500 км, а длина доходит до 5000 км. Площадь факела намного (обычно в 4 раза) превы­шает площадь пятна. Факелы встречаются и вне групп или одиночных пятен. В этом случае они гораз­до слабее и заметны обычно на краю диска. Это говорит о том, что факел представляет собой облако более горячего газа в са­мых верхних слоях фотосферы. Факелы относительно устой­чивые образования. Они могут существовать в течение несколь­ких месяцев.

Флоккулы

Над пятнами и факелами расположена флоккула — зона, в которой яркость хромосферы увеличена. Несмотря на уве­личение яркости, флоккула, как и хромосфера, остаётся не­видимой на фоне ослепительно яркого диска Солнца. Наблюдать её можно только с помощью специальных приборов — спектрогелиографов, в которых получается изображение Солн­ца в излучении в длине волны спектральной линии. В этом случае изображение флоккулы выглядит темной полоской.

Образование флоккул

Когда в углублении, образованном линиями напряжённости (рис. 62), скапливается плазма, из-за повыше­ния плотности усиливается излучение, падает температура и давление, что, в свою очередь, приводит к повышению плот­ности и усилению излучения. Постепенно «ловушка» перепол­няется, и плазма по линиям напряжённости стекает в фото­сферу. Устанавливается равновесие: горячий газ короны попа­дает в «ловушку», отдаёт свою энергию и стекает в фотосфе­ру. Так образуется флоккула.

Протуберанцы и волокна

Когда вращение Солнца выно­сит флоккулу на край Солнца, мы видим висящий спокойный протуберанец. Преобразование магнитных полей может привести к то­му, что линии напряжённости выпрямляются и плазма флок­кулы выстреливается вверх. Это эруптивный протуберанец.

Вспышки на Солнце

Если в плазме встречаются два магнитных по­ля противоположной полярности, то происходит аннигиляция полей. Аннигиляция (уничтожение) магнитного поля по зако­ну Фарадея вследствие электромагнитной индукции вызывает появление сильного переменного электрического поля. По­скольку электрическое сопротивление плазмы мало, это вызы­вает мощный электрический ток, в магнитном поле которого запасается огромная энергия. Затем в взрывном процессе эта энергия выделяется в виде светового и рентгеновского излу­чений (рис. 61). Земной наблюдатель видит вспышку как яркую точку, неожиданно появляющуюся на диске Солнца, обычно вблизи группы пятен. Вспышку можно наблюдать в телескоп и в исключительных случаях невооружённым глазом. Материал с сайта http://wikiwhat.ru

Однако основная часть энергии выделяется в виде кинети­ческой энергии движущихся в солнечной короне и межпла­нетном пространстве со скоростями до 1000 км/с выбросов ве­щества и потоков ускоренных до гигантских энергий (до де­сятков гигаэлектрон-вольт) электронов и протонов.

Проникающее в корону магнитное поле захватывается по­током солнечного ветра. При определённой конфигурации маг­нитного поля оно сжимает плазму, ускоряя её до очень боль­ших скоростей. Одновременно поток плазмы вытягивает ли­нии магнитной индукции. Таким образом формируется корональный луч.

Влияние вспышек

Вспышки на Солнце оказывают силь­ное воздействие на ионосферу Земли, существенно влияют на состояние околоземного космического пространства. Име­ются свидетельства влияния вспышек на погоду и состояние биосферы Земли. Поэтому изучение вспышек особо акту­ально.

Циклы солнечной активности

Частота появле­ния солнечных пятен циклически меняется с периодом около 11,2 лет. В начале каждого цикла на высоких гелиографиче­ских широтах появляются первые группы пятен. В течение 4—5 лет частота появления пятен повышается, затем несколь­ко медленнее снижается. При этом пятна появляются все ближе и ближе к экватору. Начало нового цикла знаменуется по­явлением высокоширотной группы.

Картинки (фото, рисунки)

  • Рис. 62. Магнитное поле актив­ной области
  • Рис. 63. Кривая чисел Вольфа
  • Рис. 64. Кривые взаимосвязи земных явлений с активностью Солнца
  • Пятно на Солнце
  • Корона в минимуме солнечной активности
  • Протуберанец и факелы (снимок в спектральной линии водорода)
  • Группа солнечных пятен (для масштаба помещено изображение Земли)
На этой странице материал по темам:
  • Определение понятий солнечная активность

  • Что такое солнечные пятна

  • Солнечная активность это

  • Понятие солнечной активности

  • Солнечная активность и

Вопросы к этой статье:
  • Что такое солнечная активность?

  • Как солнечная активность связана с явлениями на Земле?

Материал с сайта http://WikiWhat.ru