>Ciclul solar
Explora ciclu solar: descrierea ciclului activității solare, timpul mediu, perioada de 11 ani a Soarelui, rolul lui Galileo, studiul petelor solare, graficul stelar.
Ciclul solar- acesta este un complex de diferite tipuri de fenomene care apar în atmosfera solară și acoperă suprafețe relativ mari, cu mai mult de câteva mii de kilometri în diametru, și se caracterizează prin modificări destul de mari în timp ale proprietăților fizice ale straturilor corespunzătoare ale soarelui atmosfera. Activitatea solară este un set de fenomene fizice care sunt însoțite de modificări ale diferiților parametri ai activității solare și sunt înregistrate folosind o varietate de mijloace de observare.
Particularitatea activității Soarelui este prezența ciclurilor în el, în primul rând de unsprezece ani, deși, în general, au o gamă foarte largă - variind de la câteva minute la multe secole. Pe parcursul multor ani de modificări ale activității solare, se observă o ciclicitate de 11 ani, deși există și abateri de la durata medie a ciclului. De exemplu, durata ultimelor 15 cicluri a variat de la 7 la 17 ani. Acum, ciclurile de activitate solară de 11, 22 de ani (sau dublu), 30-40 de ani (sau Brickner), 80-90 de ani (secol), 500 de ani și 1800-1900 de ani sunt numite stabilite în mod fiabil. .
În 1610, Galileo Galilei a devenit prima persoană din Europa care a început să observe cu telescopul său, inițiind astfel observații regulate ale ciclurilor solare care au continuat de mai bine de patru sute de ani. 130 de ani mai târziu, în 1749, unul dintre cele mai vechi observatoare europene, situat în orașul Zurich (Elveția), a început observațiile zilnice ale petelor. Inițial, au fost pur și simplu numărate și schițate, iar mai târziu au început să facă fotografii ale suprafeței Soarelui. Până în prezent, un număr mare de stații solare monitorizează și înregistrează în mod constant toate modificările de pe suprafața solară.
Adesea, ciclul solar este determinat de numărul de pete solare pe soare, a căror caracteristică principală este un indice special numit numărul Wolf. Pentru a calcula acest indice trebuie efectuate mai multe operații. Mai întâi trebuie să numărați numărul de grupuri de pete solare, apoi să înmulțiți acest număr cu 10 și să adăugați la el numărul de pete solare individuale. Numărul 10 este un coeficient care corespunde aproximativ numărului mediu de puncte dintr-un grup; Un astfel de algoritm face posibilă determinarea destul de precisă a numărului de pete solare chiar și în cazurile în care condițiile de observare nefavorabile împiedică numărarea directă a tuturor petelor solare mici. Dacă analizăm rezultatele unor astfel de calcule pe o perioadă lungă de timp (din 1749), devine clar că numărul de pete solare se modifică periodic, formând astfel un ciclu de activitate solară, a cărui perioadă este de aproximativ 11 ani.
Este de remarcat faptul că acum există cel puțin 2 organizații care monitorizează ciclul solar și numără numărul de pete solare independent unele de altele. Prima organizație este Belgian Sunspot Index Data Center, care determină așa-numitul. Numărul internațional al petelor solare. În plus, Administrația Națională Oceanică și Atmosferică din SUA este, de asemenea, implicată în numărarea numărului de pete solare. Numărul de pete solare determinat de această organizație se numește numărul de pete solare NOAA.
Unele dintre cele mai timpurii observații ale petelor solare de la sfârșitul secolului al XVII-lea au arătat că Soarele trecea printr-o perioadă de activitate neobișnuit de scăzută în acel moment. Potrivit experților, această perioadă a durat între 1645 și 1715. Observațiile din acea vreme nu au fost efectuate atât de detaliat precum cele moderne, dar, în ciuda acestui fapt, faptul trecerii ciclului activității solare printr-un minim extrem de profund este considerat a fi stabilit în mod fiabil. Această perioadă corespunde unei etape climatice unice din istoria planetei, care se numește „Mica Eră de Gheață”. Una dintre principalele caracteristici ale acestei perioade este înghețarea râurilor la latitudini joase și un strat de zăpadă neobișnuit de lung, adesea pe tot parcursul anului, în zonele cu climă temperată. Oamenii de știință nu exclud că perioade similare, sau chiar mai lungi, de activitate solară extrem de scăzută ar fi putut avea loc în trecutul îndepărtat, influențând astfel foarte mult clima Pământului în diferite ere geologice și istorice.
În 1874, observațiile petelor solare de pe stele au început în Anglia la Observatorul Regal din Greenwich. Aceste observații au luat în considerare nu numai numărul de puncte, ci au determinat și dimensiunile acestora, precum și poziția lor pe discul solar. Aceste informații au făcut posibil să se stabilească că petele de pe suprafața solară sunt distribuite inegal, dar apar în principal în două centuri, dintre care una este situată la nord și cealaltă la sud de ecuatorul Soarelui. Distanța dintre aceste centuri de pete solare variază în funcție de ciclul solar. Chiar la începutul ciclului, petele solare apar la latitudini înalte, adică la o distanță mare de ecuatorul solar, iar apoi centurile de formare a petelor solare încep să se apropie treptat una de cealaltă și până la sfârșitul ciclului sunt practic în contact. cu ecuatorul. Prin reprezentarea la timp a dependenței de locație a petelor solare pe disc, se poate obține o diagramă binecunoscută care arată ca aripile unui fluture și se numește „diagrama fluture”. Petele solare sunt zone cu câmpuri magnetice extrem de puternice, ceea ce face posibilă construirea unei diagrame similare pe baza datelor observaționale ale câmpurilor magnetice solare.
Soarele a fost neobișnuit de „liniștit” în ultima vreme. Motivul lipsei de activitate este dezvăluit în graficul de mai jos.
După cum se poate observa din grafic, a existat o scădere a ciclului de 11 ani al activității solare. În ultimii doi ani, numărul petelor solare a scăzut pe măsură ce activitatea solară trece de la maxim la minim. Mai puține pete solare înseamnă mai puține erupții solare și ejecții de masă coronară.
Prin urmare Al 24-lea ciclu solar devine cel mai slab din ultimii 100 de ani.
Care este ciclul de activitate de 11 ani?
Ciclul de unsprezece ani, numit și ciclul Schwabe sau ciclul Schwabe-Wolf, este un ciclu marcat de activitate solară care durează aproximativ 11 ani. Se caracterizează printr-o creștere destul de rapidă (aproximativ 4 ani) a numărului de pete solare, iar apoi o scădere mai lentă (aproximativ 7 ani). Durata ciclului nu este strict egală cu 11 ani: în secolele XVIII - XX lungimea sa a fost de 7 - 17 ani, iar în secolul XX - aproximativ 10,5 ani.
Care este numărul Wolf?
Numărul lupului este o măsură a activității solare propusă de astronomul elvețian Rudolf Wolf. Nu este egal cu numărul de pete observate în prezent pe Soare, dar este calculat folosind formula:
W=k (f+10g)
f este numărul de puncte observate;
g este numărul de grupuri observate de pete;
k este coeficientul derivat pentru fiecare telescop cu care se fac observații.
Cât de calmă este situația cu adevărat?
O concepție greșită comună este că vremea spațială „îngheață” și devine neinteresant de observat în perioadele de activitate solară scăzută. Cu toate acestea, chiar și în astfel de perioade apar multe fenomene interesante. De exemplu, atmosfera superioară a Pământului se prăbușește, permițând deșeurilor spațiale să se acumuleze în jurul planetei noastre. Heliosfera se contractă, ceea ce face ca Pământul să devină mai deschis către spațiul interstelar. Razele cosmice galactice pătrund în sistemul solar interior cu relativă ușurință.
Oamenii de știință monitorizează situația, deoarece numărul petelor solare continuă să scadă. Din 29 martie, numărul lui Wolf este 23.
Timp de unsprezece zile întregi pe Soare, contrar binecunoscutului zical, nu există nici un loc. Aceasta înseamnă că steaua noastră intră într-o perioadă de activitate minimă, iar furtunile magnetice și erupțiile cu raze X vor deveni rare în anul următor. L-am rugat pe Serghei Bogachev, un angajat al Laboratorului de Astronomie Solară cu Raze X al Institutului de Fizică Lebedev, Doctor în Științe Fizice și Matematice, să vorbească despre ce se întâmplă cu Soarele atunci când activitatea lui crește din nou și ce explică aceste scăderi și ridicări.
