>Solarni ciklus
Istražiti solarni ciklus: opis ciklusa solarne aktivnosti, prosječno vrijeme, 11-godišnji period Sunca, uloga Galileja, proučavanje sunčevih pjega, zvjezdani graf.
Solarni ciklus- ovo je kompleks raznih vrsta fenomena koji se javljaju u sunčevoj atmosferi i pokrivaju relativno velika područja, prečnika više od nekoliko hiljada kilometara, a karakteriziraju ih prilično velike promjene tokom vremena u fizičkim svojstvima odgovarajućih slojeva Sunca atmosfera. Sunčeva aktivnost je skup fizičkih pojava koje su praćene promjenama različitih parametara sunčeve aktivnosti i koje se bilježe korištenjem raznih sredstava za posmatranje.
Posebnost aktivnosti Sunca je prisustvo ciklusa u njemu, prvenstveno jedanaestogodišnjih, iako općenito imaju vrlo širok raspon - od nekoliko minuta do mnogo stoljeća. Tokom višegodišnjih promjena solarne aktivnosti, uočava se 11-godišnja cikličnost, iako postoje i odstupanja od prosječnog trajanja ciklusa. Na primjer, trajanje posljednjih 15 ciklusa kretalo se od 7 do 17 godina. Sada se 11-godišnji, 22-godišnji (ili dvostruki), 30-40-godišnji (ili Brickner), 80-90-godišnji (stoljeće), 500-godišnji i 1800-1900-godišnji ciklusi solarne aktivnosti nazivaju pouzdano utvrđenim .
Godine 1610. Galileo Galilei je postao prva osoba u Evropi koja je počela da posmatra svojim teleskopom, čime je započela redovna posmatranja solarnih ciklusa koji su trajali više od četiri stotine godina. 130 godina kasnije, 1749. godine, jedna od najstarijih evropskih opservatorija, koja se nalazi u gradu Cirihu (Švajcarska), započela je svakodnevna posmatranja tačaka. U početku su ih jednostavno brojali i skicirali, a kasnije su počeli da fotografišu površinu Sunca. Do danas, ogroman broj solarnih stanica stalno prati i bilježi sve promjene na površini Sunca.
Često je solarni ciklus određen brojem sunčevih pjega po suncu, čija je glavna karakteristika poseban indeks koji se naziva Vukov broj. Za izračunavanje ovog indeksa potrebno je izvršiti nekoliko operacija. Prvo morate izbrojati broj grupa sunčevih pjega, a zatim ovaj broj pomnožiti sa 10 i dodati mu broj pojedinačnih sunčevih pjega. Broj 10 je koeficijent koji približno odgovara prosječnom broju mjesta unutar jedne grupe; Takav algoritam omogućava prilično precizno određivanje broja sunčevih pjega čak i u slučajevima kada nepovoljni uvjeti posmatranja onemogućavaju direktno brojanje svih malih sunčevih pjega. Ako analiziramo rezultate ovakvih proračuna u dužem vremenskom periodu (od 1749. godine), postaje jasno da se broj sunčevih pjega periodično mijenja, formirajući tako ciklus sunčeve aktivnosti, čiji je period otprilike 11 godina.
Vrijedi napomenuti da sada postoje najmanje 2 organizacije koje prate solarni ciklus i broje broj sunčevih pjega nezavisno jedna od druge. Prva organizacija je belgijski Sunspot Index Data Center, koji utvrđuje tzv. Međunarodni broj sunčevih pjega. Osim toga, američka Nacionalna uprava za oceane i atmosferu također je uključena u brojanje sunčevih pjega. Broj sunčevih pjega koji je odredila ova organizacija naziva se NOAA broj sunčevih pjega.
Neka od najranijih opažanja sunčevih pjega u kasnom 17. stoljeću pokazala su da je Sunce u to vrijeme prolazilo kroz period neobično niske aktivnosti. Prema mišljenju stručnjaka, ovaj period je trajao od 1645. do 1715. godine. Zapažanja tog vremena nisu se provodila tako detaljno kao moderna, ali unatoč tome, činjenica prolaska ciklusa sunčeve aktivnosti kroz izuzetno dubok minimum smatra se pouzdano utvrđenom. Ovaj period odgovara jedinstvenoj klimatskoj fazi u istoriji planete, koja se naziva „malo ledeno doba“. Jedna od glavnih karakteristika ovog perioda je smrzavanje rijeka u niskim geografskim širinama i neuobičajeno dug, često tokom cijele godine, snježni pokrivač u područjima sa umjerenom klimom. Naučnici ne isključuju da su se slični, pa čak i duži periodi ekstremno niske solarne aktivnosti mogli dogoditi u dalekoj prošlosti, čime su u velikoj mjeri utjecali na klimu Zemlje u različitim geološkim i povijesnim razdobljima.
Godine 1874., u Engleskoj u Kraljevskoj opservatoriji u Greenwichu počela su promatranja sunčevih pjega na zvijezdi. Ova zapažanja uzela su u obzir ne samo broj tačaka, već su odredila i njihove veličine, kao i njihov položaj na solarnom disku. Ova informacija je omogućila da se ustanovi da su mrlje na površini Sunca neravnomjerno raspoređene, ali nastaju uglavnom unutar dva pojasa, od kojih se jedan nalazi sjeverno, a drugi južno od Sunčevog ekvatora. Udaljenost između ovih pojaseva sunčevih pjega varira ovisno o solarnom ciklusu. Na samom početku ciklusa, Sunčeve pjege se pojavljuju na visokim geografskim širinama, odnosno na velikoj udaljenosti od Sunčevog ekvatora, a zatim se pojasevi nastanka Sunčevih pjega počinju postepeno približavati jedan drugom i do kraja ciklusa su praktično u kontaktu. sa ekvatorom. Ucrtavanjem ovisnosti lokacije sunčevih pjega na disku o vremenu, može se dobiti dobro poznati dijagram koji izgleda kao krila leptira i naziva se "dijagram leptira". Sunčeve pjege su područja izuzetno jakih magnetnih polja, što omogućava konstruiranje sličnog dijagrama na osnovu podataka opservacije solarnih magnetnih polja.
Sunce je u posljednje vrijeme bilo neobično "tiho". Razlog izostanka aktivnosti je prikazan u donjem grafikonu.
Kao što se vidi iz grafikona, došlo je do pada u 11-godišnjem ciklusu sunčeve aktivnosti. U posljednje dvije godine, broj sunčevih pjega se smanjuje kako se solarna aktivnost kreće od maksimuma do minimuma. Manje sunčevih pjega znači manje sunčevih baklji i izbačaja koronalne mase.
Dakle 24. solarni ciklus postaje najslabiji u posljednjih 100 godina.
Šta je 11-godišnji ciklus aktivnosti?
Jedanaestogodišnji ciklus, koji se naziva i Schwabeov ciklus ili Schwabe-Wolfov ciklus, je označen ciklus solarne aktivnosti koji traje otprilike 11 godina. Karakterizira ga prilično brzo (oko 4 godine) povećanje broja sunčevih pjega, a zatim sporije (oko 7 godina) smanjenje. Dužina ciklusa nije striktno jednaka 11 godina: u 18. - 20. vijeku njegova dužina je bila 7 - 17 godina, au 20. stoljeću - otprilike 10,5 godina.
Šta je Vukov broj?
Vukov broj je mjera solarne aktivnosti koju je predložio švicarski astronom Rudolf Wolf. Nije jednak broju pjega koje se trenutno promatraju na Suncu, već se izračunava pomoću formule:
W=k (f+10g)
f je broj posmatranih tačaka;
g je broj posmatranih grupa mrlja;
k je koeficijent izveden za svaki teleskop kojim se vrše opažanja.
Koliko je situacija zaista mirna?
Uobičajena zabluda je da se svemirsko vrijeme "zamrzava" i postaje nezanimljivo za promatranje u vrijeme niske solarne aktivnosti. Međutim, čak iu takvim periodima dešavaju se mnoge zanimljive pojave. Na primjer, gornji sloj Zemljine atmosfere se urušava, dopuštajući da se svemirski otpad nakuplja oko naše planete. Heliosfera se skuplja, zbog čega Zemlja postaje otvorenija za međuzvjezdani prostor. Galaktičke kosmičke zrake relativno lako prodiru u unutrašnji Sunčev sistem.
Naučnici prate situaciju dok broj sunčevih pjega i dalje opada. Od 29. marta, Wolfov broj je 23.
Čitavih jedanaest dana na Suncu, suprotno poznatoj izreci, nema ni jedne tačke. To znači da naša zvijezda ulazi u period minimalne aktivnosti i da će magnetne oluje i rendgenske baklje postati rijetke tijekom sljedeće godine. Zamolili smo Sergeja Bogačeva, zaposlenog u Laboratoriji za rendgensku solarnu astronomiju Fizičkog instituta Lebedev, doktora fizičko-matematičkih nauka, da progovori o tome šta se dešava sa Suncem kada se njegova aktivnost ponovo poveća i šta objašnjava ta opadanja i uspona.
Danas na suncu nema pjega
Prosječni mjesečni Vukov broj na Suncu - indeks koji naučnici koriste za mjerenje broja sunčevih pjega - pao je ispod 10 u prva tri mjeseca 2018. Pre toga, 2017. je ostao na nivou od 10–40, a godinu dana ranije u nekim mjesecima dostigao je 60. U isto vrijeme solarne baklje su skoro prestale da se javljaju na Suncu, a zajedno s njima i broj magnetnih oluja na Zemlji teži nuli. Sve to ukazuje da se naša zvijezda samouvjereno kreće prema sljedećem minimumu solarne aktivnosti - stanju u kojem se nalazi otprilike svakih 11 godina.
Sam koncept solarnog ciklusa (a pod njim se misli na periodičnu promjenu maksimuma i minimuma sunčeve aktivnosti) je fundamentalan za fiziku Sunca. Više od 260 godina, od 1749. godine, naučnici svakodnevno prate Sunce i pažljivo bilježe položaj sunčevih pjega i, naravno, njihov broj. I, shodno tome, više od 260 godina, na ovim krivuljama su uočene periodične promjene, donekle slične kucanju pulsa.
Svakom takvom “otkucaju Sunčevog srca” dodeljuje se broj, a od početka posmatranja uočeno je ukupno 24 takva otkucaja, shodno tome, upravo je toliko solarnih ciklusa još poznato čovečanstvu. Koliko ih je bilo ukupno, da li postoje sve vreme dok postoji Sunce, ili se pojavljuju sporadično, da li im se menjaju amplituda i trajanje i koliko je trajao, na primer, solarni ciklus u vreme dinosaurusa - nema odgovora na sva ova pitanja, kao ni na pitanje da li je ciklus aktivnosti karakterističan za sve zvijezde solarnog tipa ili postoji samo na nekima od njih, a ako postoji, da li postoje dvije zvijezde istog polumjera i masa će imati isti period ciklusa. Ni to ne znamo.
Dakle, solarni ciklus je jedna od najzanimljivijih solarnih misterija, i iako znamo dosta o njegovoj prirodi, mnogi od njegovih temeljnih principa i dalje su za nas misterija.
Grafikon solarne aktivnosti, mjerene brojem sunčevih pjega, tokom cijele historije posmatranja
Sunčev ciklus je usko povezan sa prisustvom takozvanog toroidnog magnetnog polja na Suncu. Za razliku od Zemljinog magnetnog polja, koje ima oblik magneta sa dva pola - sjevernim i južnim, čije su linije usmjerene odozgo prema dolje, Sunce ima posebnu vrstu polja koja na Zemlji nema (ili se ne može razlikovati) - ovo su dva magnetna prstena sa horizontalnim linijama koje okružuju Sunce. Jedan se nalazi na sjevernoj hemisferi Sunca, a drugi na južnoj, približno simetrično, odnosno na istoj udaljenosti od ekvatora.
Glavne linije toroidnog polja leže ispod površine Sunca, ali neke linije mogu isplivati na površinu. Upravo na tim mjestima, gdje magnetne cijevi toroidnog polja probijaju sunčevu površinu, pojavljuju se sunčeve pjege. Dakle, broj sunčevih pjega na neki način odražava snagu (tačnije, fluks) toroidnog magnetnog polja na Suncu. Što je ovo polje jače, što su mrlje veće, to je njihov broj veći.
Shodno tome, iz činjenice da jednom svakih 11 godina nestanu pjege na Suncu, možemo pretpostaviti da svakih 11 godina toroidno polje nestane na Suncu. To je tako. A zapravo je ovo - periodično pojavljivanje i nestajanje solarnog toroidnog polja u periodu od 11 godina - uzrok solarnog ciklusa. Pege i njihov broj samo su indirektni znaci ovog procesa.
Zašto se solarni ciklus mjeri brojem sunčevih pjega, a ne jačinom magnetnog polja? Pa, barem zato što 1749. godine, naravno, nisu mogli da posmatraju magnetno polje na Suncu. Magnetno polje Sunca otkrio je tek početkom 20. stoljeća američki astronom George Hale, izumitelj spektroheliografa - instrumenta koji može s velikom preciznošću mjeriti profile linija u sunčevom spektru, uključujući i posmatranje njihovog cijepanja. pod uticajem Zeemanovog efekta. Zapravo, ovo nije bilo samo prvo mjerenje Sunčevog polja, već općenito prvo otkrivanje magnetnog polja u vanzemaljskom objektu. Dakle, sve što je preostalo astronomima 18.-19. stoljeća bilo je promatranje sunčevih pjega, a nisu mogli ni da nagađaju o njihovoj povezanosti sa magnetnim poljem.
Ali zašto se onda mrlje i dalje broje u naše dane, kada je razvijena višetalasna astronomija, uključujući posmatranja iz svemira, koja, naravno, daju mnogo tačnije informacije o solarnom ciklusu od jednostavnog brojanja Vukovog broja? Razlog je vrlo jednostavan. Koji god parametar modernog ciklusa mjerite i koliko god da je tačan, ova brojka se ne može porediti sa podacima iz 18., 19. i većine 20. stoljeća. Jednostavno nećete shvatiti koliko je vaš ciklus jak ili slab.
Poslednji ciklus solarne aktivnosti
SILSO podaci/slika, Kraljevska opservatorija Belgije, Brisel
Jedini način da se napravi takvo poređenje je da se izbroji broj mrlja, koristeći potpuno istu metodu i potpuno istu formulu kao prije 200 godina. Iako je moguće da će za 500 godina, kada se akumuliraju značajne serije novih podataka o broju baklji i fluksovima radio-emisije, serija brojeva sunčevih pjega konačno izgubiti na važnosti i ostati samo kao dio povijesti astronomije. Za sada to nije slučaj.
Poznavanje prirode solarnog ciklusa nam omogućava da napravimo neka predviđanja o broju i lokaciji Sunčevih pjega, pa čak i tačno odredimo trenutak kada počinje novi solarni ciklus. Posljednja tvrdnja može izgledati sumnjiva, jer u situaciji kada se broj spotova smanjio na gotovo nulu, čini se nemogućim pouzdano tvrditi da je spot koji je bio jučer pripadao prethodnom ciklusu, a spot danas već dio novi ciklus. Ipak, takav način postoji, a povezan je upravo sa poznavanjem prirode ciklusa.
Budući da se sunčeve pjege pojavljuju na onim mjestima gdje je površina Sunca probijena linijama toroidnog magnetskog polja, svakoj mrlji se može dodijeliti određeni magnetni polaritet - jednostavno u smjeru magnetskog polja. Mjesto može biti “sjeverno” ili “južno”. Štaviše, pošto cev magnetnog polja mora da probije površinu Sunca na dva mesta, pege bi se prvenstveno trebale formirati u parovima. U ovom slučaju, tačka formirana na mestu gde linije toroidnog polja napuštaju površinu imaće severni polaritet, a uparena tačka formirana tamo gde se linije vraćaju imaće južni polaritet.
Budući da toroidno polje okružuje Sunce poput prstena i usmjereno je horizontalno, parovi sunčevih pjega su orijentirani pretežno horizontalno na solarni disk, odnosno nalaze se na istoj geografskoj širini, ali je jedna ispred druge. A pošto će smjer linija polja u svim tačkama biti isti (formira ih jedan magnetni prsten), onda će polariteti svih tačaka biti orijentirani na isti način. Na primjer, prvo, vodeće mjesto u svim parovima bit će sjeverno, a drugo, zaostalo, južno.
Struktura magnetnih polja u području Sunčevih pjega
Ovaj obrazac će se održati sve dok postoji ovaj poljski prsten, odnosno svih 11 godina. Na drugoj hemisferi Sunca, gde se nalazi simetrični drugi prsten polja, polariteti će takođe ostati isti svih 11 godina, ali će imati suprotan smer - prve tačke će biti, naprotiv, južne, a drugi - sjeverni.
Šta se dešava kada se solarni ciklus promeni? I dešava se prilično iznenađujuća stvar, koja se zove obrnuti polaritet. Sjeverni i južni magnetni pol Sunca mijenjaju mjesta, a sa njima se mijenja i smjer toroidnog magnetnog polja. Prvo, ovo polje prolazi kroz nulu, to je ono što se zove solarni minimum, a zatim počinje da se oporavlja, ali u drugom pravcu. Ako su u prethodnom ciklusu prednje tačke na nekoj hemisferi Sunca imale severni polaritet, onda će u novom ciklusu već imati južni polaritet. To omogućava da se tačke susjednih ciklusa razlikuju jedna od druge i pouzdano zabilježi trenutak kada počinje novi ciklus.
Ako se sada vratimo na dešavanja na Suncu, posmatramo proces odumiranja toroidnog polja 24. solarnog ciklusa. Ostaci ovog polja i dalje postoje ispod površine, pa čak i ponekad lebde do vrha (ovih dana vidimo izolovane blijede tačke), ali sve u svemu, ovo su posljednji tragovi umirućeg „sunčanog ljeta“, poput posljednjih nekoliko toplih dana u novembru. Nema sumnje da će u narednim mjesecima ovo polje konačno umrijeti i solarni ciklus dostići još jedan minimum.
Sredinom prošlog stoljeća astronomi amateri G. Schwabe i R. Wolf prvi su ustanovili činjenicu da se broj sunčevih pjega mijenja tokom vremena, a prosječan period ove promjene je 11 godina. O tome možete pročitati u gotovo svim popularnim knjigama o Suncu. Ali malo ko je čak i među stručnjacima čuo da se još 1775. godine P. Gorrebov iz Kopenhagena usudio tvrditi da postoji periodičnost sunčevih pjega. Nažalost, broj njegovih zapažanja bio je premali da bi se utvrdilo trajanje ovog perioda. Visoki naučni autoritet protivnika Gorrebovljevog gledišta i artiljerijsko granatiranje Kopenhagena, koje je uništilo sve njegove materijale, učinilo je sve da se ova izjava zaboravi i ne pamti čak i kada su je drugi dokazali.
Naravno, sve to ni na koji način ne umanjuje naučne zasluge Wolfa, koji je uveo indeks relativnog broja sunčevih pjega i uspio ga obnoviti od 1749. godine na osnovu različitih opservacijskih materijala astronoma amatera i profesionalnih astronoma. godine maksimalnog i minimalnog broja sunčevih pjega iz vremena posmatranja G. Galilea, tj. od 1610. godine. To mu je omogućilo da ojača vrlo nesavršen rad Schwabea, koji je posmatrao samo 17 godina, i po prvi put odredi trajanje prosječni period promjene broja sunčevih pjega. Tako je nastao čuveni Schwabe-Wolfov zakon, prema kojem se promjene sunčeve aktivnosti dešavaju periodično, sa dužinom prosječnog perioda od 11,1 godina (Sl. 12). Naravno, tada se govorilo samo o relativnom broju sunčevih pjega. Ali s vremenom je ovaj zaključak potvrđen za sve poznate indekse solarne aktivnosti. Brojni drugi periodi aktivnih solarnih fenomena, posebno kraći, koje su otkrili solarni istraživači u proteklih 100 i više godina, dosljedno su pobijani, a samo je period od 11 godina ostao nepokolebljiv.
Iako se promjene solarne aktivnosti dešavaju periodično, ova periodičnost je posebna. Činjenica je da vremenski intervali između godina maksimalnog (ili minimalnog) broja Vuka dosta variraju. Poznato je da je od 1749. do danas njihovo trajanje variralo od 7 do 17 godina između godina maksimuma i od 9 do 14 godina između godina minimuma u relativnom broju sunčevih pjega. Stoga bi bilo ispravnije govoriti ne o 11-godišnjem periodu, već o 11-godišnjem ciklusu (tj. periodu sa poremećajima, ili „skrivenom” periodu) solarne aktivnosti. Ovaj ciklus je izuzetno važan kako za sticanje uvida u suštinu sunčeve aktivnosti, tako i za proučavanje solarno-zemaljskih veza.
Ali 11-godišnji ciklus se očituje ne samo u promjenama u učestalosti solarnih novoformacija, posebno sunčevih pjega. Može se otkriti i promjenama geografske širine grupa sunčevih pjega tokom vremena (slika 13). Ova okolnost je privukla pažnju poznatog engleskog istraživača Sunca R. Carringtona još 1859. godine. On je otkrio da se na početku 11-godišnjeg ciklusa pege obično pojavljuju na visokim geografskim širinama, u prosjeku na udaljenosti od ±25 - 30° od ekvatoru Sunca, dok na kraju ciklusa preferiraju područja bliže ekvatoru, u prosjeku na geografskim širinama ±5 - 10°. Kasnije je to mnogo ubjedljivije pokazao njemački naučnik G. Schierer. U početku se ovoj osobini nije pridavao veliki značaj. Ali onda se situacija dramatično promijenila. Pokazalo se da se prosječno trajanje 11-godišnjeg ciklusa može mnogo preciznije odrediti iz promjena geografske širine grupa sunčevih pjega nego iz varijacija u Wolfovim brojevima. Dakle, sada Spererov zakon, koji ukazuje na promjenu geografske širine grupa sunčevih pjega s tokom 11-godišnjeg ciklusa, zajedno sa Schwabe-Wolfovim zakonom, djeluje kao osnovni zakon solarne cikličnosti. Sav dalji rad u ovom pravcu samo je razjasnio detalje i objasnio ovu varijaciju na različite načine. Ali oni su, ipak, ostavili nepromijenjenu formulaciju Spererovog zakona.
Rice. 13. Leptir dijagram grupa sunčevih pjega (srednje vrijeme po Greenwichu).
Sada se okrećemo 11-godišnjem ciklusu solarne aktivnosti, koji je u fokusu solarnih istraživanja više od sto godina od njegovog otkrića. Iza njegove prividne zadivljujuće jednostavnosti zapravo se krije tako složen i višestruki proces da se uvijek suočavamo s opasnošću da izgubimo sve, ili barem mnogo od onoga što nam je već otkrio. Jedan od najpoznatijih stručnjaka za prognoze solarne aktivnosti, njemački astronom W. Glaisberg, bio je u pravu kada je u jednom od svojih popularnih članaka rekao sljedeće; “Koliko se puta istraživačima solarne aktivnosti učinilo da su konačno uspjeli da uspostave sve osnovne obrasce 11-godišnjeg ciklusa. Ali onda je počeo novi ciklus, a njegovi prvi koraci potpuno su odbacili svo njihovo samopouzdanje i primorali ih da preispitaju ono što su smatrali definitivno utvrđenim.” Možda su ove riječi malo zgusnute, ali njihova suština je svakako istinita, posebno kada je u pitanju prognoza sunčeve aktivnosti.
Kao što smo već rekli, u određenim godinama Wolfovi brojevi imaju maksimalnu ili minimalnu vrijednost. Ove godine, ili još preciznije definisani momenti u vremenu, kao što su kvartali ili meseci, nazivaju se, respektivno, epohama maksimuma i minimuma 11-godišnjeg ciklusa, ili, uopštenije, epohama ekstrema. Prosječne mjesečne i prosječne tromjesečne vrijednosti relativnog broja sunčevih pjega, pored općenito pravilnih, glatkih promjena, karakteriziraju i vrlo nepravilne, relativno kratkoročne fluktuacije (vidi 5. odjeljak ovog poglavlja). Stoga se epohe ekstrema obično identifikuju takozvanim izglađenim mjesečnim Wolfovim brojevima, koji predstavljaju vrijednosti ovog indeksa dobijene iz posmatranja usrednjenih na poseban način tokom 13 mjeseci, ili gornjim i donjim omotačima krivulje promjene. u tromjesečnim prosječnim vrijednostima relativnog broja sunčevih pjega. Ali ponekad upotreba ovakvih metoda može dovesti do lažnih rezultata, posebno u niskim ciklusima, tj. ciklusima sa malim maksimalnim Wolfovim brojem. Vremenski interval od epohe minimuma do epohe maksimuma 11-godišnjeg ciklusa nazvan je granom rasta, a od epohe maksimuma do epohe sledećeg minimuma - granom njegovog opadanja (Sl. 14).
Trajanje 11-godišnjeg ciklusa mnogo je bolje određeno minimalnim epohama nego maksimalnim epohama. Ali čak i u ovom slučaju nastaje poteškoća, koja leži u činjenici da sljedeći ciklus, u pravilu, počinje ranije nego što se prethodni završava. Sada smo naučili da razlikujemo grupe mrlja novog i starog ciklusa po polaritetu njihovog magnetnog polja. Ali takva se prilika ukazala prije nešto više od 60 godina. Stoga, da bi se održala homogenost metodologije, ipak se mora zadovoljiti ne pravom dužinom 11-godišnjeg ciklusa, već određenim njegovim „ersatzom“, određenim epohama minimalnih Wolfovih brojeva. Sasvim je prirodno da ovi brojevi obično kombinuju grupe tačaka novog i starog 11-godišnjeg ciklusa.
11-godišnji ciklusi sunčevih pjega razlikuju se ne samo po različitim dužinama, već i po različitim intenzitetima, odnosno različitim vrijednostima maksimalnih Wolfovih brojeva. Već smo rekli da su redovni podaci o prosječnom mjesečnom relativnom broju sunčevih pjega Ciriške serije dostupni od 1749. Stoga se prvim ciriškim 11-godišnjim ciklusom smatra ciklus koji je započeo 1775. Ciklus koji mu je prethodio, koji sadrže nepotpune podatke, očigledno iz tog razloga dobili nulti broj. Ako je tokom 22 ciklusa koja su prošla od početka redovnog određivanja Wolfovih brojeva (uključujući nulti ciklus i tekući koji još nije završen, ali je već prošao svoj maksimum), maksimalni prosječni godišnji broj Wolfa iznosio je u prosjeku 106, zatim je u raznim 11-godišnjim ciklusima fluktuirao od 46 do 190. 19. ciklus, koji se završio 1964. godine, bio je posebno visok. Na svom maksimumu, koji se dogodio krajem 1957. godine, prosječan kvartalni Vukov broj iznosio je 235. Drugo mjesto nakon njega zauzima sadašnji, 21. ciklus, čiji se maksimum dogodio krajem 1979. godine sa prosječnim kvartalnim relativnim brojem Sunčevih pjega od 182. Najniži ciklusi sunčevih pjega datiraju s početka prošlog stoljeća. Jedan od njih, 5. prema ciriškoj numeraciji, najduži je od posmatranih 11-godišnjih ciklusa. Neki istraživači solarne aktivnosti čak sumnjaju u realnost njenog trajanja i smatraju da je ona u potpunosti zaslužna za „aktivnost“ na polju nauke Napoleona I. Činjenica je da je francuski car, potpuno zaokupljen vođenjem pobedonosnih ratova, mobilisao gotovo svi astronomi opservatorija Francuske i zemalja koje je osvojio u vojsku . Stoga su se tih godina posmatranja Sunca obavljala tako rijetko (ne više od nekoliko dana mjesečno) da se teško može vjerovati Wolfovim brojevima tada dobijenim. Teško je reći koliko su takve sumnje osnovane. Inače, indirektni podaci o sunčevoj aktivnosti u to vrijeme nisu u suprotnosti sa zaključkom o niskom nivou relativnog broja sunčevih pjega na početku 19. stoljeća. Međutim, ove sumnje se ne mogu jednostavno odbaciti, jer one omogućavaju da se riješe nekih izuzetaka, posebno za pojedinačne 11-godišnje cikluse. Zanimljivo je da je drugi najniži ciklus, čiji maksimum datira iz 1816. godine, bio dug samo 12 godina, za razliku od svog prethodnika.