Nu există pete solare pe soare astăzi
Numărul mediu lunar de lup pe Soare - un indice folosit de oamenii de știință pentru a măsura numărul de pete solare - a scăzut sub 10 în primele trei luni ale anului 2018. Înainte de asta, în 2017 a rămas la nivelul de 10–40 și un an. mai devreme, în câteva luni, a ajuns la 60. În același timp, erupțiile solare aproape că au încetat să apară pe Soare și, odată cu acestea, numărul furtunilor magnetice de pe Pământ tinde spre zero. Toate acestea indică faptul că steaua noastră se îndreaptă cu încredere către următorul minim de activitate solară - o stare în care se găsește aproximativ la fiecare 11 ani.
Însuși conceptul de ciclu solar (și prin el se înțelege schimbarea periodică a maximelor și minimelor activității solare) este fundamental pentru fizica Soarelui. De mai bine de 260 de ani, din 1749, oamenii de știință monitorizează zilnic Soarele și înregistrează cu atenție poziția petelor solare și, desigur, numărul acestora. Și, în consecință, de mai bine de 260 de ani, s-au observat modificări periodice pe aceste curbe, oarecum asemănătoare cu bătaia unui puls.
Fiecărui astfel de „bătăi ale inimii solare” i se atribuie un număr și un total de 24 de astfel de bătăi au fost observate de la începutul observațiilor. Prin urmare, acesta este exact câte cicluri solare sunt încă familiare omenirii. Câte dintre ele au fost în total, fie că există tot timpul cât există Soarele, fie că apar sporadic, dacă amplitudinea și durata lor se schimbă și ce durată, de exemplu, a avut ciclul solar în timpul dinozaurilor - nu există niciun răspuns la toate aceste întrebări, precum și la întrebarea dacă ciclul de activitate este caracteristic tuturor stelelor de tip solar sau există doar pe unele dintre ele și, dacă există, atunci dacă două stele cu aceeași rază și masa va avea aceeași perioadă de ciclu. Nici asta nu știm.
Astfel, ciclul solar este unul dintre cele mai interesante mistere solare și, deși știm destul de multe despre natura sa, multe dintre principiile sale fundamentale sunt încă un mister pentru noi.
Graficul activității solare, măsurat prin numărul de pete solare, de-a lungul întregii istorii a observațiilor
Ciclul solar este strâns legat de prezența unui așa-numit câmp magnetic toroidal în Soare. Spre deosebire de câmpul magnetic al Pământului, care are forma unui magnet cu doi poli - nord și sud, ale cărui linii sunt direcționate de sus în jos, Soarele are un tip special de câmp care este absent (sau care nu se poate distinge) pe Pământ - acestea sunt două inele magnetice cu linii orizontale care înconjoară Soarele. Unul este situat în emisfera nordică a Soarelui, iar al doilea în sud, aproximativ simetric, adică la aceeași distanță de ecuator.
Liniile principale ale câmpului toroidal se află sub suprafața Soarelui, dar unele linii pot pluti la suprafață. În aceste locuri, unde tuburile magnetice ale câmpului toroidal străpung suprafața solară, apar petele solare. Astfel, numărul de pete solare într-un sens reflectă puterea (sau mai precis, fluxul) câmpului magnetic toroidal asupra Soarelui. Cu cât acest câmp este mai puternic, cu atât petele sunt mai mari, cu atât numărul lor este mai mare.
În consecință, din faptul că o dată la 11 ani petele de pe Soare dispar, putem presupune că o dată la 11 ani câmpul toroidal dispare pe Soare. Așa este. Și de fapt aceasta - apariția și dispariția periodică a câmpului toroidal solar cu o perioadă de 11 ani - este cauza ciclului solar. Petele și numărul lor sunt doar semne indirecte ale acestui proces.
De ce ciclul solar este măsurat după numărul de pete solare și nu după puterea câmpului magnetic? Ei bine, cel puțin pentru că în 1749, desigur, nu puteau observa câmpul magnetic de pe Soare. Câmpul magnetic al Soarelui a fost descoperit abia la începutul secolului XX de astronomul american George Hale, inventatorul spectroheliografului - un instrument capabil să măsoare cu mare precizie profilele liniilor din spectrul solar, inclusiv observarea divizării acestora. sub influența efectului Zeeman. De fapt, aceasta nu a fost doar prima măsurare a câmpului Soarelui, ci, în general, prima detectare a unui câmp magnetic într-un obiect extraterestre. Așadar, astronomii din secolele XVIII-XIX au putut observa doar pete solare și nu au avut nici măcar cum să ghicească despre legătura lor cu câmpul magnetic.
Dar de ce atunci continuă să fie numărate punctele în zilele noastre, când s-a dezvoltat astronomia cu mai multe unde, inclusiv observații din spațiu, care, desigur, oferă informații mult mai precise despre ciclul solar decât simpla numărare a numărului Wolf? Motivul este foarte simplu. Oricare ar fi parametrul ciclului modern pe care îl măsurați și oricât de precis este acesta, această cifră nu poate fi comparată cu datele din secolele al XVIII-lea, al XIX-lea și din cea mai mare parte a secolelor XX. Pur și simplu nu îți vei da seama cât de puternic sau slab este ciclul tău.
Ultimul ciclu de activitate solară
Date/imagine SILSO, Observatorul Regal al Belgiei, Bruxelles
Singura modalitate de a face o astfel de comparație este să numărați numărul de pete, folosind exact aceeași metodă și exact aceeași formulă ca acum 200 de ani. Deși este posibil ca în 500 de ani, când s-au acumulat serii semnificative de date noi privind numărul de erupții și fluxuri de emisii radio, seria numerelor petelor solare să își piardă în sfârșit din relevanță și să rămână doar ca parte a istoriei astronomiei. Până acum nu este cazul.
Cunoașterea naturii ciclului solar ne permite să facem câteva predicții despre numărul și locația petelor solare și chiar să determinăm cu exactitate momentul în care începe un nou ciclu solar. Ultima afirmație poate părea dubioasă, deoarece într-o situație în care numărul de spoturi a scăzut la aproape zero, pare imposibil să se afirme cu încredere că spotul care a fost acolo ieri a aparținut ciclului anterior, iar spotul de astăzi face deja parte din ciclu nou. Cu toate acestea, există o astfel de cale și este legată tocmai de cunoașterea naturii ciclului.
Deoarece petele solare apar în acele locuri în care suprafața Soarelui este străpunsă de liniile câmpului magnetic toroidal, fiecărui punct i se poate atribui o anumită polaritate magnetică - pur și simplu în direcția câmpului magnetic. Locul poate fi „nord” sau „sudic”. Mai mult, deoarece tubul câmpului magnetic trebuie să străpungă suprafața Soarelui în două locuri, petele ar trebui să se formeze de preferință în perechi. În acest caz, spotul format în locul în care liniile câmpului toroidal părăsesc suprafața va avea polaritate nordică, iar spotul pereche format acolo unde liniile se întorc va avea polaritate sudică.
Întrucât câmpul toroidal înconjoară Soarele ca un inel și este îndreptat orizontal, perechile de pete solare sunt orientate predominant orizontal pe discul solar, adică sunt situate la aceeași latitudine, dar una se află în fața celeilalte. Și deoarece direcția liniilor de câmp în toate punctele va fi aceeași (sunt formate dintr-un inel magnetic), atunci polaritățile tuturor punctelor vor fi orientate în același mod. De exemplu, primul loc, lider în toate perechile, va fi nordul, iar al doilea, întârziat, sudic.
Structura câmpurilor magnetice în regiunea petelor solare
Acest tipar va fi menținut atâta timp cât există acest inel de câmp, adică toți cei 11 ani. În cealaltă emisferă a Soarelui, unde se află al doilea inel simetric al câmpului, polaritățile vor rămâne, de asemenea, aceleași pentru toți cei 11 ani, dar vor avea direcția opusă - primele pete vor fi, dimpotrivă, sudice, iar al doilea - nordic.