Budući da imamo podatke za više od dvije stotine godina samo o Wolfovim brojevima, sva glavna svojstva 11-godišnjih ciklusa solarne aktivnosti izvedena su posebno za ovaj indeks. Lakom rukom poštovanog otkrića 11-godišnjeg ciklusa, više od pedeset godina, istraživači solarne aktivnosti uglavnom su bili zauzeti traženjem čitavog niza ciklusa koji traju od nekoliko mjeseci do stotina godina. R. Wolf, uvjeren da je solarna cikličnost rezultat utjecaja planeta Sunčevog sistema na Sunce, sam je pokrenuo ovu potragu. Međutim, svi ovi radovi mnogo su više doprinijeli razvoju matematike nego proučavanju sunčeve aktivnosti. Konačno, već 40-ih godina ovog stoljeća, jedan od Wolfovih “nasljednika” u Cirihu, M. Waldmeier, usudio se posumnjati u ispravnost svog “naučnog pradjeda” i prenio je uzrok 11-godišnje cikličnosti unutar samog Sunca. . Od tog vremena je zapravo počelo pravo proučavanje glavnih unutrašnjih svojstava 11-godišnjeg ciklusa sunčevih pjega.
Intenzitet 11-godišnjeg ciklusa je usko povezan sa njegovim trajanjem. Što je ovaj ciklus snažniji, odnosno što je veći njegov maksimalni relativni broj tačaka, to je njegovo trajanje kraće. Nažalost, ova karakteristika je prije čisto kvalitativne prirode. Ne dozvoljava da se pouzdano odredi vrijednost jedne od ovih karakteristika ako je druga poznata. Rezultati proučavanja veze između maksimalnog Wolfovog broja (tačnije njegovog decimalnog logaritma) i dužine grane rasta 11-godišnjeg ciklusa, odnosno onog dijela krive koji karakteriše porast Wolf brojeva od početka ciklusa do maksimuma, izgledajte mnogo sigurnije. Što je veći maksimalni broj sunčevih pjega u ovom ciklusu, kraća je grana rasta. Dakle, oblik ciklične krive 11-godišnjeg ciklusa u velikoj mjeri je određen njegovom visinom. U visokim ciklusima karakteriše ga velika asimetrija, a dužina grane rasta je uvek kraća od dužine grane opadanja i iznosi 2 - 3 godine. Za relativno slabe cikluse ova kriva je gotovo simetrična. I samo najslabiji 11-godišnji ciklusi opet pokazuju asimetriju, samo suprotnog tipa: njihova grana rasta je duža od grane opadanja.
Za razliku od dužine grane rasta, dužina grane opadanja 11-godišnjeg ciklusa je veća što je veći njen maksimalni Wolfov broj. Ali ako je prethodna veza vrlo bliska, onda je ova mnogo slabija. To je vjerovatno razlog zašto maksimalni relativni broj sunčevih pjega samo kvalitativno određuje trajanje 11-godišnjeg ciklusa. Općenito, grana rasta i grana opadanja glavnog ciklusa solarne aktivnosti se ponašaju različito u mnogim aspektima. Za početak, ako na grani rasta zbroj prosječnih godišnjih Wolfovih brojeva gotovo ne ovisi o visini ciklusa, onda je na grani opadanja određen upravo ovom karakteristikom. Nije iznenađujuće da su pokušaji da se kriva 11-godišnjeg ciklusa predstavi kao matematički izraz ne sa dva, već sa jednim parametrom bili tako neuspešni. Na grani rasta, mnoge veze ispadaju mnogo jasnije nego na grani opadanja. Čini se da upravo karakteristike porasta sunčeve aktivnosti na samom početku 11-godišnjeg ciklusa diktiraju njegov karakter, dok je njegovo ponašanje nakon maksimuma uglavnom približno isto u svim 11-godišnjim ciklusima i razlikuje se samo zbog na različite dužine grane opadanja. Međutim, uskoro ćemo vidjeti da je ovom prvom utisku potreban jedan važan dodatak.
Dokaze u prilog određujućeg značaja grane rasta 11-godišnjeg ciklusa dale su studije cikličkih promjena u ukupnoj površini sunčevih pjega. Pokazalo se da se maksimalna vrijednost ukupne površine pjega može prilično pouzdano odrediti iz dužine grane rasta. Ranije je već spomenuto da ovaj indeks implicitno uključuje broj grupa sunčevih pjega. Stoga je sasvim prirodno da za njega dobijemo u suštini iste zaključke kao i za Vukove brojeve. Obrasci 11-godišnjeg ciklusa za učestalost drugih fenomena solarne aktivnosti, posebno sunčevih baklji, mnogo su manje poznati. Čisto kvalitativno, možemo pretpostaviti da će za njih biti isti kao i za relativne brojeve i ukupnu površinu sunčevih pjega.
Do sada smo se bavili fenomenima solarne aktivnosti bilo koje snage. Ali, kao što već znamo, pojave na Suncu veoma variraju po intenzitetu. Čak iu svakodnevnom životu, retko ko bi stavio lagani cirus oblak i veliki crni oblak na isti nivo. Do tada smo upravo to radili. A evo šta je zanimljivo. Kada podijelimo aktivne solarne formacije prema njihovoj snazi, dolazimo do prilično kontradiktornih rezultata. Fenomeni slabog ili umjerenog intenziteta općenito daju istu krivulju ciklusa od 11 godina kao i Wolfovi brojevi. Ovo se ne odnosi samo na broj sunčevih pjega, već i na broj mjesta baklji i broj sunčevih baklji. Što se tiče najmoćnijih aktivnih formacija na Suncu, one se najčešće javljaju ne u samoj epohi maksimuma 11-godišnjeg ciklusa, već 1-2 godine nakon njega, a ponekad i prije ove epohe. Dakle, za ove fenomene ciklička kriva ili postaje dvovrsna ili pomjera svoj maksimum na godine kasnije u odnosu na Wolfove brojeve. Upravo tako se ponašaju najveće grupe sunčevih pjega, najveće i najsjajnije flokule kalcija, protonske baklje i rafali radio-emisije tipa IV. Krivulje 11-godišnjeg ciklusa za intenzitet zelene koronalne linije, fluks radio-emisije na metarskim talasima, prosječnu jačinu magnetnih polja i prosječni životni vijek grupa sunčevih pjega, tj. indekse snage fenomena , imaju sličan oblik.
Jedanaestogodišnji ciklus u Spererovom zakonu za različite procese solarne aktivnosti se najjedinstvenije manifestuje. Kao što već znamo, za grupe sunčevih pjega to se izražava u promjeni prosječne geografske širine njihovog pojavljivanja od početka do kraja ciklusa. Štaviše, kako se ciklus razvija, brzina ovog „klizanja“ zone sunčevih pjega prema ekvatoru postepeno se smanjuje i 1-2 godine nakon epohe maksimalnog broja Wolfa, potpuno prestaje, kada zona dostigne „barijeru“ u raspon širine 7°,5 - 12°, 5. Dalje se javljaju samo oscilacije zone oko ove prosječne geografske širine. Čini se da 11-godišnji ciklus „radi“ samo do ovog vremena, a zatim se postepeno „rastvara“, takoreći. Poznato je da pege pokrivaju prilično široka područja sa obe strane Sunčevog ekvatora. Širina ovih zona se takođe menja tokom 11-godišnjeg ciklusa. Oni su najuži na početku ciklusa, a najširi na svom maksimumu. Ovo objašnjava činjenicu da su u najsnažnijim ciklusima, kao što su 18., 19. i 21. Ciriška numeracija, najveće geografske grupe sunčevih pjega uočene ne na početku ciklusa, već u godinama maksimuma. Grupe malih i srednjih sunčevih pjega nalaze se gotovo cijelom širinom "kraljevskih zona", ali se radije koncentrišu prema svom centru, čiji se položaj sve više približava ekvatoru Sunca kako se ciklus razvija. Najveće grupe mrlja „odabiru“ rubove ovih zona i tek povremeno se „spuštaju“ na njihove unutrašnje dijelove. Sudeći samo po lokaciji ovih grupa, moglo bi se pomisliti da je Spererov zakon samo statistička fikcija. Solarne baklje različitih snaga ponašaju se na sličan način.
Na opadajućoj grani 11-godišnjeg ciklusa, prosječna geografska širina grupa sunčevih pjega, počevši od ±12°, ne zavisi od visine ciklusa. Istovremeno, u godini maksimuma je određen maksimalnim Wolfovim brojem u ovom ciklusu. Štaviše, što je 11-godišnji ciklus snažniji, to su veće geografske širine na kojima se pojavljuju njegove prve grupe sunčevih pjega. Istovremeno, širine grupa na kraju ciklusa, kao što smo već vidjeli, su u suštini iste u prosjeku, bez obzira na njihovu snagu.
Sjeverna i južna hemisfera Sunca se vrlo različito ponašaju u pogledu razvoja 11-godišnjih ciklusa u njima. Nažalost, Wolfovi brojevi su određeni samo za cijeli solarni disk. Dakle, o ovom pitanju imamo prilično skroman materijal iz Greenwich opservatorija o broju i površinama grupa sunčevih pjega za oko stotinu godina. Ipak, podaci iz Greenwicha omogućili su da se otkrije da se uloga sjeverne i južne hemisfere primjetno mijenja iz jednog 11-godišnjeg ciklusa u drugi. To se izražava ne samo u činjenici da u mnogim ciklusima jedna od hemisfera definitivno djeluje kao „provodnik“, već i u razlici u obliku ciklične krive ovih hemisfera u istom 11-godišnjem ciklusu. Ista svojstva otkrivena su u broju grupa sunčevih pjega iu njihovoj ukupnoj površini. Štaviše, epohe maksimuma ciklusa na sjevernoj i južnoj hemisferi Sunca često se razlikuju za 1-2 godine. Više ćemo govoriti o ovim razlikama kada razmatramo duge cikluse. Za sada, kao primjer, podsjetimo se samo da je u najvišem 19. ciklusu Sunčeva aktivnost definitivno preovladavala na sjevernoj hemisferi Sunca. Štaviše, epoha maksimuma na južnoj hemisferi nastupila je više od dvije godine ranije nego na sjevernoj hemisferi.
Do sada smo razmatrali karakteristike razvoja 11-godišnjeg ciklusa sunčeve aktivnosti samo za pojave koje se dešavaju u „kraljevskim zonama“ Sunca. Na višim geografskim širinama, čini se da ovaj ciklus počinje ranije. Konkretno, odavno je poznato da se povećanje broja i površine prominencija u rasponu geografskih širina ±30 - 60° događa otprilike godinu dana prije početka 11-godišnjeg ciklusa sunčevih pjega i prominencija na niskim geografskim širinama. Zanimljivo je da ako se u “kraljevskim zonama” prosječna geografska širina pojavljivanja prominencija postepeno smanjuje kako ciklus napreduje, slično onome što se dešava sa grupama sunčevih pjega, onda prominencije na višim geografskim širinama u prosjeku imaju manju geografsku širinu na početku ciklusa nego na njegovom kraju. Nešto slično se opaža kod koronalnih kondenzacija. Neki istraživači vjeruju da za zelenu koronalnu liniju 11-godišnji ciklus počinje oko 4 godine ranije nego za grupe sunčevih pjega. Ali sada je još uvijek teško reći koliko je ovaj zaključak pouzdan. Moguće je da se, zapravo, na Suncu konstantno održava zona koronalne aktivnosti na visokim geografskim širinama, što, uzimajući u obzir podatke dobijene za niže geografske širine, dovodi do ovog očiglednog rezultata.
Slaba magnetna polja u blizini njegovih polova ponašaju se još neobičnije. Oni dostižu minimalnu vrijednost intenziteta otprilike u godinama maksimuma 11-godišnjeg ciklusa, a istovremeno se polaritet polja mijenja na suprotan. Što se tiče minimalne epohe, tokom ovog perioda jačina polja je prilično značajna i njihov polaritet ostaje nepromenjen. Zanimljivo je da se promjena polariteta polja u blizini sjevernog i južnog pola ne događa istovremeno, već s razmakom od 1 - 2 godine, odnosno cijelo ovo vrijeme, polarna područja Sunca imaju isti polaritet magnetskog polja.
Broj polarnih fakula mijenja se paralelno sa veličinom jačine polja u blizini polova Sunca na svakoj od njegovih hemisfera (uzgred, predviđajući skoro istu promjenu u Wolfovim brojevima nakon otprilike 4 godine). Stoga, iako imamo podatke o slabim polarnim magnetnim poljima za manje od tri 11-godišnja ciklusa, rezultati promatranja mjesta polarnih baklji omogućavaju nam da izvučemo vrlo definitivan zaključak o njihovim cikličnim promjenama. Dakle, magnetna polja i fakule u polarnim područjima Sunca odlikuju se činjenicom da njihov 11-godišnji ciklus počinje na maksimumu 11-godišnjeg ciklusa sunčevih pjega i dostiže maksimum blizu epohe minimuma sunčevih pjega. Budućnost će pokazati koliko je ovaj rezultat pouzdan. Ali čini nam se da ako se ne udubimo u detalje, malo je vjerovatno da će naknadna zapažanja dovesti do značajne promjene u tome. Zanimljivo je da polarne koronalne rupe imaju potpuno isti 11-godišnji obrazac varijacije.
Iako solarna konstanta, kao što je već spomenuto, ne doživljava primjetne fluktuacije tokom 11-godišnjeg ciklusa, to ne znači da se pojedini regioni spektra sunčevog zračenja ponašaju na sličan način. Čitalac se u to mogao uvjeriti već kada se razmatraju tokovi radio-emisije sa Sunca. Promene u intenzitetu ljubičastih linija jonizovanog kalcijuma H i K su nešto slabije, ali su ove linije u maksimalnoj epohi oko 40% svetlije nego u minimalnoj epohi 11-godišnjeg ciklusa. Postoje dokazi, iako ne sasvim neosporni, o promjenama u dubini linija u vidljivom području sunčevog spektra kako ciklus napreduje. Međutim, najimpresivnije varijacije sunčevog zračenja pripadaju opsegu rendgenskih zraka i daleko ultraljubičastih talasnih dužina, koje su proučavali umjetni Zemljini sateliti i svemirske letjelice. Pokazalo se da se intenzitet rendgenskog zračenja u intervalima talasnih dužina 0 - 8 A, 8 - 20 A i 44 - 60 A od minimuma do maksimuma 11-godišnjeg ciklusa povećava za 500, 200 i 25 puta. Ništa manje primjetne promjene se javljaju u spektralnim područjima 203 - 335 A i blizu 1216 A (za 5,1 i 2 puta).