Ce se întâmplă când ciclul solar se schimbă? Și se întâmplă un lucru destul de surprinzător, numit inversarea polarității. Polii magnetici nordici și sudici ai Soarelui își schimbă locurile, iar odată cu ei se schimbă și direcția câmpului magnetic toroidal. În primul rând, acest câmp trece prin zero, acesta este ceea ce se numește minim solar, și apoi începe să-și revină, dar într-o altă direcție. Dacă în ciclul anterior punctele frontale dintr-o anumită emisferă a Soarelui aveau polaritate nordică, atunci în noul ciclu vor avea deja polaritate sudică. Acest lucru face posibilă distingerea punctelor ciclurilor învecinate unele de altele și înregistrarea cu încredere a momentului în care începe un nou ciclu.
Dacă ne întoarcem la evenimentele de pe Soare chiar acum, observăm procesul de moarte a câmpului toroidal al celui de-al 24-lea ciclu solar. Rămășițele acestui câmp încă mai există sub suprafață și chiar uneori plutesc în vârf (vedem pete slabe izolate în aceste zile), dar, în general, acestea sunt ultimele urme ale „verii însorite” pe moarte, precum ultimele zile calde din noiembrie. Nu există nicio îndoială că în următoarele luni acest câmp va muri în sfârșit și ciclul solar va atinge un alt minim.
La mijlocul secolului trecut, astronomul amator G. Schwabe și R. Wolf au stabilit pentru prima dată faptul că numărul petelor solare se modifică în timp, iar perioada medie a acestei schimbări este de 11 ani. Puteți citi despre asta în aproape toate cărțile populare despre Soare. Dar puțini chiar dintre specialiști au auzit că în 1775 P. Gorrebov din Copenhaga a îndrăznit să afirme că există o periodicitate a petelor solare. Din păcate, numărul observațiilor sale a fost prea mic pentru a stabili durata acestei perioade. Înalta autoritate științifică a oponenților punctului de vedere al lui Gorrebov și bombardamentele de artilerie de la Copenhaga, care i-au distrus toate materialele, au făcut totul pentru ca această afirmație să fie uitată și să nu fie amintită nici măcar atunci când a fost dovedită de alții.
Desigur, toate acestea nu slăbesc în niciun fel meritele științifice ale lui Wolf, care a introdus indicele numărului relativ de pete solare și a reușit să-l refacă din 1749 pe baza diverselor materiale de observație ale astronomilor amatori și profesioniști.Mai mult, Wolf a determinat anii numărului maxim și minim de pete solare din momentul observațiilor G. Galileo, adică din 1610. Acest lucru i-a permis să întărească opera foarte imperfectă a lui Schwabe, care a avut observații de doar 17 ani, și să determine pentru prima dată durata de perioada medie de modificare a numărului de pete solare. Așa a apărut celebra lege Schwabe-Wolf, conform căreia se produc periodic modificări ale activității solare, lungimea perioadei medii fiind de 11,1 ani (Fig. 12). Desigur, la acea vreme se discuta doar despre numărul relativ de pete solare. Dar de-a lungul timpului, această concluzie a fost confirmată pentru toți indicii de activitate solară cunoscuți. Numeroase alte perioade de fenomene solare active, în special cele mai scurte, care au fost descoperite de cercetătorii solari în ultimii peste 100 de ani au fost infirmate în mod constant și doar perioada de 11 ani a rămas întotdeauna de neclintit.
Deși modificări ale activității solare apar periodic, această periodicitate este deosebită. Faptul este că intervalele de timp dintre ani de număr maxim (sau minim) de lup variază destul de mult. Se știe că din 1749 până în prezent durata lor a fluctuat de la 7 la 17 ani între anii de maxime și de la 9 la 14 ani între anii de minime în numărul relativ de pete solare. Prin urmare, ar fi mai corect să vorbim nu despre o perioadă de 11 ani, ci despre un ciclu de 11 ani (adică, o perioadă cu perturbări sau o perioadă „ascunsă”) de activitate solară. Acest ciclu este extrem de important atât pentru a obține o perspectivă asupra esenței activității solare, cât și pentru studiul conexiunilor solar-terestre.
Dar ciclul de 11 ani se manifestă nu numai prin modificări ale frecvenței noilor formațiuni solare, în special pete solare. Poate fi detectat și prin modificări ale latitudinii grupurilor de pete solare în timp (Fig. 13). Această împrejurare a atras atenția celebrului cercetător solar englez R. Carrington încă din 1859. El a descoperit că la începutul ciclului de 11 ani, petele apar de obicei la latitudini mari, în medie la o distanță de ±25 - 30° față de ecuatorul Soarelui, în timp ce la finalul ciclului preferă zonele mai apropiate de ecuator, în medie la latitudini ±5 - 10°. Mai târziu, acest lucru a fost arătat mult mai convingător de omul de știință german G. Schierer. La început, acestei caracteristici nu i sa acordat prea multă importanță. Dar atunci situația s-a schimbat dramatic. S-a dovedit că durata medie a ciclului de 11 ani poate fi determinată mult mai precis din modificările latitudinii grupurilor de pete solare decât din variațiile numărului de lup. Prin urmare, acum legea lui Sperer, care indică o modificare a latitudinii grupurilor de pete solare pe parcursul ciclului de 11 ani, împreună cu legea Schwabe-Wolf, acționează ca legea de bază a ciclicității solare. Toate lucrările ulterioare în această direcție au clarificat doar detaliile și au explicat această variație în moduri diferite. Dar ei, cu toate acestea, au lăsat neschimbată formularea legii lui Sperer.
Orez. 13. Diagrama fluture a grupurilor de pete solare (Greenwich Mean Time).
Ne întoarcem acum la ciclul de 11 ani al activității solare, care a fost centrul cercetării solare de mai bine de o sută de ani de la descoperirea sa. În spatele aparentei sale simplități uimitoare, se află de fapt un proces atât de complex și multifațet, încât ne confruntăm mereu cu pericolul de a pierde totul, sau cel puțin o mare parte din ceea ce ni ne-a dezvăluit deja. Unul dintre cei mai faimoși experți în prognoza activității solare, astronomul german W. Glaisberg, a avut dreptate când a spus următoarele într-unul dintre articolele sale populare; „De câte ori li s-a părut cercetătorilor activității solare că au reușit în sfârșit să stabilească toate modelele de bază ale ciclului de 11 ani. Dar apoi a început un nou ciclu, iar primii săi pași le-au aruncat complet toată încrederea și i-au forțat să reconsidere ceea ce ei considerau a fi stabilit definitiv.” Poate că aceste cuvinte sunt puțin condensate, dar esența lor este cu siguranță adevărată, mai ales când vine vorba de prognoza activității solare.
După cum am spus deja, în anumiți ani numerele de lup au o valoare maximă sau minimă. Acești ani, sau chiar mai precis momente definite în timp, precum sferturi sau luni, sunt numite, respectiv, epocile de maxim și minim ale ciclului de 11 ani, sau, mai general, epoci de extreme. Valorile medii lunare și trimestriale medii ale numărului relativ de pete solare, pe lângă schimbările în general regulate, netede, sunt caracterizate de fluctuații foarte neregulate, pe termen relativ scurt (a se vedea secțiunea 5 a acestui capitol). Prin urmare, epocile de extreme sunt de obicei identificate prin așa-numitele numere lunare de lup netezite, care reprezintă valorile acestui indice obținute din observații mediate în mod special pe 13 luni, sau prin plicurile superioare și inferioare ale curbelor de schimbare. în valorile medii trimestriale ale numărului relativ de pete solare. Dar, uneori, utilizarea unor astfel de metode poate duce la rezultate false, mai ales în cicluri scăzute, adică cicluri cu un număr maxim mic de Wolf. Intervalul de timp de la epoca de minim până la epoca de maxim a ciclului de 11 ani a fost numit ramura de creștere, iar de la epoca de maxim până la epoca de minim - ramura declinului său (Fig. 14).
Durata ciclului de 11 ani este determinată mult mai bine de epocile minime decât de epocile maxime. Dar chiar și în acest caz, apare o dificultate, care constă în faptul că următorul ciclu, de regulă, începe mai devreme decât se încheie cel anterior. Acum am învățat să distingem grupuri de puncte ale noului și vechiului ciclu după polaritatea câmpului lor magnetic. Dar o astfel de oportunitate a apărut cu puțin peste 60 de ani în urmă. Așadar, pentru a menține omogenitatea metodologiei, trebuie încă să ne mulțumim nu cu lungimea adevărată a ciclului de 11 ani, ci cu un anumit „ersatz” al acestuia, determinat de epocile numerelor minime Wolf. Este destul de natural ca aceste numere să combină de obicei grupuri de pete ale noilor și vechi cicluri de 11 ani.