Kao što je otkriveno savremenim matematičkim metodama, postoji takozvana fina struktura 11-godišnjeg ciklusa sunčeve aktivnosti. Ona se svodi na stabilno „jezgro“ oko maksimalne epohe koja obuhvata oko 6 godina, dva ili tri sekundarna maksimuma, i cijepanje ciklusa na dvije komponente sa prosječnim periodima od oko 10 i 12 godina. Ovakva fina struktura se otkriva kako u obliku ciklične krivulje Wolfovih brojeva tako i u „dijagramu leptira“. Konkretno, u najvišim 11-godišnjim ciklusima, pored glavne zone sunčevih pjega, postoji i zona visoke geografske širine, koja traje samo do maksimalne epohe i pomiče se sa tokom ciklusa ne na ekvator, već na stub. Osim toga, „dijagram leptira“ za grupe mrlja nije jedinstvena cjelina, već je, takoreći, sastavljen od takozvanih impulsnih lanaca. Suština ovog procesa je da se, pojavljujući se na relativno visokoj geografskoj širini, grupa sunčevih pjega (ili nekoliko grupa) pomjera prema ekvatoru Sunca tokom 14 - 16 mjeseci. Takvi impulsni lanci posebno su uočljivi na granama rasta i opadanja 11-godišnjeg ciklusa. Možda su one povezane s fluktuacijama sunčeve aktivnosti.
Sovjetski solarni istraživač A.I. Ol ustanovio je još jedno fundamentalno svojstvo 11-godišnjeg ciklusa solarne aktivnosti. Proučavajući odnos između indeksa rekurentne geomagnetske aktivnosti za posljednje četiri godine ciklusa i maksimalnog Wolfovog broja, otkrio je da je vrlo blizak ako Wolfov broj pripada sljedećem 11-godišnjem ciklusu, a vrlo slab ako pripada na isti ciklus kao indeks geomagnetne aktivnosti. Iz toga proizilazi da 11-godišnji ciklus solarne aktivnosti nastaje "u dubinama" starog. Ponavljajuću geomagnetnu aktivnost uzrokuju koronalne rupe, koje, kao što znamo, nastaju, po pravilu, iznad unipolarnih područja fotosferskog magnetnog polja. Shodno tome, pravi 11-godišnji ciklus počinje u sredini grane opadanja sa pojavom i intenziviranjem ne bipolarnih, već unipolarnih magnetnih područja. Ova prva faza razvoja završava se početkom 11-godišnjeg ciklusa sa kojim smo navikli da se nosimo. U to vrijeme počinje njegova druga faza, kada se razvijaju bipolarna magnetna područja i svi oni fenomeni solarne aktivnosti o kojima smo već govorili. Traje do sredine grane opadanja uobičajenog 11-godišnjeg ciklusa, kada počinje novi ciklus. Zanimljivo je da tako važna karakteristika 11-godišnjeg ciklusa nije uočena direktno na Suncu, ali je ustanovljena proučavanjem uticaja Sunčeve aktivnosti na Zemljinu atmosferu.
Sverusko takmičenje studentskih istraživačkih i dizajnerskih radova
"Ekologija i život"
nominacija: "Tajne živih"
Predmet: “Proučavanje jedanaestogodišnjeg ciklusa sunčeve aktivnosti i njegovog uticaja na broj sunčevih pjega”
Mjesto rada: OU Srednja škola br. 9, 10. razred, gradski okrug Oktyabrsk
naučni savjetnik: Uyutova L.V. Nastavnik fizike
Moskva 2010
Uvod. Stranica 2
Poglavlje I. Moderna ideja kosmogonije. Stranica 3-5
Poglavlje II. Teorije strukture i rođenja Sunca. Stranica 6-11
Poglavlje III. 11-godišnji ciklus solarne aktivnosti i njegovi uzroci 12-18
Poglavlje IV. Eksperimentalni dio. Stranica 19-23
Zaključak. Stranica 24
Spisak korišćene literature. Stranica 25
Uvod.
Poslednjih godina naučnici širom sveta, astronomi i fizičari raspravljaju o pitanju globalnog zagrevanja koje preti našoj planeti za nekoliko godina. I većina njih takve promjene klime povezuje s ponašanjem Sunca, sa njegovim promjenama. Odlučio sam da učestvujem u rješavanju ovog problema koliko god mogu. Od 2005. godine istražujem Sunce, proučavam njegova svojstva i strukturu na osnovu naučnih radova i knjiga.
Jednom, kada sam pročitao knjigu „Kosmos“, koju je priredio Koptev, zainteresovalo me je pitanje šta je kosmogonija? Kako se pojavio Sunčev sistem, šta je sunce? Bio sam suočen sa pitanjima o rođenju Sunca, o njegovim osnovnim fizičkim karakteristikama. Proučavajući knjigu "Astronomija naših dana" I. A. Klimišina, saznao sam da solarna aktivnost ima ciklus od 11 godina, da se vrhovi solarne aktivnosti mijenjaju iz godine u godinu, da postoje godine visoke solarne aktivnosti i druge niske. aktivnost.
Uzimajući rezultate studija solarne aktivnosti iz materijala laboratorije u Tbilisiju (njihove numeričke karakteristike), napravio sam približan grafikon promjena m ax i min solarne aktivnosti. Proučavajući ove karakteristike, zaključio sam da od 1996. godine živimo u vremenu kada je Sunce povećalo svoju energiju (aktivnost), 2006. je godina vrhunca Sunca. Sada, od 2007. godine, počinje njegov pad, koji će trajati otprilike 10 - 11 godina. Povećanje temperature na Zemlji povezano je upravo sa ovim promjenama.
Maksimalna sunčeva aktivnost je praćena povećanjem broja sunčevih pjega i njihovih površina. Ljeti sam promatrao mrlje kroz teleskop i, proučivši knjigu A.N. Tomilina „Nebo i zemlja“, uzimajući iz nje potrebne formule za izračunavanje karakteristika Sunca, ispitao sam površine pjega i izračunao ih. Ispostavilo se da su 20 puta veći od veličine Zemlje. U normalnim uslovima, uspeo sam da izračunam trenutak solarne kulminacije u leto 2006.
Poglavlje 1. Moderna ideja kosmogonije.
Kosmogonija je nauka koja proučava nastanak i razvoj nebeskih tijela, kao što su planete i njihovi sateliti, Sunce, zvijezde i galaksije. Astronomi promatraju kosmička tijela u različitim fazama razvoja, formirana nedavno i u dalekoj prošlosti, koja brzo “stare” ili su gotovo “zamrznuta” u svom razvoju. Upoređujući brojne podatke posmatranja sa fizičkim procesima koji se mogu dogoditi u različitim uslovima u svemiru, naučnici pokušavaju da objasne kako nastaju nebeska tela. Jedinstvena, potpuna teorija o formiranju zvijezda, planeta ili galaksija još ne postoji. Probleme sa kojima se naučnici suočavaju ponekad je teško riješiti. Rješenje pitanja porijekla Zemlje i Sunčevog sistema u cjelini značajno je komplikovano činjenicom da još nismo uočili druge slične sisteme. Naš Sunčev sistem još nema sa čime da se poredi, iako bi njemu slični sistemi trebalo da budu prilično česti, a njihovo pojavljivanje ne bi trebalo da bude slučajnost, već prirodni fenomen.
Već dva vijeka problem nastanka Sunčevog sistema zabrinjava izuzetne mislioce na našoj planeti. Ovim problemom se bavila, počevši od filozofa Kanta i matematičara Laplasa, čitava galaksija astronoma i fizičara 19. i 20. veka.
A ipak smo još dosta daleko od rješavanja ovog problema. Ali tokom protekle tri decenije, pitanje evolucionih puteva zvezda postalo je jasnije. I iako su detalji o rođenju zvijezde iz magline gas-prašina još uvijek daleko od jasnih, sada jasno razumijemo šta se s njom događa tokom milijardi godina dalje evolucije.
Prelazeći na prikaz različitih kosmogonijskih hipoteza koje su se smjenjivale u protekla dva stoljeća, počet ćemo s hipotezom velikog njemačkog filozofa Kanta i teorijom koju je nekoliko decenija kasnije nezavisno predložio francuski matematičar Laplace. Pretpostavke za stvaranje ovih teorija izdržale su test vremena.
Stavovi Kanta i Laplacea oštro su se razlikovali po brojnim važnim pitanjima. Kant je pošao od evolucijskog razvoja magline hladne prašine, tokom koje je prvo nastalo centralno masivno tijelo - buduće Sunce, a zatim planete, dok je Laplace originalnu maglinu smatrao gasovitom i vrlo vrućom s velikom brzinom rotacije. Sabijajući se pod uticajem univerzalne gravitacije, maglina se, zbog zakona održanja ugaonog momenta, rotirala sve brže i brže. Zbog velikih centrifugalnih sila, prstenovi su se sukcesivno odvajali od njega. Zatim su počeli da se kondenzuju, formirajući planete.
Dakle, prema Laplaceovoj hipotezi, planete su nastale prije Sunca. Međutim, uprkos razlikama, zajednička važna karakteristika je ideja da je Sunčev sistem nastao kao rezultat prirodnog razvoja magline. Stoga je uobičajeno da se ovaj koncept naziva "Kant-Laplaceova hipoteza".
Međutim, ova teorija se suočava sa poteškoćama. Naš Sunčev sistem, koji se sastoji od devet planeta različitih veličina i masa, ima posebnost: neobičnu raspodjelu ugaonog momenta između centralnog tijela, Sunca i planeta.
Zamah je jedna od najvažnijih karakteristika svakog mehaničkog sistema izolovanog od vanjskog svijeta. Kao takav sistem se mogu smatrati Sunce i njegove okolne planete. Ugaoni moment se može definirati kao “rezerva rotacije” sistema. Ova rotacija se sastoji od orbitalnog kretanja planeta i rotacije oko osi Sunca i planeta.
Lavovski udio ugaonog momenta Sunčevog sistema koncentrisan je u orbitalnom kretanju džinovskih planeta: Jupitera i Saturna.
Sa stanovišta Laplaceove hipoteze, ovo je potpuno neshvatljivo. U eri kada se prsten odvojio od originalne magline koja se brzo okreće, slojevi magline iz kojih se Sunce kasnije kondenzovalo imali su (po jedinici mase) približno isti zamah kao i supstanca razdvojenog prstena (budući da su ugaone brzine prsten i preostali dijelovi bili su približno isti) , budući da je masa potonjeg bila znatno manja od glavne magline („protosunca“), ukupni ugaoni moment prstena trebao bi biti mnogo manji od mase „protosunca“. U Laplaceovoj hipotezi ne postoji mehanizam za prenošenje momenta sa „proto-sunca“ na prsten. Prema tome, tokom čitave dalje evolucije, ugaoni moment "pra-sunca", a zatim i Sunca, trebao bi biti mnogo veći od momenta prstenova i planeta nastalih od njih. Ali ovaj zaključak je u suprotnosti sa stvarnom raspodjelom momenta između Sunca i planeta.
Za Laplaceovu hipotezu ova poteškoća se pokazala nepremostivom.
Zadržimo se na hipotezi Jeansa, koja je postala široko rasprostranjena u prvoj trećini ovog stoljeća. To je potpuno suprotno od Kant-Laplaceove hipoteze. Ako ovo drugo prikazuje formiranje planetarnih sistema kao jedini prirodni proces evolucije od jednostavnog do složenog, onda je u Džinsovoj hipotezi formiranje takvih sistema stvar slučajnosti. (sl. 1)
Početna materija od koje su kasnije nastale planete izbačena je sa Sunca (koje je tada već bilo prilično "staro" i slično sadašnjem) kada je određena zvijezda slučajno prošla blizu nje. Ovaj prolaz je bio toliko blizu da se skoro mogao smatrati sudarom. Zahvaljujući silama plime i oseke zbog sudara zvijezde sa Suncem, mlaz plina je izbačen iz površinskih slojeva Sunca. Ovaj mlaz će ostati u sferi gravitacije Sunca čak i nakon što zvijezda napusti Sunce. Tada će se mlaz kondenzovati i stvoriti planete.
Da je Džinsova hipoteza bila tačna, broj planetarnih sistema formiranih tokom deset milijardi godina njegove evolucije mogao bi se prebrojati s jedne strane. Ali zapravo postoji mnogo planetarnih sistema, stoga je ova hipoteza neodrživa. I niotkuda ne slijedi da se mlaz vrućeg plina izbačenog sa Sunca može kondenzirati u planete. Tako se pokazalo da je Džinsova kosmološka hipoteza neodrživa.
Izvanredni sovjetski naučnik O. Yu. Schmidt je 1944. godine predložio svoju teoriju o nastanku Sunčevog sistema: naša planeta je nastala od materije zarobljene iz gasno-prašinske magline kroz koju je nekada prošlo Sunce, koja je i tada imala gotovo „moderni ” izgled. U ovom slučaju nisu se pojavile poteškoće s rotacijom momenta planeta, jer u početku moment oblačne materije može biti proizvoljno velik. Počevši od 1961. godine, hipotezu je razvio engleski kosmogonista Littleton, koji ju je značajno poboljšao. Prema obje hipoteze, "skoro moderno" Sunce se sudara s manje ili više "labavim" kosmičkim objektom, hvatajući dijelove njegove materije. Dakle, formiranje planeta je povezano s procesom formiranja zvijezda.
Poglavlje II. Teorije rođenja i strukture Sunca.
Sada ćemo se zadržati na glavnom pitanju rođenja Sunca.