Ciclurile de pete solare de 11 ani diferă nu numai prin lungimile lor diferite, ci și prin intensitățile lor diferite, adică valori diferite ale numerelor maxime de lup. Am spus deja că datele regulate privind numărul mediu lunar relativ al petelor solare din seria Zurich sunt disponibile din 1749. Prin urmare, primul ciclu de 11 ani din Zurich este considerat ciclul care a început în 1775. Ciclul care îl precede, conţinând date incomplete, se pare că din acest motiv a primit un număr zero. Dacă peste cele 22 de cicluri care au trecut de la începutul determinării obișnuite a numerelor de lup (inclusiv ciclul zero și cel actual care nu s-a încheiat încă, dar și-a depășit deja maximul), numărul maxim mediu anual de lup a fost în medie de 106, apoi în diferite cicluri de 11 ani a fluctuat de la 46 la 190 Ciclul al 19-lea, care s-a încheiat în 1964, a fost deosebit de ridicat. La maxim, care a avut loc la sfârșitul anului 1957, numărul mediu trimestrial de Wolf a fost de 235. Locul al doilea după acesta este ocupat de ciclul actual, al 21-lea, al cărui maxim a avut loc la sfârșitul anului 1979 cu un număr relativ trimestrial mediu. a petelor solare din 182. Cele mai joase cicluri de pete solare datează de la începutul secolului trecut. Unul dintre ei, al 5-lea după numerotarea Zurich, este cel mai lung dintre ciclurile de 11 ani observate. Unii cercetători ai activității solare se îndoiesc chiar de realitatea duratei sale și cred că aceasta se datorează în întregime „activității” în domeniul științei a lui Napoleon I. Cert este că împăratul francez, complet absorbit în dublarea războaielor victorioase, s-a mobilizat aproape toti astronomii observatoarelor Frantei si tarilor pe care le-a cucerit in armata . Prin urmare, în acei ani, observațiile Soarelui au fost efectuate atât de rar (nu mai mult de câteva zile pe lună) încât cu greu se poate avea încredere în numerele Lupului obținute atunci. Este greu de spus cât de bine întemeiate sunt astfel de îndoieli. Apropo, datele indirecte despre activitatea solară în acest timp nu contrazic concluzia despre nivelul scăzut al numărului relativ de pete solare la începutul secolului al XIX-lea. Cu toate acestea, aceste îndoieli nu pot fi pur și simplu respinse, deoarece fac posibilă eliminarea unor excepții, în special pentru ciclurile individuale de 11 ani. Este curios că al doilea cel mai scăzut ciclu, al cărui maxim datează din 1816, a avut o durată de numai 12 ani, spre deosebire de predecesorul său.
Deoarece avem date de mai mult de două sute de ani doar despre numerele lupilor, toate proprietățile principale ale ciclurilor de 11 ani de activitate solară sunt derivate special pentru acest indice. Cu mâna ușoară a venerabilului descoperitor al ciclului de 11 ani, de mai bine de cincizeci de ani, cercetătorii activității solare au fost în principal ocupați să caute întregul set de cicluri care durează de la câteva luni la sute de ani. R. Wolf, convins că ciclicitatea solară este rezultatul influenței planetelor sistemului solar asupra Soarelui, a inițiat el însuși această căutare. Cu toate acestea, toate aceste lucrări au contribuit mult mai mult la dezvoltarea matematicii decât la studiul activității solare. În cele din urmă, deja în anii 40 ai acestui secol, unul dintre „succesorii” lui Wolf la Zurich, M. Waldmeier, a îndrăznit să se îndoiască de corectitudinea „străbunicului său științific” și a transferat cauza ciclicității de 11 ani în interiorul Soarelui însuși. . Din acest moment a început cu adevărat studiul real al principalelor proprietăți interne ale ciclului de 11 ani al petelor solare.
Intensitatea ciclului de 11 ani este destul de strâns legată de durata acestuia. Cu cât acest ciclu este mai puternic, adică cu cât numărul său relativ maxim de puncte este mai mare, cu atât durata lui este mai scurtă. Din păcate, această caracteristică este mai degrabă de natură pur calitativă. Nu permite să se determine în mod fiabil valoarea uneia dintre aceste caracteristici dacă a doua este cunoscută. Rezultatele studierii legăturii dintre numărul maxim Wolf (mai precis, logaritmul său zecimal) și lungimea ramului de creștere a ciclului de 11 ani, adică acea parte a curbei care caracterizează creșterea numerelor Wolf de la început. a ciclului la maxim, arata mult mai increzator. Cu cât este mai mare numărul maxim de pete solare în acest ciclu, cu atât ramura de creștere este mai scurtă. Astfel, forma curbei ciclice a ciclului de 11 ani este în mare măsură determinată de înălțimea acesteia. În ciclurile înalte se caracterizează printr-o asimetrie mare, iar lungimea ramului de creștere este întotdeauna mai mică decât lungimea ramului de declin și este egală cu 2 - 3 ani. Pentru ciclurile relativ slabe, această curbă este aproape simetrică. Și doar cele mai slabe cicluri de 11 ani arată din nou asimetrie, doar de tip opus: ramura lor de creștere este mai lungă decât ramura de declin.
Spre deosebire de lungimea ramurii de creștere, lungimea ramurii de declin a ciclului de 11 ani este mai mare, cu atât numărul maxim de Wolf este mai mare. Dar dacă conexiunea anterioară este foarte strânsă, atunci aceasta este mult mai slabă. Acesta este probabil motivul pentru care numărul maxim relativ de pete solare determină doar calitativ durata ciclului de 11 ani. În general, ramura de creștere și ramura de declin a ciclului principal al activității solare se comportă diferit în multe privințe. Pentru început, dacă pe ramura de creștere suma numărului mediu anual de lup aproape nu depinde de înălțimea ciclului, atunci pe ramura de declin este determinată tocmai de această caracteristică. Nu este surprinzător faptul că încercările de a reprezenta curba ciclului de 11 ani ca expresie matematică nu cu doi, ci cu un singur parametru au fost atât de nereușite. Pe ramura de creștere, multe conexiuni se dovedesc a fi mult mai clare decât pe ramura în declin. Se pare că tocmai trăsăturile creșterii activității solare chiar la începutul ciclului de 11 ani îi dictează caracterul, în timp ce comportamentul său după maxim este în general aproximativ același în toate ciclurile de 11 ani și diferă doar datorită la diferitele lungimi ale ramului de declin. Cu toate acestea, vom vedea în curând că această primă impresie are nevoie de un plus important.
Dovezile în favoarea semnificației determinante a ramului de creștere a ciclului de 11 ani au fost furnizate de studiile schimbărilor ciclice în suprafața totală a petelor solare. S-a dovedit că valoarea maximă a suprafeței totale a petelor poate fi determinată destul de fiabil din lungimea ramurii de creștere. S-a menționat deja mai devreme că acest indice include implicit numărul de grupuri de pete solare. Prin urmare, este destul de firesc ca pentru el să obținem în esență aceleași concluzii ca și pentru numerele Wolf. Tiparele ciclului de 11 ani pentru frecvența altor fenomene de activitate solară, în special erupțiile solare, sunt mult mai puțin cunoscute. Pur calitativ, putem presupune că pentru ei vor fi aceleași ca și pentru numerele relative și suprafața totală a petelor solare.
Până acum ne-am ocupat de fenomene de activitate solară de orice putere. Dar, după cum știm deja, fenomenele de pe Soare variază foarte mult ca intensitate. Chiar și în viața de zi cu zi, aproape nimeni nu ar pune un nor cirus ușor și un nor mare negru la același nivel. Până atunci, exact asta am făcut. Și iată ce este interesant. Odată ce împărțim formațiunile solare active la puterea lor, ajungem la rezultate destul de contradictorii. Fenomenele de intensitate slabă sau moderată dau, în general, aceeași curbă de ciclu de 11 ani ca și numerele Wolf. Acest lucru se aplică nu numai numărului de pete solare, ci și numărului de locuri de erupție și numărului de erupții solare. În ceea ce privește cele mai puternice formațiuni active de pe Soare, ele apar cel mai adesea nu chiar în epoca maximă a ciclului de 11 ani, ci la 1 - 2 ani după acesta și, uneori, înainte de această epocă. Astfel, pentru aceste fenomene, curba ciclică fie devine cu două vârfuri, fie își deplasează maximul la ani mai târziu în raport cu numerele Wolf. Exact așa se comportă cele mai mari grupuri de pete solare, cei mai mari și mai strălucitori floculi de calciu, exploziile de protoni și exploziile de emisie radio de tip IV. Curbele ciclului de 11 ani pentru intensitatea liniei coronale verzi, fluxul de emisie radio la undele metrice, puterea medie a câmpurilor magnetice și durata medie de viață a grupurilor de pete solare, adică indici ai puterii fenomenelor. , au o formă asemănătoare.
Ciclul de 11 ani din legea lui Sperer pentru diferite procese ale activității solare este cel mai unic manifestat. După cum știm deja, pentru grupurile de pete solare se exprimă printr-o modificare a latitudinii medii a apariției lor de la începutul până la sfârșitul ciclului. Mai mult, pe măsură ce ciclul se dezvoltă, viteza acestei „alunecări” a zonei petelor solare spre ecuator scade treptat și la 1 - 2 ani după epoca numărului maxim de lup, se oprește cu totul, când zona atinge „bariera” în interval de latitudine 7°,5 - 12°, 5. Mai mult, apar doar oscilații ale zonei în jurul acestei latitudini medii. Se pare că ciclul de 11 ani „funcționează” doar până în acest moment și apoi se „dizolvă” treptat, așa cum ar fi. Se știe că petele acoperă zone destul de largi de ambele părți ale ecuatorului Soarelui. Lățimea acestor zone se modifică, de asemenea, pe parcursul ciclului de 11 ani. Sunt cele mai înguste la începutul ciclului și cele mai largi la maxim. Acest lucru explică faptul că în cele mai puternice cicluri, cum ar fi numerotarea 18, 19 și 21 din Zurich, cele mai înalte grupuri de pete solare au fost observate nu la începutul ciclului, ci în anii de maxim. Grupuri de pete solare mici și mijlocii sunt situate aproape pe toată lățimea „zonelor regale”, dar preferă să se concentreze spre centrul lor, a căror poziție se apropie din ce în ce mai mult de ecuatorul Soarelui pe măsură ce ciclul se dezvoltă. Cele mai mari grupuri de pete „aleg” marginile acestor zone și doar ocazional „condescend” către părțile lor interioare. Judecând doar după localizarea acestor grupuri, s-ar putea crede că legea lui Sperer este doar o ficțiune statistică. Erupțiile solare de diferite puteri se comportă în mod similar.
Pe ramura de declin a ciclului de 11 ani, latitudinea medie a grupurilor de pete solare, începând de la ±12°, nu depinde de înălțimea ciclului. În același timp, în anul maxim este determinat de numărul maxim de Wolf din acest ciclu. Mai mult, cu cât ciclul de 11 ani este mai puternic, cu atât sunt mai mari latitudinile unde apar primele sale grupuri de pete solare. În același timp, lățimile grupurilor de la sfârșitul ciclului, așa cum am văzut deja, sunt în esență aceleași în medie, indiferent de puterea sa.
Emisferele nordice și sudice ale Soarelui se comportă foarte diferit în ceea ce privește dezvoltarea ciclurilor de 11 ani în ele. Din păcate, numerele Wolf au fost determinate doar pentru întregul disc solar. Prin urmare, avem despre această problemă material destul de modest de la Observatorul Greenwich privind numărul și suprafețele grupurilor de pete solare de aproximativ o sută de ani. Dar totuși, datele de la Greenwich au făcut posibil să se descopere că rolul emisferelor nordice și sudice se schimbă considerabil de la un ciclu de 11 ani la altul. Acest lucru se exprimă nu numai prin faptul că în multe cicluri una dintre emisfere acționează cu siguranță ca un „conductor”, ci și prin diferența de formă a curbei ciclice a acestor emisfere în același ciclu de 11 ani. Aceleași proprietăți au fost descoperite în numărul de grupuri de pete solare și în suprafețele lor totale. Mai mult, epocile maxime ale ciclului din emisferele nordice și sudice ale Soarelui diferă adesea cu 1-2 ani. Vom vorbi mai mult despre aceste diferențe atunci când luăm în considerare ciclurile lungi. Deocamdată, ca exemplu, să ne amintim doar că în cel mai înalt ciclu al 19-lea, activitatea solară a predominat cu siguranță în emisfera nordică a Soarelui. Mai mult, epoca de maxim în emisfera sudică a venit cu mai bine de doi ani mai devreme decât în emisfera nordică.
Până acum, am luat în considerare caracteristicile dezvoltării ciclului de 11 ani al activității solare doar pentru fenomenele care au loc în „zonele regale” ale Soarelui. La latitudini mai mari, acest ciclu pare să înceapă mai devreme. În special, se știe de mult timp că o creștere a numărului și a zonei de proeminențe în intervalul de latitudini ± 30 - 60 ° are loc cu aproximativ un an înainte de începerea ciclului de 11 ani al petelor solare și al proeminențelor de latitudine joasă. Este curios că dacă în „zonele regale” latitudinea medie a apariției proeminențelor scade treptat pe măsură ce ciclul progresează, similar cu ceea ce se întâmplă cu grupurile de pete solare, atunci proeminențele de latitudine mai mare au în medie o latitudine mai mică la începutul ciclu decât la sfârșitul său. Ceva similar se observă în condensările coronale. Unii cercetători cred că pentru linia coronară verde ciclul de 11 ani începe cu aproximativ 4 ani mai devreme decât pentru grupurile de pete solare. Dar acum este încă greu de spus cât de fiabilă este această concluzie. Este posibil ca, de fapt, o zonă de activitate coronală de latitudini mari să se păstreze constant pe Soare, ceea ce, ținând cont de datele obținute pentru latitudinile inferioare, duce la acest rezultat aparent.
Câmpurile magnetice slabe din apropierea polilor săi se comportă și mai neobișnuit. Ele ating o valoare minimă de intensitate aproximativ în anii de maxim ai ciclului de 11 ani și în același timp polaritatea câmpului se schimbă în sens invers. În ceea ce privește epoca minimă, în această perioadă intensitatea câmpului este destul de semnificativă și polaritatea lor rămâne neschimbată. Este curios că schimbarea polarității câmpului în apropierea polilor nord și sud nu are loc simultan, ci cu un interval de 1 - 2 ani, adică în tot acest timp, regiunile polare ale Soarelui au aceeași polaritate a câmpului magnetic.
Numărul de facule polare se modifică în paralel cu mărimea intensității câmpului în apropierea polilor Soarelui în fiecare dintre emisferele sale (apropo, anticipând aproape aceeași modificare a numărului de lup după aproximativ 4 ani). Prin urmare, deși avem date despre câmpurile magnetice polare slabe pentru mai puțin de trei cicluri de 11 ani, rezultatele observațiilor site-urilor de erupție polară ne permit să tragem o concluzie foarte clară cu privire la modificările lor ciclice. Astfel, câmpurile magnetice și faculele din regiunile polare ale Soarelui se disting prin faptul că ciclul lor de 11 ani începe la maximul ciclului de 11 ani al petelor solare și atinge un maxim în apropierea epocii de minim al petelor solare. Viitorul va arăta cât de fiabil este acest rezultat. Dar ni se pare că, dacă nu ne adâncim în detalii, este puțin probabil ca observațiile ulterioare să ducă la o schimbare semnificativă a acesteia. Este curios că găurile coronare polare au exact același model de variație de 11 ani.