Vratimo se u prošlost, prije otprilike 7 milijardi godina. Savremena nauka, kako kažu naučnici, omogućava nam da zamislimo događaje koji su se tada odigrali sa dovoljnim stepenom verovatnoće. Jednom riječju, mi „visimo u svemiru i posmatramo život jedne od maglina gas-prašina, vodonik-helijum (sa primjesom teških elemenata). Onaj koji će u budućnosti dovesti do našeg Sunčevog sistema, Sunca, Zemlje i tebe i mene. Maglina je tamna i neprozirna, poput dima. Poput zlokobne nevidljivosti, ona se polako prikrada pozadini crnog ponora, a njeni raščupani, mutni obrisi mogu se naslutiti po tome kako se daleke zvijezde postepeno gase i gase iza njega. Nakon nekog vremena, otkrit ćemo da se maglina polako okreće oko svog centra, rotirajući jedva primjetno. Također primjećujemo da se postepeno smanjuje, smanjuje, očigledno postaje sve gušći.
Gravitacija djeluje, skupljajući čestice magline prema centru. Istovremeno, rotacija magline se ubrzava. Ako želite razumjeti mehaniku ovog fenomena, sjetite se jednostavnog zemaljskog primjera umjetničkog klizača koji se vrti na ledu. Bez dodatnog guranja, on ubrzava svoju rotaciju samo pritiskom ruku, prethodno otvorenih u strane, na svoje tijelo. “Zakon održanja impulsa” funkcionira. Vrijeme prolazi. Maglina se vrti sve brže i brže. I iz toga nastaje i raste centrifugalna sila, sposobna da se bori protiv gravitacije. Vrlo smo upoznati sa centrifugalnom silom. Na primjer, "radi" na bilo kojem autobusu kada obori putnike koji stoje na naglom skretanju. Borba između dvije sile, gravitacijske i centrifugalne, počinje u maglini kako se njena rotacija ubrzava. Gravitacija sabija maglinu, a centrifugalna sila teži da je naduva i rastrgne. Ali gravitacija podjednako vuče čestice prema centru sa svih strana. A centrifugalna sila je odsutna na “polovima” magline i najizraženija je na njenom “ekvatoru”. Stoga se na "ekvatoru" ispostavlja da je jači od gravitacije i napuhuje maglinu u strane. Maglina, nastavljajući da se okreće sve brže i brže, spljošti se, pretvarajući se iz lopte u ravan "kolač", sličan sportskom disku. Dolazi trenutak kada se na vanjskim rubovima "diska" centrifugalna sila uravnoteži, a zatim nadjača gravitaciju. Delovi magline ovde počinju da se razdvajaju. Njegov središnji dio nastavlja da se skuplja, ubrzavajući svoju rotaciju, a sve više i više grudvica, odvojenih oblaka plina i prašine, nastavljaju se udaljavati od vanjskog ruba.
A sada je maglina poprimila potpuno drugačiji izgled. U sredini se veličanstveno rotira ogroman tamni, blago spljošten oblak, a oko njega, na različitim udaljenostima, plutaju mali "satelitski oblaci" koji su se od njega odvojili u kružnim orbitama koje se nalaze približno u istoj ravni. Pratimo centralni oblak. I dalje se zgušnjava. Ali sada nova sila počinje da se bori protiv sile gravitacije - sile pritiska gasa. Zaista, sve više i više čestica materije akumulira se u sredini oblaka. Nastaje “užasna gužva” i “nevjerovatno zgnječenje” čestica. Žure okolo, udaraju se sve jače i jače. Rečeno jezikom fizičara, temperatura i pritisak rastu u centru. Tamo prvo postaje toplo, a onda vruće. Ne primjećujemo to spolja: oblak je ogroman i neproziran. Vrućina ne bježi. Ali nešto se dogodilo unutra! Oblak je prestao da se smanjuje. Snažna sila koja se povećavala od zagrijavanja tlaka plina zaustavila je rad gravitacije. Osjetio se oštar miris nepodnošljive vrućine, poput otvora naglo otvorene peći! U dubini crnog oblaka slabo su se nazirali oblaci mutnog crvenog plamena koji su izbijali napolje. Ali sve je bliže i svetlije. Lopta veličanstveno ključa, mešajući vatru jezgra koja je bežala sa crnom maglom periferije. Vrućina nas tjera da se još više povučemo. Međutim, vrući plin koji je izlazio oslabio je otpor gravitaciji. Oblak je ponovo počeo da se smanjuje. Temperatura u njegovom centru ponovo je počela da raste. Već je dostigao stotine hiljada stepeni! Pod ovim uslovima, supstanca ne može biti čak ni gasovita. Atomi se raspadaju. Supstanca prelazi u stanje plazme. Ali plazma - bjesomučni lom atomskih jezgara i elektrona - ne može izdržati zagrijavanje beskonačno. Kada mu temperatura poraste iznad 10 miliona stepeni, čini se da se "zapali". Udari čestica jedne o druge postaju toliko jaki da se jezgra atoma vodika više ne odbijaju jedno od drugog poput kuglica, već se sudaraju, pritišću jedna u drugu i stapaju se jedno s drugim. Počinje "nuklearna reakcija". Na svaka četiri jezgra atoma vodika formira se jedno jezgro helijuma. Ovo oslobađa ogromnu energiju. Ova vrsta "nuklearnog sagorevanja" vodonika počela je u našoj vrućoj kugli. Ova „vatra“ se više ne može zaustaviti. Plazma je podivljala. Pritisak gasa u centru počeo je da radi desetostrukom silom. Plazma izlazi kao para iz kotla. Čudovišnom snagom pritiska iznutra na vanjske slojeve lopte i zaustavlja njihov pad prema centru.
Balans je uspostavljen. Plazma ne uspijeva razdvojiti loptu i raspršiti njene fragmente na strane. Ali gravitacija ne uspijeva slomiti pritisak plazme i nastaviti sa sabijanjem lopte. Lopta, blistavo blistava bijelo-žutom svjetlošću, ušla je u stabilnu pozornicu. Postao je zvijezda. Postalo je naše sunce! Sada će biti milijardama godina, bez promjene veličine, bez hlađenja ili pregrijavanja, i sijat će jednako jarkom bijelo-žutom svjetlošću. Dok sav vodonik iznutra ne izgori. A kada se sve to pretvori u helijum, "oslonac" unutar Sunca će nestati, ono će se smanjiti. To će dovesti do ponovnog porasta temperature u njegovim dubinama. Sada do stotine miliona stepeni. Ali tada će se helijum "zapaliti", pretvarajući se u teže elemente. I kompresija će ponovo prestati.
Koristeći materijal iz knjige „Popularna literatura” Yu. I. Kopteva i S.A. Nikitin, kao i drugi izvori, saznali smo da:
Sunce, centralno telo Sunčevog sistema, je vruća plazma kugla; Sunce je najbliža zvijezda Zemlji. Masa Sunca je 1,990 "1,030 kã (332958 puta mase Zemlje). 99,866% mase Sunčevog sistema je koncentrisano u Suncu. Sunčeva paralaksa je 8,794''. Udaljenost od Zemlje do Sunce varira od 1.4710 * 10 11 m (u januaru) do
1,5210·10]"m. (u julu), u prosjeku 1,4960·10]"m. Ova udaljenost se smatra jednom astronomskom jedinicom. Prosečan ugaoni prečnik Sunca je 1919,26", što odgovara linearnom prečniku Sunca od 1,392·109 m (109 puta veći od prečnika Zemljinog ekvatora). Prosečna gustina Sunca je 1,41"103 kg/m3 . Ubrzanje gravitacije na površini Sunca je 273,98 m/sec 2 . Druga brzina bijega na površini Sunca je 6,18·10 5 m/sec. Efektivna temperatura sunčeve površine, određena prema Stefan-Boltzmannom zakonu zračenja, na osnovu ukupnog zračenja Sunca je 5770K. (Sl.2)
Istorija teleskopskog posmatranja Sunca počinje opservacijama G. Galileia 1611; Otkrivene su sunčeve pjege, određen period rotacije Sunca oko svoje ose. Godine 1843. njemački astronom g. Schwabe otkrio je cikličnost sunčeve aktivnosti. Razvoj metoda spektralne analize omogućio je proučavanje fizičkih uslova na Suncu. Godine 1814. J. Fraunhofer je otkrio tamne apsorpcione linije u spektru Sunca - to je označilo početak proučavanja hemijskog sastava Sunca. Od 1836. godine redovno se vrše posmatranja pomračenja Sunca, kao i sunčevih prominencija. Američki astronom J. Hale je 1913. godine promatrao Zeemanovo cijepanje Fraunhoferovih linija u spektru sunčevih pjega i time dokazao postojanje magnetnih polja na Suncu. Do 1942. švedski astronom B. Edlen i drugi identifikovali su nekoliko linija u spektru solarne korone sa linijama visoko jonizovanih elemenata, čime su dokazali visoku temperaturu u solarnoj koroni. Godine 1931. B. Lio je izumio solarni koronagraf, koji je omogućio posmatranje korone i hromosfere izvan pomračenja. Početkom 40-ih godina dvadesetog veka otkrivena je radio emisija sa Sunca. (Sl.3)
Značajan podsticaj za razvoj solarne fizike u drugoj polovini dvadesetog veka bio je razvoj magnetne hidrodinamike i fizike plazme. Od početka svemirskog doba, proučavanje ultraljubičastog i rendgenskog zračenja Sunca provodi se korištenjem ekstraatmosferskih astronomskih metoda pomoću raketa, automatskih orbitalnih opservatorija na Zemljinim satelitima i svemirskih laboratorija s ljudima na brodu. (sl.4)
Rotacija Sunca oko svoje ose odvija se u istom pravcu kao i rotacija Zemlje, u ravni nagnutoj za 715" u odnosu na ravan Zemljine orbite (ekliptike). Brzina rotacije je određena prividnim kretanjem različitih delova u atmosferi Sunca i pomeranjem spektralnih linija u spektru ivice Sunčevog diska usled Doplerovog efekta.Tako je otkriveno da period rotacije Sunca nije isti kod različite geografske širine Položaj različitih karakteristika na površini Sunca određuje se pomoću heliografskih koordinata mjerenih od solarnog ekvatora (heliografske širine) i od središnjeg meridijana vidljivog diska Sunca ili od nekog meridijana odabranog kao početnog ( tzv. Carringtonov meridijan). Vjeruje se da Sunce rotira kao kruto tijelo. Tačka sa heliografskom širinom od 17 0 napravi jedan okret u odnosu na Zemlju za 27,275 dana (sinodički period) - 25,38 dana. Rotacija ugaone brzine j za sideralnu rotaciju varira sa heliografskom širinom w prema zakonu: w=14,33° - 30 sin 2 j dnevno. Linearna brzina rotacije na ekvatoru Sunca je oko 2000 m/sec.
Sunce kao zvijezda je tipičan žuti patuljak i nalazi se u srednjem dijelu glavnog niza zvijezda na Hertzsprung-Russell dijagramu. Vidljiva fotovizuelna magnituda Sunca je -26,74, apsolutna vizuelna magnituda M y je +4,83. Spektralna klasa Sunca je G2V. Brzina kretanja u odnosu na skup najbližih zvijezda je 19,7"103 m/sec. Sunce se nalazi unutar jedne od spiralnih grana naše Galaksije na udaljenosti od oko 10 kpc od njenog centra. Period okretanja Sunca oko centra Galaksije je oko 200 miliona godina. Starost Sunca je oko 5"109 godina. (Sl.5)
Unutrašnja struktura Sunca određena je pod pretpostavkom da je sferno simetrično tijelo i da je u ravnoteži. Jednačina prenosa energije, zakon održanja energije, jednačina stanja idealnog gasa, Stefan-Boltzmannov zakon i uslovi hidrostatičke, radijacione i konvekcijske ravnoteže, zajedno sa vrednostima ukupne svetlosti, ukupne mase i poluprečnika Sunca utvrđenog na osnovu posmatranja i podataka o njegovom hemijskom sastavu, omogućavaju konstruisanje modela unutrašnjih struktura Sunca. Smatra se da je maseni sadržaj vodonika na Suncu oko 70%, helijuma oko 27%, a sadržaj svih ostalih elemenata oko 2,5%. Na osnovu ovih pretpostavki izračunato je da je temperatura u centru Sunca 10"106 K, gustina oko 1,5"105 kg/m 3, pritisak 3,4*10 16, što se smatra izvorom. energije koja nadoknađuje gubitke radijacije i održava visoku temperaturu Sunce su nuklearne reakcije koje se dešavaju u dubinama sunca. Prosječna količina energije proizvedene unutar Sunca je 1,92 erg/g/sec. Oslobađanje energije je određeno nuklearnim reakcijama u kojima se vodik pretvara u helijum. Na Suncu su moguće dvije grupe termonuklearnih reakcija: takozvani ciklus proton - proton (vodonik) i ciklus ugljika (Bethe ciklus). Najvjerovatnije je da na Suncu prevladava proton-protonski ciklus koji se sastoji od tri reakcije, u prvoj od kojih se jezgra deuterija formiraju iz jezgara vodika (teški izotop vodonika, atomska masa 2); u drugom od jezgara vodika formiraju se jezgra izotopa helijuma atomske mase 3, a konačno u trećem od njih formiraju se jezgra stabilnog izotopa helijuma atomske mase 4. (slika 6.)
Prijenos energije iz unutrašnjih slojeva Sunca uglavnom se događa apsorpcijom elektromagnetnog zračenja koje dolazi odozdo i naknadnom ponovnom emisijom. Kao rezultat smanjenja temperature s udaljenosti od Sunca, valna dužina zračenja se postepeno povećava, prenoseći većinu energije u gornje slojeve. Prenos energije kretanjem vruće materije iz unutrašnjih slojeva, a ohlađene materije iznutra (konvencija) igra značajnu ulogu u relativno višim slojevima koji formiraju konvektivnu zonu Sunca, koja počinje na dubini od oko 0,2 sunčeva radijusa. i ima debljinu od oko 108 m. Brzina konvektivnih kretanja raste sa elongacijom od centra Sunca i u vanjskom dijelu konvektivne zone dostiže (2---.5)-103 m/s. U još višim slojevima (u solarnoj atmosferi), prijenos energije se opet vrši zračenjem. U gornjim slojevima sunčeve atmosfere (u hromosferi i koroni) dio energije se isporučuje mehaničkim i magnetohidrodinamičkim valovima, koji nastaju u konvektivnoj zoni, ali se apsorbiraju samo u tim slojevima. Gustoća u gornjim slojevima atmosfere je vrlo niska, a potrebno uklanjanje energije zračenjem i toplinskom provodljivošću moguće je samo ako je kinetička energija ovih slojeva dovoljno visoka. Konačno, u gornjem dijelu solarne korone većinu energije odnose tvari koje se udaljavaju od Sunca, takozvani solarni vjetar. Temperatura u svakom sloju je postavljena na takav nivo da se automatski postiže energetski balans: količina energije unesene apsorpcijom svih vrsta zračenja, toplotne provodljivosti ili kretanja materije jednaka je zbroju svih gubitaka energije sloja.
Ukupno zračenje Sunca određeno je osvjetljenjem koje ono stvara na površini Zemlje - oko 100 hiljada luksa kada je Sunce u zenitu. Izvan atmosfere na prosječnoj udaljenosti Zemlje od Sunca, osvjetljenje je 127 hiljada luksa. Svjetlosni intenzitet Sunca je 2,84"1027 svijeća. Količina energije koja dolazi u minuti na površinu od 1 cm 2 postavljenu okomito na sunčeve zrake izvan atmosfere na prosječnoj udaljenosti Zemlje od Sunca naziva se solarna konstanta. Snaga ukupnog Sunčevog zračenja je 3,83 "1026 vati, od čega oko 2" 1017 vati otpada na Zemlju, prosječni sjaj površine Sunca (kada se posmatra van Zemljine atmosfere) je 1,98" 10 9 nita, svjetlina centra solarnog diska je 2,48"109 nita. Svjetlina solarnog diska opada od centra ka ivici, a ovo smanjenje zavisi od talasne dužine, tako da svjetlina na rubu solarnog diska disk za svjetlost talasne dužine 3600A iznosi 0,2 svjetline njegovog centra, a za 5000A - oko 0,3 svjetline centra solarnog diska ivica solarnog diska Svjetlina opada za faktor 100 za manje od jedne lučne sekunde, pa ivica solarnog diska izgleda vrlo oštra.
Spektralni sastav svjetlosti koju emituje Sunce, odnosno distribucija energije u centru Sunca (nakon uzimanja u obzir utjecaja apsorpcije u Zemljinoj atmosferi i utjecaja Fraunhoferovih linija), općenito odgovara raspodjela energije u zračenju crnog tijela sa temperaturom od oko 6000K. Međutim, u pojedinim dijelovima spektra primjetna su odstupanja. Maksimalna energija u solarnom spektru odgovara talasnoj dužini od 4600A. Spektar Sunca nije neprekidni spektar, na koji je superponirano više od 20 hiljada apsorpcionih linija (Fraunhoferovih linija). Više od 60% njih je identificirano sa spektralnim linijama poznatih kemijskih elemenata poređenjem valnih dužina i relativnog intenziteta apsorpcione linije u sunčevom spektru sa laboratorijskim spektrima. Emisija Fraunhoferovih linija daje informacije ne samo o hemijskom sastavu sunčeve atmosfere, već io fizičkim uslovima u onim slojevima u kojima se formiraju određene apsorpcije. Preovlađujući element na Suncu je vodonik. Broj atoma helijuma je 4-5 puta manji od vodonika. Broj atoma svih ostalih elemenata zajedno je najmanje 1000 puta manji od broja atoma vodika. Među njima su najzastupljeniji kiseonik, ugljenik, azot, magnezijum, gvožđe i drugi. U spektru Sunca mogu se identifikovati i linije koje pripadaju određenim molekulima i slobodnim radikalima:
OH, NH, CH, CO i drugi.
Magnetna polja na Suncu se uglavnom mjere Zeemanovim cijepanjem apsorpcionih linija u sunčevom spektru. Postoji nekoliko vrsta magnetnih polja na Suncu. Ukupno magnetsko polje Sunca je malo i dostiže jačinu od 1 ovog ili onog polariteta i mijenja se s vremenom. Ovo polje je usko povezano sa međuplanetarnim magnetnim poljem i njegovom sektorskom strukturom. Magnetna polja povezana sa sunčevom aktivnošću mogu doseći nekoliko hiljada Oe u sunčevim pjegama. Struktura magnetnih polja u aktivnim područjima je vrlo zamršena; magnetski polovi različitih polariteta se izmjenjuju. Postoje i lokalna magnetna područja sa jačinom polja od stotine Oe izvan sunčevih pjega. Magnetna polja prodiru i u hromosferu i u solarnu koronu. Magnetogasdinamički i plazma procesi igraju glavnu ulogu na Suncu. Na temperaturi od 5000 - 10000K gas je dovoljno jonizovan, njegova provodljivost je visoka, a zbog ogromnih razmera solarnih pojava, značaj elektromehaničkih i magnetomehaničkih interakcija je veoma velik.
Atmosferu Sunca čine vanjski slojevi dostupni posmatračima. Gotovo svo sunčevo zračenje dolazi iz donjeg dijela njegove atmosfere, koji se naziva fotosfera. Na osnovu jednadžbi radijacionog prenosa energije, radijativne i lokalne termodinamičke ravnoteže i posmatranog fluksa zračenja, moguće je teorijski konstruisati model raspodele temperature i gustine sa dubinom u fotosferi. Debljina fotosfere je oko tri stotine kilometara, njena prosječna gustina je 3·10 kg/m 3. Temperatura u fotosferi opada kako se krećemo ka više vanjskih slojeva, njena prosječna vrijednost je oko 6000 K, na granici fotosfere je oko 4200 K. Pritisak varira od 2·104 do 102 n/m2. Postojanje konvekcije u subfotosferskoj zoni Sunca manifestuje se u neujednačenom sjaju fotosfere, njenim vidljivim zrncima koja se nazivaju granulaciona struktura. Granule su svijetle, manje okrugle mrlje. Veličina granula je 150 - 1000 km, životni vek je 5 - 10 minuta, presek se može posmatrati u roku od 20 minuta. Ponekad granule formiraju grozdove veličine do 30 hiljada kilometara. Granule su svjetlije od međugranularnih prostora za 20%, što odgovara prosječnoj temperaturi po zoološkom vrtu. Za razliku od drugih formacija na površini Sunca, granulacija je ista na svim heliografskim širinama i sunčevoj aktivnosti. Brzine haotičnih kretanja (turbulentne brzine) su, prema raznim definicijama, 1 km/s. U fotosferi su otkrivena kvaziperiodična oscilatorna kretanja u radijalnom smjeru. Javljaju se na područjima hiljadama kilometara sa periodom od oko pet minuta i amplitudom brzine reda 500 m/nekoliko perioda, oscilacije na datom mjestu zamiru, a zatim se mogu ponovo pojaviti. Posmatranja su također pokazala postojanje ćelija u kojima se kretanje odvija u horizontalnom smjeru od centra ćelije do njenih granica. Brzina takvih kretanja je oko 500 m/sec. Dimenzije ćelija - supergranula - su 30 hiljada kilometara. Položaj supergranula se poklapa sa ćelijama hromosferske mreže. Na granicama supergranula, magnetsko polje je pojačano. Pretpostavlja se da supergranule odražavaju konvektivne ćelije iste veličine na dubini od nekoliko hiljada kilometara ispod površine. U početku se pretpostavljalo da fotosfera proizvodi samo kontinuirano zračenje, a apsorpcione linije se formiraju u sloju koji se nalazi iznad nje. Kasnije je otkriveno da se u fotosferi formiraju i linijski i kontinuirani spektar. Međutim, da bi se pojednostavili matematički proračuni prilikom izračunavanja spektralnih linija, ponekad se koristi koncept invertnog sloja.
Sunčeve pjege i fakule se često uočavaju u fotosferi. Sunčeve pjege su tamne formacije, koje se obično sastoje od tamnije jezgre (umbra) i okolne polusjene. Prečnici tačaka dostižu dve stotine hiljada kilometara. Ponekad je mjesto okruženo svijetlim rubom. Veoma male mrlje se nazivaju pore. Vijek trajanja mrlja kreće se od nekoliko sati do nekoliko mjeseci. Spektar sunčevih pjega sadrži čak više apsorpcionih linija i traka od spektra fotosfere; on podsjeća na spektar zvijezde spektralnog tipa KO. Pomeranja linija u spektru tačaka usled Doplerovog efekta ukazuju na kretanje materije u tačkama - oticanje na nižim nivoima i dotok na višim nivoima, brzine kretanja dostižu 3 hiljade m/sec. poređenja intenziteta linije i kontinuiranog spektra sunčevih pjega i fotosfere na 1.000 stepeni (4500 K i niže). Kao rezultat toga, mrlje izgledaju tamno na pozadini fotosfere, svjetline jezgre je 0,2 - 0,5 svjetline fotosfere, svjetlina polusjene je oko 80% fotosferske. Sve sunčeve pjege imaju jako magnetno polje, koje dostiže snagu od hiljada estera za velike sunčeve pjege. Tipično, mrlje formiraju grupe koje, u smislu svog magnetskog polja, mogu biti unipolarne, bipolarne i multipolarne, odnosno sadrže mnogo mrlja različitih polariteta, često ujedinjenih zajedničkom polusjenom. Grupe sunčevih pjega uvijek su okružene fakulama i flokulima, prominencijama; u njihovoj blizini se ponekad javljaju solarne baklje, a u solarnoj koroni iznad njih se uočavaju formacije u obliku zraka kaciga i lepeza - sve to zajedno čini aktivno područje na Suncu . Prosečan godišnji broj posmatranih tačaka i aktivnih regiona, kao i prosečna površina koju oni zauzimaju, varira u periodu od oko 11 godine.
Ovo je prosječna vrijednost, ali trajanje pojedinačnih ciklusa sunčeve aktivnosti kreće se od 7,5 do 16 godina. Najveći broj mrlja istovremeno vidljivih na površini Sunca varira više od dva puta za različite cikluse. Pege se uglavnom nalaze u takozvanim kraljevskim zonama, koje se protežu od 5 do 30 0 heliografske širine sa obe strane solarnog ekvatora. Na početku ciklusa solarne aktivnosti, geografska širina lokacije Sunčeve pjege je veća, a na kraju ciklusa je niža, a na višim geografskim širinama se pojavljuju sunčeve pjege oko ciklusa. Češće se primjećuju bipolarne grupe sunčevih pjega koje se sastoje od dvije velike sunčeve pjege - glave i slijedećih, koje imaju suprotan magnetni polaritet, i nekoliko malih. Glavne tačke imaju isti polaritet tokom ciklusa solarne aktivnosti; ovi polariteti su suprotni na sjevernoj i južnoj hemisferi Sunca. Očigledno, mrlje su udubljenja u fotosferi, a gustina materije u njima je manja od gustine materije u fotosferi na istom nivou.
U aktivnim područjima Sunca uočavaju se fakule - svijetle fotosferske formacije vidljive u bijeloj svjetlosti uglavnom blizu ruba solarnog diska. Tipično, bljeskovi se pojavljuju prije mrlja i traju neko vrijeme nakon što nestanu. Površina područja blještanja je nekoliko puta veća od površine odgovarajuće grupe mrlja. Broj fakula na solarnom disku zavisi od faze ciklusa solarne aktivnosti. Fakule imaju najveći kontrast (18%) blizu ruba solarnog diska, ali ne i na samom rubu. U središtu solarnog diska fakule su praktično nevidljive, njihov kontrast je vrlo nizak. Baklje imaju složenu vlaknastu strukturu, njihov kontrast zavisi od talasne dužine na kojoj se vrše opažanja. Temperatura baklji je nekoliko stotina stepeni viša od temperature fotosfere; ukupno zračenje sa jednog kvadratnog centimetra premašuje zračenje fotosfere za 3%. Očigledno, baklje se uzdižu nešto iznad fotosfere. Prosječno trajanje njihovog postojanja je 15 dana, ali može doseći skoro tri mjeseca.
Iznad fotosfere nalazi se sloj Sunčeve atmosfere koji se naziva hromosfera. Bez posebnih teleskopa, hromosfera je vidljiva samo tokom potpunih pomračenja Sunca kao ružičasti prsten koji okružuje tamni disk u onim minutama kada Mesec potpuno pokrije fotosferu. Tada se može posmatrati spektar hromosfere. Na rubu solarnog diska, hromosfera se posmatraču čini kao neravna traka iz koje vire pojedinačni zubi hromosferskih spikula. Prečnik spikula je 200 kilometara, visina oko 10.000 kilometara, brzina porasta plazme u spikulama je do 30 km/sec. Na Suncu se istovremeno nalazi do 250 hiljada spikula. Kada se posmatra u monohromatskom svetlu, na solarnom disku je vidljiva svetla hromosferska mreža koja se sastoji od pojedinačnih čvorova - malih, prečnika do 1000 km, i velikih, prečnika od 2000 do 8000 km. Veliki čvorovi su nakupine malih. Dimenzije ćelija mreže su 30 hiljada kilometara. Vjeruje se da se spikule formiraju na granicama ćelija kromosferske mreže. Gustoća u hromosferi opada sa povećanjem udaljenosti od centra Sunca. Broj atoma u jednom kubnom centimetru varira od 10 15 u blizini fotosfere do 10 9 u gornjem dijelu hromosfere. Proučavanje spektra hromosfere dovelo je do zaključka da u sloju gde se dešava prelaz iz fotosfere u hromosferu, temperatura prolazi kroz minimum i, kako se visina iznad baze hromosfere povećava, postaje jednaka 8 hiljada Kelvina, a na visini od nekoliko hiljada kilometara dostiže 15 hiljada Kelvina. Utvrđeno je da u hromosferi dolazi do haotičnog kretanja gasnih masa brzinama do 15·10 3 m/sec. U hromosferi, svjetlosne formacije, koje se obično nazivaju flokuli, vidljive su u aktivnim područjima. U crvenoj liniji vodonikovog spektra vidljive su tamne formacije koje se nazivaju filamenti. Na rubu solarnog diska, filamenti strše izvan diska i promatraju se na nebu kao svijetle ispupčenja. Najčešće se filamenti i izbočine nalaze u četiri zone koje se nalaze simetrično u odnosu na solarni ekvator: polarne zone sjeverno od +40 0 i južno od -40 0 heliografske širine i zone niske geografske širine oko 30 0 na početku ciklusa solarne aktivnosti. i 17 0 na kraju ciklusa. Filamenti i izbočine zona niskih geografskih širina pokazuju dobro definisan ciklus od 11 godina, njihov maksimum se poklapa sa maksimumom sunčevih pjega. U prominencijama na visokim geografskim širinama, ovisnost o fazama ciklusa solarne aktivnosti je manje izražena; maksimum se javlja dvije godine nakon maksimuma pjega. Filamenti, koji su tihi izbočine, mogu doseći dužinu sunčevog radijusa i postojati nekoliko okretaja Sunca. Prosječna visina prominencija iznad površine Sunca je 30 hiljada kilometara, prosječna dužina 200 hiljada kilometara, a širina 5 hiljada kilometara. Prema istraživanju A.B. Severnyja, sve prominencije se mogu podijeliti u 3 grupe prema prirodi njihovog kretanja: elektromagnetne, kod kojih se kretanja odvijaju duž uređenih zakrivljenih putanja - linija magnetnog polja; haotično, u kojem prevladavaju neuređena turbulentna kretanja (brzine reda 10 km/sec); eruptivna, u kojoj se supstanca početne tihe istaknutosti haotičnim pokretima naglo izbacuje sve većom brzinom (do 700 km/sec) dalje od Sunca. Temperatura u prominencijama (filamentima) je 5 hiljada Kelvina, gustina je bliska prosječnoj gustini hromosfere. Filamenti, koji su aktivni, brzo mijenjaju izbočine, obično se dramatično mijenjaju u periodu od nekoliko sati ili čak minuta. Oblik i priroda kretanja u prominencijama usko su povezani s magnetskim poljem u hromosferi i solarnoj koroni.