Deși constanta solară, așa cum am menționat deja, nu experimentează fluctuații vizibile pe parcursul ciclului de 11 ani, aceasta nu înseamnă că regiunile individuale ale spectrului radiației solare se comportă într-un mod similar. Cititorul ar putea fi deja convins de acest lucru atunci când au fost luate în considerare fluxurile de emisie radio de la Soare. Modificările de intensitate ale liniilor violete ale calciului ionizat H și K sunt oarecum mai slabe, dar aceste linii la epoca maximă sunt cu aproximativ 40% mai strălucitoare decât la epoca minimă a ciclului de 11 ani. Există dovezi, deși nu în totalitate incontestabile, despre schimbările în adâncimea liniilor în regiunea vizibilă a spectrului solar pe măsură ce ciclul progresează. Cu toate acestea, cele mai impresionante variații ale radiației solare aparțin intervalelor de lungimi de undă cu raze X și ultraviolete îndepărtate, care au fost studiate de sateliții artificiali de pe Pământ și de nave spațiale. S-a dovedit că intensitatea radiației cu raze X în intervalele de lungimi de undă 0 - 8 A, 8 - 20 A și 44 - 60 A de la minim la maximul ciclului de 11 ani crește de 500, 200 și 25 de ori. Nu au loc modificări mai puțin vizibile în regiunile spectrale 203 - 335 A și aproape de 1216 A (de 5,1 și 2 ori).
După cum a fost descoperit folosind metode matematice moderne, există o așa-numită structură fină a ciclului de 11 ani al activității solare. Se rezumă la un „nucleu” stabil în jurul unei epoci maxime care se întinde pe aproximativ 6 ani, două sau trei maxime secundare și o împărțire a ciclului în două componente cu perioade medii de aproximativ 10 și 12 ani. O astfel de structură fină este dezvăluită atât sub forma unei curbe ciclice a numerelor de lup, cât și în „diagrama fluturelui”. În special, în cele mai înalte cicluri de 11 ani, pe lângă zona principală a petelor solare, există și o zonă de latitudine înaltă, care persistă doar până la epoca maximă și se deplasează odată cu cursul ciclului nu către ecuator, ci către polul. În plus, „diagrama fluture” pentru grupuri de pete nu este un singur întreg, ci este, așa cum ar fi, compusă din așa-numitele lanțuri de impulsuri. Esența acestui proces este că, apărând la o latitudine relativ mare, un grup de pete solare (sau mai multe grupuri) se deplasează spre ecuatorul Soarelui pe parcursul a 14 - 16 luni. Astfel de lanțuri de impuls sunt deosebit de vizibile pe ramurile de creștere și declin ale ciclului de 11 ani. Poate că sunt asociate cu fluctuațiile activității solare.
Cercetătorul solar sovietic A.I.Ol a stabilit o altă proprietate fundamentală a ciclului de 11 ani al activității solare. Studiind relația dintre indicele activității geomagnetice recurente pentru ultimii patru ani ai ciclului și numărul maxim de lup, el a descoperit că acesta era foarte apropiat dacă numărul de lup aparținea următorului ciclu de 11 ani și foarte slab dacă aparținea. la același ciclu ca indicele de activitate geomagnetică. Rezultă că ciclul de 11 ani al activității solare își are originea „în adâncurile” celui vechi. Activitatea geomagnetică recurentă este cauzată de găurile coronare, care, după cum știm, apar, de regulă, deasupra regiunilor unipolare ale câmpului magnetic fotosferic. În consecință, adevăratul ciclu de 11 ani începe în mijlocul ramurii de declin cu apariția și intensificarea regiunilor magnetice nu bipolare, ci unipolare. Această primă etapă de dezvoltare se încheie la începutul ciclului de 11 ani cu care suntem obișnuiți să ne confruntăm. În acest moment începe a doua etapă a sa, când se dezvoltă regiuni magnetice bipolare și toate acele fenomene de activitate solară despre care am vorbit deja. Durează până la mijlocul ramurii de declin a ciclului obișnuit de 11 ani, când începe un nou ciclu. Este curios că o trăsătură atât de importantă a ciclului de 11 ani nu a fost observată direct asupra Soarelui, dar a fost stabilită prin studierea influenței activității solare asupra atmosferei Pământului.
Competiție rusească a lucrărilor de cercetare și proiectare a studenților
„Ecologie și viață”
Numire: „Secretele celor vii”
Subiect: „Studiul ciclului de unsprezece ani al activității solare și influența acestuia asupra numărului de pete solare”
Loc de munca: OU Scoala Gimnaziala Nr.9, clasa a X-a, raionul orasului Oktyabrsk
Consilier stiintific: Uyutova L.V. Profesor de fizică
Moscova 2010
Introducere. Pagina 2
Capitolul I. Ideea modernă a cosmogoniei. Pagină 3-5
Capitolul II. Teorii ale structurii și nașterii soarelui. Pagină 6-11
Capitolul III. Ciclul de 11 ani al activității solare și cauzele acesteia pp. 12-18
Capitolul IV. Partea experimentală. Pagină 19-23
Concluzie. Pagină 24
Lista literaturii folosite. Pagină 25
Introducere.
În ultimii ani, oamenii de știință din întreaga lume, astronomii și fizicienii au discutat despre problema încălzirii globale care amenință planeta noastră în câțiva ani. Și majoritatea asociază astfel de schimbări ale climei cu comportamentul Soarelui, cu schimbările sale. Am decis să iau parte la rezolvarea acestei probleme cât am putut. Din 2005, cercetez Soarele, studiind proprietățile și structura acestuia pe baza unor lucrări și cărți științifice.
Odată, când am citit cartea „Cosmos”, editată de Koptev, m-a interesat întrebarea, ce este cosmogonia? Cum a apărut sistemul solar, ce este soarele? M-am confruntat cu întrebări despre nașterea Soarelui, despre caracteristicile sale fizice de bază. După ce am studiat cartea „Astronomia zilelor noastre” a lui I.A. Klimishin, am aflat că activitatea solară are un ciclu de 11 ani, că vârfurile activității solare se schimbă de la an la an, că există ani de activitate solară ridicată și altele de scăzută. activitate.
Luând rezultatele studiilor activității solare din materialele laboratorului de la Tbilisi (caracteristicile lor numerice), am construit un grafic aproximativ al modificărilor max și min ale activității solare. Studiind aceste caracteristici, am ajuns la concluzia că din 1996 trăim într-o perioadă în care Soarele și-a crescut energia (activitatea), 2006 este anul vârfului Soarelui. Acum, din 2007, începe declinul acestuia, care va dura aproximativ 10 - 11 ani. Creșterea temperaturii pe pământ este asociată tocmai cu aceste schimbări.
Activitatea solară maximă este însoțită de o creștere a numărului de pete solare și a zonelor acestora. Vara am observat petele printr-un telescop și, după ce am studiat cartea lui A.N. Tomilin „Cerul și Pământul”, luând din aceasta formulele necesare pentru calcularea caracteristicilor Soarelui, am examinat zonele petelor și le-am calculat. S-au dovedit a fi de 20 de ori mai mari decât dimensiunea Pământului. În condiții normale, am putut să calculez momentul culminației solare în vara lui 2006.
Capitolul 1. Ideea modernă a cosmogoniei.
Cosmogonia este o știință care studiază originea și dezvoltarea corpurilor cerești, cum ar fi planetele și sateliții lor, Soarele, stelele și galaxiile. Astronomii observă corpuri cosmice în diferite stadii de dezvoltare, formate recent și în trecutul îndepărtat, „îmbătrânind” rapid sau aproape „înghețate” în dezvoltarea lor. Comparând numeroase date observaționale cu procese fizice care pot avea loc în diferite condiții în spațiul cosmic, oamenii de știință încearcă să explice cum apar corpurile cerești. O singură teorie completă a formării stelelor, planetelor sau galaxiilor nu există încă. Problemele cu care se confruntă oamenii de știință sunt uneori greu de rezolvat. Soluția la întrebarea originii Pământului și a sistemului solar în ansamblu este semnificativ complicată de faptul că nu am observat încă alte sisteme similare. Sistemul nostru solar nu are cu ce să se compare încă, deși sisteme similare cu acesta ar trebui să fie destul de comune, iar apariția lor nu ar trebui să fie un accident, ci un fenomen natural.
De două secole încoace, problema originii sistemului solar i-a îngrijorat pe gânditori remarcabili de pe planeta noastră. Această problemă a fost tratată, începând de la filozoful Kant și matematicianul Laplace, de o galaxie de astronomi și fizicieni din secolele XIX și XX.