Solarna korona je najudaljeniji i najslabiji dio solarne atmosfere, koji se proteže na nekoliko (više) solarnih radijusa. Do 1931. korona se mogla posmatrati samo tokom potpunih pomračenja Sunca u obliku srebrno-bisernog sjaja oko Sunca zaklonjenog Mjesecom. U kruni se jasno ističu detalji njegove strukture: kacige, lepeze, koronalne zrake i polarne četke. Nakon pronalaska koronagrafa, solarna korona počela je da se posmatra izvan pomračenja. Ukupni oblik korone mijenja se s fazom ciklusa sunčeve aktivnosti: u godinama minimuma korona je snažno izdužena duž ekvatora, u godinama maksimuma je gotovo sferna. U bijeloj svjetlosti, površinski sjaj solarne korone je milion puta manji od sjaja centra solarnog diska. Njegov sjaj nastaje uglavnom kao rezultat raspršivanja fotosferskog zračenja slobodnim elektronima. Skoro svi atomi u koroni su jonizovani. Koncentracija jona i slobodnih elektrona u bazi korone je 10 9 čestica po 1 cm 3. Korona se zagrijava slično kao hromosfera. Najveće oslobađanje energije događa se u donjem dijelu korone, ali zbog visoke toplinske provodljivosti korona je gotovo izotermna - temperatura opada vrlo sporo prema van. Odliv energije u koroni odvija se na nekoliko načina. U donjem dijelu korone glavnu ulogu ima prijenos energije naniže zbog toplinske provodljivosti. Gubitak energije je uzrokovan odlaskom najbržih čestica iz korone. U vanjskim dijelovima korone većinu energije nosi solarni vjetar - tok koronalnog plina, čija brzina raste s udaljenosti od Sunca od nekoliko km/s na njegovoj površini do 450 km/s na udaljenosti Zemlje. Temperatura u koroni prelazi 10 6 K. U aktivnim slojevima korone temperatura je viša - do 10 7 K. Iznad aktivnih područja mogu nastati tzv. koronalne kondenzacije, u kojima se koncentracija čestica povećava za desetine puta. Deo zračenja unutar korone su emisione linije višestruko jonizovanih atoma gvožđa, kalcijuma, magnezijuma, ugljenika, sumpora i drugih hemijskih elemenata. Uočavaju se kako u vidljivom dijelu spektra tako iu ultraljubičastom području. Solarna korona generiše solarnu radio emisiju u metarskom opsegu i rendgensku emisiju, koja se višestruko pojačava u aktivnim područjima. Kao što su proračuni pokazali, solarna korona nije u ravnoteži sa međuplanetarnim medijem. Tokovi čestica šire se iz korone u međuplanetarni prostor, formirajući solarni vjetar. Između hromosfere i korone nalazi se relativno tanak prelazni sloj, u kojem dolazi do naglog porasta temperature do vrednosti karakterističnih za koronu. Uslovi u njemu određeni su protokom energije iz korone kao rezultatom toplotne provodljivosti. Prijelazni sloj je izvor većine sunčevog ultraljubičastog zračenja. Hromosfera, prelazni sloj i korona proizvode svu vidljivu radio emisiju sa Sunca. U aktivnim područjima mijenja se struktura hromosfere, korone i prelaznog sloja. Ova promjena, međutim, još nije dobro shvaćena.(3)
U aktivnim dijelovima hromosfere, primjećuju se iznenadna i relativno kratkotrajna povećanja svjetline, vidljiva u mnogim spektralnim linijama odjednom. Ove svijetle formacije traju od nekoliko minuta do nekoliko sati. Zovu se solarne baklje (ranije poznate kao hromosferske baklje). Blicevi se najbolje vide u svetlu vodonične linije, ali su najsjajniji ponekad vidljivi u belom svetlu. U spektru solarne baklje nalazi se nekoliko stotina emisionih linija različitih elemenata, neutralnih i jonizovanih. Temperatura onih slojeva sunčeve atmosfere koji proizvode sjaj u hromosferskim linijama je (1 -) · 10 4 K, u višim slojevima - do 10 7 K. Gustina čestica u baklji dostiže 10 13 - 10 14 U jednom kubni centimetar. Površina solarnih baklji može doseći 10 15 m2. Tipično, solarne baklje se javljaju u blizini brzo razvijajućih grupa sunčevih pjega s magnetskim poljem složene konfiguracije. Oni su praćeni aktivacijom vlakana i flokula, kao i emisijom supstanci. Tokom bljeska, oslobađa se velika količina energije (do 10 21 - 10 25 džula). Pretpostavlja se da se energija solarne baklje u početku pohranjuje u magnetskom polju, a zatim brzo oslobađa, što dovodi do lokalnog zagrijavanja i ubrzanja protona i elektrona, što uzrokuje daljnje zagrijavanje plina, njegov sjaj u različitim dijelovima elektromagnetnog zračenja. spektra i formiranje udarnog talasa. Solarne baklje proizvode značajno povećanje ultraljubičastog zračenja Sunca i praćene su naletima rendgenskog zračenja (ponekad vrlo snažnim), rafalima radio emisije i oslobađanjem visokoenergetskih čestica do 10 10 eV. Ponekad se uočavaju rendgenske emisije bez povećanja sjaja u hromosferi. Neke baklje (zvane protonske baklje) praćene su posebno snažnim strujama energetskih čestica iz kosmičkih zraka solarnog porijekla. Protonske baklje predstavljaju opasnost za astronaute u letu, jer energetske čestice, sudarajući se s atomima ljuske broda, stvaraju rendgensko i gama zračenje, ponekad u opasnim dozama.
Poglavlje PI. cjelogodišnji ciklus sunčeve aktivnosti i njegovi uzroci
Nivo sunčeve aktivnosti (broj aktivnih područja i sunčevih pjega, broj i snaga sunčevih baklji, itd.) mijenja se u periodu od oko 11 godine. Postoje i slabe fluktuacije u veličini maksimuma 11-godišnjeg ciklusa sa periodom od oko 90 godina. Na Zemlji se 11-godišnji ciklus može pratiti u nizu fenomena organske i neorganske prirode (poremećaji magnetnog polja, aurore, poremećaji jonosfere, promjene u brzini rasta drveća u periodu od oko 11 godine, utvrđeno naizmjeničnim debljinama godišnjih prstenova itd.). Na zemaljske procese aktivno utiču i pojedinačna aktivna područja na Suncu i kratkotrajne, ali ponekad vrlo snažne baklje koje se u njima javljaju. Životni vijek zasebnog magnetskog područja na Suncu može doseći godinu dana. Poremećaji u magnetosferi i gornjim slojevima Zemljine atmosfere uzrokovani ovim područjem ponavljaju se nakon 27 dana (sa periodom rotacije Sunca koji se posmatra sa Zemlje). Najsnažnije manifestacije se javljaju neredovno (obično blizu perioda maksimalne aktivnosti), njihovo trajanje je 5 minuta, rijetko nekoliko sati. Energija hromosferske baklje može doseći 10 25 džula; od energije oslobođene tokom baklje, samo 1% je elektromagnetno zračenje u optičkom opsegu. U poređenju sa ukupnim zračenjem Sunca u optičkom opsegu, energija baklje nije velika, ali kratkotalasno zračenje baklje i elektroni nastali tokom baklji, a ponekad i sunčeve kosmičke zrake, mogu da daju primetan doprinos X -zračenje i korpuskularno zračenje Sunca. Tokom perioda povećane sunčeve aktivnosti, njegova rendgenska emisija se povećava u rasponu od 30 nm dva puta, u rasponu od 10 nm za 3 puta, u rasponu od 1 - 0,2 nm za više od stotinu puta. Kako se talasna dužina zračenja smanjuje, doprinos aktivnih regiona ukupnom zračenju Sunca raste, a u poslednjem od naznačenih opsega, skoro sve zračenje je posledica aktivnih regiona. Tvrdi rendgenski zraci s talasnom dužinom manjom od 0,2 nm pojavljuju se u sunčevom spektru samo kratko vrijeme nakon baklji.
U ultraljubičastom opsegu (talasna dužina 180 nm) sunčevo zračenje se mijenja za samo 1% tokom 11-godišnjeg ciklusa, au rasponu od 290 nm ostaje gotovo konstantno i iznosi 3,6. 10 26 vati.
Konstantnost energije koju Zemlja prima od Sunca osigurava stacionarnu toplinsku ravnotežu Zemlje. Sunčeva aktivnost ne utiče značajno na energiju Zemlje kao planete, ali pojedine komponente hromosferskih baklji mogu imati značajan uticaj na mnoge fizičke, biofizičke i biohemijske procese na Zemlji.
Aktivne regije su snažan izvor korpuskularnog zračenja. Čestice s energijama od oko 1 keV (uglavnom protoni) koje se šire duž linija međuplanetarnog magnetskog polja iz aktivnih područja pojačavaju solarni vjetar. Ova povećanja (udari) sunčevog vjetra ponavljaju se nakon 27 dana i nazivaju se ponavljajućim. Slični tokovi, ali još veće energije i gustine, nastaju tokom baklji. Oni izazivaju takozvane sporadične poremećaje Sunčevog vjetra i dospiju do Zemlje u vremenskim intervalima od 8 sati do 2 dana. Protoni visoke energije (od 100 MeV do 1 GeV) iz vrlo jakih „protonskih“ baklji i elektroni sa energijom od 10 keV, koji su dio sunčevih kosmičkih zraka, dolaze na Zemlju nekoliko desetina minuta nakon baklji; Nešto kasnije dolaze oni koji su upali u "zamke" međuplanetarnog magnetnog polja i kretali se zajedno sa solarnim vjetrom. Kratkotalasno zračenje i sunčeve kosmičke zrake (na visokim geografskim širinama) ioniziraju Zemljinu atmosferu, što dovodi do fluktuacija njene transparentnosti u ultraljubičastom i infracrvenom opsegu, kao i do promjene uslova za širenje kratkih radio valova (u nekim slučajevima , uočeni su prekidi radio komunikacije).
Jačanje solarnog vjetra uzrokovano bakljom dovodi do kompresije Zemljine magnetosfere na solarnoj strani, pojačanih struja na njenoj vanjskoj granici, djelomičnog prodora čestica solarnog vjetra duboko u magnetosferu, dopunjavanja visokoenergetskih čestica u Zemljinom zračenju. pojasevi itd. Ovi procesi su praćeni fluktuacijama jačine geomagnetskog polja (magnetska oluja), aurore i drugih geofizičkih pojava koje odražavaju opšti poremećaj Zemljinog magnetnog polja. Utjecaj aktivnih procesa na Suncu (sunčeve oluje) na geofizičke pojave vrši se kako kratkotalasnim zračenjem tako i kroz Zemljino magnetsko polje. Očigledno, ovi faktori su glavni za fizičko-hemijske i biološke procese. Još uvijek nije bilo moguće pratiti cijeli lanac veza koji vodi do 11-godišnje periodičnosti mnogih procesa na Zemlji, ali nagomilani obimni činjenični materijal ne ostavlja nikakvu sumnju u postojanje takvih veza. Tako je uspostavljena korelacija između 11-godišnjeg ciklusa sunčeve aktivnosti i zemljotresa, poljoprivrednih prinosa, broja kardiovaskularnih bolesti itd. Ovi podaci ukazuju na stalno djelovanje solarno-zemaljskih veza.
Koristeći podatke Tbilisijske astronomske opservatorije, pokušali smo da izgradimo vizuelnu sliku promjena solarne aktivnosti tokom perioda od 1655 do 1944 i saznao da:
Promatranja Sunca se provode pomoću malih ili srednjih refraktora i velikih reflektirajućih teleskopa, u kojima je većina optike nepomična, a sunčeve zrake se usmjeravaju u horizontalni ili toranjski nosač teleskopa pomoću jednog ili dva pokretna ogledala. Stvoren je poseban tip solarnog teleskopa - koronograf izvan pomračenja. Unutar koronografa, Sunce je zatamnjeno posebnim neprozirnim ekranom. U koronografu, količina raspršene svjetlosti je smanjena mnogo puta, tako da se najudaljeniji slojevi Sunčeve atmosfere mogu promatrati izvan pomračenja. Solarni teleskopi su često opremljeni uskopojasnim filterima koji omogućavaju posmatranje u svjetlu jedne spektralne linije. Stvoreni su i filteri neutralne gustoće s promjenjivom radijalnom transparentnošću, koji omogućavaju promatranje solarne korone na udaljenosti od nekoliko solarnih radijusa. Obično su veliki solarni teleskopi opremljeni moćnim spektrografima sa fotografskim ili fotoelektričnim snimanjem spektra. Spektrograf može imati i magnetograf - uređaj za proučavanje Zeemanovog cijepanja i polarizacije spektralnih linija i određivanje veličine i smjera magnetnog polja na Suncu. Potreba da se eliminiše efekat ispiranja Zemljine atmosfere, kao i proučavanja sunčevog zračenja u ultraljubičastim, infracrvenim i nekim drugim oblastima spektra koji se apsorbuju u Zemljinoj atmosferi, doveli su do stvaranja orbitalnih opservatorija izvan atmosfere. , što omogućava dobijanje spektra Sunca i pojedinačnih formacija na njegovoj površini izvan Zemljine atmosfere.
S vremena na vrijeme se pojavljuju u sunčevoj atmosferi aktivna područja,čiji se broj redovno menja sa ciklusom u proseku od oko 11 godina.
Pojava aktivnog regiona je označena sa sunčeve pjege, posmatrano u fotosferi. Pojavljuju se u obliku malih crnih tačaka - pora. U roku od nekoliko dana, pore se pretvaraju u velike tamne formacije. Obično je mrlja okružena manje tamnom polusjenom, koja se sastoji od radijalno izduženih vena. Pega izgleda kao “rupa” na površini Sunca, ali je toliko velika da u nju lako možete baciti “loptu” veličine Zemlje.
Ako posmatrate Sunce iz dana u dan, onda po kretanju pega možete biti sigurni da se ono rotira oko svoje ose i nakon otprilike 27 dana jedna ili druga tačka se vraća na skoro isto mesto na solarnom disku. Na različitim geografskim širinama brzina rotacije Sunca je različita; u blizini ekvatora rotacija je brža, a na polovima sporija.
Prije nego što se pojave mrlje, pojavljuje se regija u malom području fotosfere - baklja, najbolje posmatrati na rubu solarnog diska. Baklje su nekoliko stotina Kelvina toplije od fotosfere. Atmosfera iznad baklji je također toplija i gušća. Pege su uvek okružene fakulama, koje su gotovo nevidljive u centralnom delu solarnog diska. Kako perjanica raste u aktivnom području, magnetsko polje se postepeno pojačava, posebno u malom području gdje se može naknadno formirati mrlja. Tačke imaju jako magnetno polje koje zaustavlja svako kretanje jonizovanog gasa. Stoga u području sunčeve pjege ispod fotosfere prestaje normalna konvekcija i time prestaje dodatni prijenos energije iz dubljih slojeva prema van. Ispostavilo se da je temperatura mrlje približno 1000K niža od okolne fotosfere, naspram koje izgleda mračno. Pojavu baklje objašnjava i magnetsko polje, ali samo slabije. Kada nije u mogućnosti da zaustavi konvekciju, inhibira se samo nasumična priroda kretanja dižućih mlaznica gasa u konvektivnoj zoni. Stoga se u oblaku vrući plinovi lakše dižu iz dubine i čine ga svjetlijom od okolne fotosfere.
Dimenzije i sam položaj aktivnog područja sunčevih pjega i fakula usko su povezani s konvektivnom zonom: sjena pojedinačne mrlje pokriva jednu ili više ćelija srednjeg sloja konvektivne zone, smještene, po pravilu, na čvorovima. (mesta preseka granica) džinovskih ćelija najdubljeg sloja. Obično se mrlje pojavljuju u cijelim grupama, iz kojih dva Najveće mrlje su jedna na istočnoj, a druga na zapadnoj ivici grupe, koje imaju suprotan polaritet magnetnog polja. Takve grupe mrlja se nazivaju bipolarni. Područje koje zauzima cijela bipolarna grupa po veličini se poklapa s divovskom ćelijom konvektivne zone.
U hromosferi i koroni iznad aktivnog regiona primećene su mnoge veoma zanimljive pojave.
To uključuje hromosferske bljeskove i prominencije (slika 9).
Treperi- jedan od najbržih procesa na Suncu. Obično počinju činjenicom da se tijekom nekoliko minuta sjaj u nekom trenutku u aktivnom području, posebno u zracima koje emituju atomi vodika i ioni kalcija, jako povećava. Bilo je veoma jakih baklji koje su bile sjajnije od blistave fotosfere. Nakon paljenja nekoliko desetina minuta, sjaj postepeno slabi, sve do prvobitnog stanja. Baklje nastaju usled posebnih promena u magnetnim poljima, koje dovode do iznenadne kompresije supstance hromosfere (Sl. 10) Nastaje nešto slično eksploziji i formira se usmeren tok veoma brzo naelektrisanih čestica i kosmičkih zraka. Ovaj tok, prolazeći kroz koronu, nosi sa sobom čestice plazme; čestice vibriraju i emituju radio talase.
Mala površina koju zauzima baklja (samo nekoliko stotina hiljada kvadratnih kilometara) stvara veoma snažno zračenje. Sastoji se od rendgenskih zraka, ultraljubičastih i vidljivih zraka, radio-talasa, brzih čestica (korpukula) koje se kreću brzinama hiljadama kilometara u sekundi i kosmičkih zraka. Sve ove vrste zračenja imaju snažan uticaj na Zemljinu atmosferu, posebno na njene gornje slojeve.
Ultraljubičasti i rendgenski zraci prvi dopiru do Zemlje, prvenstveno do gornjih, jonizovanih slojeva njene atmosfere - jonosfere. Širenje radio talasa i čujnost radio prenosa zavise od stanja zemljine jonosfere. Pod uticajem sunčevog ultraljubičastog i rendgenskog zračenja povećava se jonizacija jonosfere. U njegovim donjim slojevima, kratki radio talasi počinju da se snažno apsorbuju. Zbog toga bledi čujnost radio prenosa na kratkim talasima. Istovremeno, jonosfera stječe sposobnost boljeg reflektiranja dugih radio valova. Stoga, tokom sunčeve baklje, može se otkriti naglo povećanje čujnosti udaljene dugotalasne radio stanice.
Tok čestica - korpuskula - stiže do Zemlje tek otprilike dan nakon što se bljesak dogodio na Suncu. „Probijajući“ solarnu koronu, korpuskularni tok povlači njenu materiju u dugačke zrake karakteristične za njene strukture.
U blizini Zemlje, tok korpukula susreće se sa Zemljinim magnetnim poljem, koje ne dozvoljava naelektrisanim česticama da prođu. Međutim, teško je zaustaviti čestice koje se kreću velikom brzinom. Oni probijaju barijeru i, takoreći, pritiskaju magnetne linije sile koje okružuju globus. To uzrokuje takozvanu magnetnu oluju na Zemlji, koja se sastoji od brzih i nepravilnih promjena u magnetnom polju. Tokom magnetnih oluja, igla kompasa neredovito oscilira, što onemogućava upotrebu.
Približavajući se Zemlji, mlaz solarnih čestica izbija u slojeve vrlo brzo nabijenih čestica koje okružuju Zemlju, formirajući radijacijske pojaseve. Nakon prolaska kroz ove pojaseve, neke sunčeve čestice probijaju se dublje u gornje slojeve atmosfere i izazivaju vrlo lijepe zračne sjaje - aurore.
Dakle, sunčeve baklje dovode do važnih posljedica i usko su povezane s različitim fenomenima koji se dešavaju na Zemlji. Zanimljive pojave se dešavaju i u koroni iznad aktivnog područja. Ponekad materijal korone počne da blista i možete videti kako njeni tokovi jure u hromosferu. Zovu se ovi džinovski oblaci vrućih gasova, dugi desetine hiljada kilometara istaknutosti.( Fig.9 ) Prominencije Zadivljuju svojom raznolikošću oblika, bogatom strukturom, složenim pokretima pojedinih čvorova i naglim promjenama, koje prate dugi periodi mirnog postojanja. Prominence su gušće i hladnije od okolne korone i imaju istu temperaturu kao hromosfera. Na pojavu i kretanje istaknutih delova utiču magnetna polja. Očigledno, ova polja su glavni uzrok svih aktivnih pojava koje se javljaju u sunčevoj atmosferi.
Cikličnost solarne aktivnosti povezana je sa magnetnim poljima. Lako je uočiti ako iz dana u dan brojite mrlje na Suncu. Na početku ciklusa nema ili gotovo da nema mrlja. Ovo doba se zove minimum. Tada se mrlje pojavljuju daleko od solarnog ekvatora. Postepeno se njihov broj, kao i broj bipolarnih grupa, povećava, a mrlje se pojavljuju sve bliže i bliže ekvatoru. Nakon 3-4 godine dolazi maksimum Sunčeve pjege, koje karakterizira najveći broj aktivnih formacija na Suncu. Zatim se solarna aktivnost smanjuje, a nakon otprilike 11 godine dolazi na minimum.
Kroz čitav ciklus solarne aktivnosti održava se isti slijed polariteta bipolarnih grupa, a suprotan je na sjevernoj i južnoj hemisferi Sunca. Tako, na primjer, ako na sjevernoj hemisferi tokom cijelog ciklusa sve zapadne točke grupa (zvane vodeće) imaju sjeverni polaritet, onda istočne točke (rep) imaju južni polaritet. Na južnoj hemisferi je obrnuto. U sljedećem ciklusu, redoslijed polariteta se nužno mijenja u suprotan.
Periodičnost sunčeve aktivnosti i dalje ostaje fascinantna misterija Sunca.
Tek posljednjih godina bilo je moguće približiti se njegovom rješavanju. Očigledno je povezan sa složenom interakcijom jonizovane materije Sunca i njegovog opšteg magnetnog polja. Rezultat ove interakcije je periodično povećanje magnetnih polja, što dovodi do pojave sunčevih pjega i drugih aktivnih formacija.
Sunce je jedna od bezbrojnih zvezda, samosvetlećih, usijanih gasnih kugli. Stoga, proučavajući Sunce, učimo o procesima koji se moraju dogoditi i na mnogim drugim zvijezdama, koje zbog svoje udaljenosti još nisu dostupne tako detaljnom proučavanju.
Poglavlje IV. Eksperimentalni dio.
Proučavajući ponašanje Sunca posljednjih godina i povezujući prisustvo sunčevih pjega sa jedanaestogodišnjim ciklusom sunčeve aktivnosti, izračunao sam površinu jedne od sunčevih pjega. Za proračun su potrebni dodatni podaci o pozicijskom uglu i geografskoj širini centralnog solarnog diska.
Za korištenje ortografske mreže potrebno je znati pozicijski ugao β i geometrijsku širinu β oko centra solarnog diska. Ovi podaci dostupni su u astronomskom kalendarskom godišnjaku.
Pozicioni ugao P, meren od centralne tačke, je ovaj ugao koji određuje položaj projekcije.
Izračunajmo površinu tačaka: α n = 0,2 mm
D s = 12800 km.
R s = 109 R s
R = 6400 km
R = sa slikom 5cm
R n =0,1 mm (slika)
R s – R s (slika)
R n – R n (slika)
R= R With * R P od - 109 * Rz * 0,1 = 109 * 6400 =1395.2km
n,
R sizobr 50 500
R n =0,218 R z
Ova tačka je 20 puta veća od radijusa Zemlje
S= pR 2 = z, 14(0,22R z )2=0,222(3,14·R 2 s) =0,22 2·S z =0,05·S z Sn=0,05·3,14·6400 2 =643·10 4 (KM 2)
Sada odredimo solarnu aktivnost. Od 1748. godine određuje se brojem pjega. Vuk je uveo broj za određivanje tačaka, koji se zove Vukov broj:
W=K(f + 10q)
K je broj koji karakteriše sposobnost teleskopa, f je broj tačaka; q je broj grupa tačaka.
q=2 W=7+ 10 2=27 f =7
Peak≈200 tačaka
Odrediti sunčeve pjege uzimajući u obzir Wolfove brojeve od 1940. do 2005. godine. napravili smo graf.[l]
Grafikon prikazuje maksimume i minimume uočene nakon jedanaest godina. Godine 2005 broj sunčevih pjega zbog velike sunčeve aktivnosti trebao bi dostići maksimum od otprilike 200 sunčevih pjega.
Analizirajući laboratorijske podatke, napravio sam grafikon sunčevih pjega uzimajući u obzir Wolfov broj od 1850-1940. I grafikon koji prikazuje epohu minimalnog ciklusa solarne aktivnosti ciklusa od 80-90 godina za godine 1632-1947 prema Ginzburgu.
Zaključak.
Istraživanja u ovoj oblasti astrofizike su veoma važna.
Prvo, eksperimentalno je otkriven fenomen modulacije kosmičkih zraka od strane sunca, koji nije bio predviđen teorijom. Drugo, proučavanja 11-godišnjeg ciklusa solarne aktivnosti povezana su sa sunčevim bakljama i raznim fenomenima koji se dešavaju na Zemlji. Ova istraživanja omogućavaju analizu fenomena zagrijavanja na Zemlji i snižavanja temperatura s određenom periodičnošću. Na osnovu ovih studija može se pretpostaviti da je zagrevanje planete povezano sa periodom povećane sunčeve aktivnosti. U posljednje 2 godine primijetili smo postepeni pad solarne aktivnosti; zagrijavanje na Zemlji bit će znatno niže nego prethodnih godina kada je Sunce bilo na vrhuncu.
Stoga su mogućnosti eksperimentalne astrofizike veoma važne kako za istraživanje i proučavanje jedinstvenih moćnih fenomena, tako i za istoriju zračenja Sunčevog sistema i galaksije u cjelini.
Spisak korišćene literature
1. Ginzburg V.L., Syrovsky S.I., “Poreklo kosmičkih zraka i solarne varijacije” // Moskva, 1963.
2. Ginzburg V.L., “Proučavanje 11-godišnjeg ciklusa solarne aktivnosti” // Moskva, 1968.
Dorman L.I. "Varijacije kosmičkih zraka i istraživanje svemira" // Moskva, 1969. 4. Dorman L.I., Mirošničenko L.I. „Sunčeve kosmičke zrake” // Moskva, 1968.
5. Dorman L.I., Smirnov V.S., Tyasto M.I. „Kosmičke zrake u magnetnom polju Zemlje“ // Moskva, 1971.
Koptev Yu.I., Nikitin S.A. Kolekcija. Naučnopopularna literatura // Moskva, 1987.
Klimishin I.A. “Astronomija naših dana” // Moskva, 1976.