Și totuși suntem încă destul de departe de a rezolva această problemă. Dar în ultimele trei decenii, problema căilor evolutive ale stelelor a devenit mai clară. Și, deși detaliile nașterii unei stele dintr-o nebuloasă de gaz-praf sunt încă departe de a fi clare, acum înțelegem clar ce se întâmplă cu ea de-a lungul a miliarde de ani de evoluție ulterioară.
Trecând la prezentarea diferitelor ipoteze cosmogonice care s-au înlocuit una pe cealaltă în ultimele două secole, vom începe cu ipoteza marelui filosof german Kant și cu teoria care, câteva decenii mai târziu, a fost propusă în mod independent de matematicianul francez Laplace. Premisele pentru crearea acestor teorii au rezistat timpului.
Punctele de vedere ale lui Kant și ale lui Laplace au fost puternic diferite pe o serie de probleme importante. Kant a pornit de la dezvoltarea evolutivă a unei nebuloase de praf rece, în timpul căreia a apărut mai întâi un corp masiv central - viitorul Soare, apoi planete, în timp ce Laplace a considerat nebuloasa inițială ca fiind gazoasă și foarte fierbinte, cu o viteză mare de rotație. Comprimând sub influența gravitației universale, nebuloasa, datorită legii conservării momentului unghiular, s-a rotit din ce în ce mai repede. Datorită forțelor centrifuge mari, inelele au fost separate succesiv de acesta. Apoi au început să se condenseze, formând planete.
Astfel, conform ipotezei lui Laplace, planetele s-au format înaintea Soarelui. Cu toate acestea, în ciuda diferențelor, o caracteristică importantă comună este ideea că sistemul solar a apărut ca urmare a dezvoltării naturale a nebuloasei. Prin urmare, se obișnuiește să se numească acest concept „ipoteza Kant-Laplace”.
Cu toate acestea, această teorie se confruntă cu o dificultate. Sistemul nostru solar, format din nouă planete de dimensiuni și mase diferite, are o particularitate: o distribuție neobișnuită a momentului unghiular între corpul central, Soare și planete.
Momentul este una dintre cele mai importante caracteristici ale oricărui sistem mecanic izolat de lumea exterioară. Soarele și planetele din jur pot fi considerate ca un astfel de sistem. Momentul unghiular poate fi definit ca „rezerva de rotație” a sistemului. Această rotație constă în mișcarea orbitală a planetelor și rotația în jurul axelor Soarelui și ale planetelor.
Partea leului din momentul unghiular al sistemului solar este concentrată în mișcarea orbitală a planetelor gigantice: Jupiter și Saturn.
Din punctul de vedere al ipotezei lui Laplace, aceasta este complet de neînțeles. În epoca în care inelul s-a separat de nebuloasa originală, care se învârtea rapid, straturile nebuloasei din care Soarele s-a condensat ulterior aveau (pe unitate de masă) aproximativ același impuls ca substanța inelului separat (deoarece vitezele unghiulare ale inelul și părțile rămase erau aproximativ aceleași), deoarece masa acesteia din urmă a fost semnificativ mai mică decât nebuloasa principală („protosoarea”), momentul unghiular total al inelului ar trebui să fie mult mai mic decât cel al „protosoarelui”. În ipoteza lui Laplace nu există un mecanism de transfer al impulsului de la „proto-soare” la inel. Prin urmare, pe parcursul întregii evoluții ulterioare, momentul unghiular al „proto-soarelui”, apoi al Soarelui, ar trebui să fie mult mai mare decât cel al inelelor și al planetelor formate din ele. Dar această concluzie contrazice distribuția reală a impulsului dintre Soare și planete.
Pentru ipoteza lui Laplace, această dificultate s-a dovedit a fi insurmontabilă.
Să ne oprim asupra ipotezei Jeans, care s-a răspândit în prima treime a secolului curent. Este complet opusă ipotezei Kant-Laplace. Dacă acesta din urmă descrie formarea sistemelor planetare ca singurul proces natural de evoluție de la simplu la complex, atunci în ipoteza lui Jeans formarea unor astfel de sisteme este o chestiune de întâmplare. (Fig. 1)
Materia inițială din care s-au format ulterior planetele a fost aruncată din Soare (care la acel moment era deja destul de „vechi” și asemănătoare cu cea actuală) când o anumită stea a trecut accidental în apropierea ei. Acest pasaj era atât de aproape încât aproape că putea fi considerat o coliziune. Datorită forțelor de maree de la o stea care se ciocnește cu Soarele, un curent de gaz a fost ejectat din straturile de suprafață ale Soarelui. Acest jet va rămâne în sfera gravitațională a Soarelui chiar și după ce steaua părăsește Soarele. Atunci jetul se va condensa și va da naștere planetelor.
Dacă ipoteza lui Jeans ar fi corectă, numărul sistemelor planetare formate în timpul celor zece miliarde de ani de evoluție a acestuia ar putea fi numărat pe de o parte. Dar există de fapt multe sisteme planetare, prin urmare, această ipoteză este insuportabilă. Și nu rezultă de nicăieri că un curent de gaz fierbinte aruncat de la Soare se poate condensa în planete. Astfel, ipoteza cosmologică a lui Jeans s-a dovedit a fi insuportabilă.
Remarcabilul om de știință sovietic O.Yu.Schmidt și-a propus în 1944 teoria despre originea sistemului solar: planeta noastră s-a format din materie capturată dintr-o nebuloasă gaz-praf prin care a trecut cândva Soarele, care chiar și atunci avea un aspect aproape „modern. " aspect. În acest caz, nu au apărut dificultăți cu rotația momentului planetelor, deoarece inițial momentul materiei norului poate fi arbitrar mare. Începând cu 1961, ipoteza a fost dezvoltată de cosmogonistul englez Littleton, care i-a adus îmbunătățiri semnificative. Potrivit ambelor ipoteze, Soarele „aproape modern” se ciocnește cu un obiect cosmic mai mult sau mai puțin „liber”, captând părți din materia sa. Astfel, formarea planetelor este asociată cu procesul de formare a stelelor.
Capitolul II. Teorii despre nașterea și structura Soarelui.
Acum ne vom opri la problema principală a nașterii Soarelui.
Să ne întoarcem în timp, acum aproximativ 7 miliarde de ani. Știința modernă, așa cum spun oamenii de știință, ne permite să ne imaginăm evenimentele care au avut loc atunci cu un grad suficient de probabilitate. Într-un cuvânt, „atârnăm în spațiu și observăm viața uneia dintre nebuloasele gaz-praf, hidrogen-heliu (cu un amestec de elemente grele). Cel care în viitor va da naștere sistemului nostru solar, Soarele, Pământul și tu și cu mine. Nebuloasa este întunecată și opaca, ca fumul. Ca o invizibilitate de rău augur, se strecoară încet pe fundalul unui abis negru, iar contururile sale zdrențuite și neclare pot fi ghicite după cum stelele îndepărtate se estompează treptat și se sting în spatele lui. După ceva timp, vom descoperi că nebuloasa se întoarce încet în jurul centrului său, rotindu-se abia vizibil. Observăm de asemenea că se micșorează treptat, se micșorează, devenind evident mai dens.
Gravitația acționează, colectând particule de nebuloasă spre centru. În același timp, rotația nebuloasei se accelerează. Dacă doriți să înțelegeți mecanica acestui fenomen, amintiți-vă de exemplul pământesc simplu al unui patinator artistic care se învârte pe gheață. Fără să facă vreo împingere suplimentară, își accelerează rotația doar apăsând brațele, deschise anterior în lateral, pe corp. Funcționează „Legea conservării impulsului”. Timpul trece. Nebuloasa se invarte din ce in ce mai repede. Și din aceasta, ia naștere și crește o forță centrifugă, capabilă să lupte cu gravitația. Suntem foarte familiarizați cu forța centrifugă. De exemplu, „funcționează” la orice autobuz atunci când doboară pasagerii în picioare la o viraj bruscă. Lupta dintre două forțe, gravitațională și centrifugă, începe în nebuloasă pe măsură ce rotația acesteia se accelerează. Gravitația comprimă nebuloasa, iar forța centrifugă tinde să o umfle și să o rupă. Dar gravitația trage particulele spre centru din toate părțile în mod egal. Iar forța centrifugă este absentă la „polii” nebuloasei și este cel mai pronunțată la „ecuatorul” acesteia. Prin urmare, la „ecuator” se dovedește a fi mai puternic decât gravitația și umflă nebuloasa în lateral. Nebuloasa, continuând să se rotească din ce în ce mai repede, se aplatizează, transformându-se dintr-o minge într-un „tort” plat, similar unui disc sportiv. Vine un moment în care, la marginile exterioare ale „discului”, forța centrifugă se echilibrează și apoi învinge gravitația. Bucăți din nebuloasă încep să se separe aici. Partea centrală a acesteia continuă să se micșoreze, accelerându-și rotația, iar tot mai multe aglomerații, nori separați de gaz și praf, continuă să se îndepărteze de marginea exterioară.
Și acum nebuloasa a căpătat un aspect complet diferit. În mijloc, un nor imens întunecat, ușor aplatizat, se rotește maiestuos, iar în jurul lui, la distanțe diferite, mici „nori satelit” care s-au despărțit de el plutesc pe orbite circulare situate aproximativ în același plan. Să urmăm norul central. Continuă să se îngroașe. Dar acum o nouă forță începe să lupte cu forța gravitației - forța presiunii gazului. Într-adevăr, tot mai multe particule de materie se acumulează în mijlocul norului. Apare „aglomerarea teribilă” și „zdrobirea incredibilă” de particule. Se repezi, lovind unul pe altul din ce în ce mai tare. În limbajul fizicienilor, temperatura și presiunea cresc în centru. Mai întâi se încălzește acolo, apoi se încălzește. Nu observăm asta din exterior: norul este imens și opac. Căldura nu scapă. Dar ceva s-a întâmplat înăuntru! Norul a încetat să se mai micșoreze. Forța puternică care a crescut din încălzirea presiunii gazului a oprit activitatea gravitației. Se simțea un miros ascuțit de căldură insuportabilă, ca orificiile de ventilație ale unui cuptor deschis brusc! În adâncurile norului negru, nori de flăcări roșii terne care izbucneau în afară au început să fie puțin vizibili. Dar devine din ce în ce mai aproape și mai luminos. Mingea clocotește maiestuos, amestecând focul scăpat al miezului cu ceața neagră a periferiei. Căldura arzătoare ne obligă să ne retragem și mai în spate. Cu toate acestea, gazul fierbinte care iese din exterior a slăbit rezistența la gravitație. Norul a început să se micșoreze din nou. Temperatura din centrul ei a început să crească din nou. A ajuns deja la sute de mii de grade! În aceste condiții, substanța nu poate fi nici măcar gazoasă. Atomii se destramă. Substanța trece în starea de plasmă. Dar plasma - o zdrobire frenetică de nuclee atomice și electroni - nu poate rezista la încălzire la infinit. Când temperatura sa crește peste 10 milioane de grade, pare să se „aprindă”. Impactul particulelor unul împotriva celuilalt devine atât de puternic, încât nucleele atomilor de hidrogen nu mai sar unul de celălalt ca niște mingi, ci se lovesc, se presează unul în celălalt și se contopesc unul cu celălalt. Începe „reacția nucleară”. Pentru fiecare patru nuclee de atomi de hidrogen se formează un nucleu de heliu. Aceasta eliberează o energie enormă. Acest tip de „combustie nucleară” a hidrogenului a început în mingea noastră fierbinte. Acest „foc” nu mai poate fi oprit. Plasma a devenit sălbatică. Presiunea gazului din centru a început să lucreze cu o forță de zece ori. Plasma iese ca aburul dintr-un cazan. Cu o forță monstruoasă, apasă din interior pe straturile exterioare ale mingii și oprește căderea acestora spre centru.
Echilibrul a fost stabilit. Plasma nu reușește să rupă mingea și să-și împrăștie fragmentele în lateral. Dar gravitația nu reușește să rupă presiunea plasmei și să continue să comprima mingea. Mingea, strălucitoare de lumină alb-gălbuie, a intrat într-o scenă stabilă. A devenit vedetă. A devenit Soarele nostru! Acum va fi pentru miliarde de ani, fără să-și schimbe dimensiunea, fără răcire sau supraîncălzire, și va străluci cu o lumină alb-gălbuie la fel de strălucitoare. Până când tot hidrogenul din interior se arde. Și când totul se va transforma în heliu, „suportul” din interiorul Soarelui va dispărea, se va micșora. Acest lucru va face ca temperatura din adâncurile sale să crească din nou. Acum până la sute de milioane de grade. Dar apoi heliul se va „aprinde”, transformându-se în elemente mai grele. Și compresia se va opri din nou.
Folosind materialul din cartea „Literatura științifică populară” de Yu. I. Koptev și S.A. Nikitin, precum și alte surse, am aflat că:
Soarele, corpul central al sistemului solar, este o minge de plasmă fierbinte; Soarele este cea mai apropiată stea de Pământ. Masa Soarelui este de 1,990 "1.030 kã (332958 ori masa Pământului). 99,866% din masa sistemului solar este concentrată în Soare. Paralaxa solară este de 8,794 ". Distanța de la Pământ la Soarele variază de la 1.4710 * 10 11 m. (în ianuarie) până la
1,5210·10]"m. (în iulie), cu o medie de 1,4960·10]"m. Această distanță este considerată a fi o unitate astronomică. Diametrul unghiular mediu al Soarelui este de 1919,26", ceea ce corespunde cu diametrul liniar al Soarelui egal cu 1,392·109 m (de 109 ori diametrul ecuatorului Pământului). Densitatea medie a Soarelui este de 1,41"103 kg/m3. . Accelerația gravitației pe suprafața Soarelui este de 273,98 m/sec 2 . A doua viteză de evacuare pe suprafața Soarelui este de 6,18·10 5 m/sec. Temperatura efectivă a suprafeței solare, determinată conform legii radiației Stefan-Boltzmann, pe baza radiației totale a Soarelui este de 5770K. (Fig.2)
Istoria observațiilor telescopice ale Soarelui începe cu observațiile făcute de G. Galilei în 1611; Au fost descoperite pete solare, a fost determinată perioada de rotație a Soarelui în jurul axei sale. În 1843, astronomul german domnul Schwabe a descoperit ciclicitatea activității solare. Dezvoltarea metodelor de analiză spectrală a făcut posibilă studierea condițiilor fizice de pe Soare. În 1814, J. Fraunhofer a descoperit linii întunecate de absorbție în spectrul Soarelui - aceasta a marcat începutul studiului compoziției chimice a Soarelui. Din 1836, au fost efectuate în mod regulat observații ale eclipselor de soare, precum și ale proeminențelor solare. În 1913, astronomul american J. Hale a observat divizarea Zeeman a liniilor Fraunhofer în spectrul petelor solare și a dovedit astfel existența câmpurilor magnetice pe Soare. Până în 1942, astronomul suedez B. Edlen și alții au identificat mai multe linii din spectrul coroanei solare cu linii de elemente puternic ionizate, dovedind astfel temperatura ridicată a coroanei solare. În 1931, B. Lio a inventat un coronagraf solar, care a făcut posibilă observarea coroanei și cromosferei în afara eclipselor. La începutul anilor 40 ai secolului XX, a fost descoperită emisia radio de la Soare. (Fig.3)
Un impuls semnificativ pentru dezvoltarea fizicii solare în a doua jumătate a secolului XX a fost dezvoltarea hidrodinamicii magnetice și a fizicii plasmei. De la începutul erei spațiale, studiul radiațiilor ultraviolete și de raze X de la Soare a fost efectuat folosind metode de astronomie extra-atmosferică folosind rachete, observatoare orbitale automate pe sateliții Pământului și laboratoare spațiale cu oameni la bord. (fig4)
Rotația Soarelui în jurul axei sale are loc în aceeași direcție ca și rotația Pământului, într-un plan înclinat cu 715" față de planul orbitei Pământului (ecliptică). Viteza de rotație este determinată de mișcarea aparentă a diferitelor părți din atmosfera Soarelui și prin deplasarea liniilor spectrale în spectrul marginii discului Soarelui datorită efectului Doppler. Astfel, s-a descoperit că perioada de rotație a Soarelui nu este aceeași la diferite latitudini.Poziția diferitelor trăsături de pe suprafața Soarelui se determină cu ajutorul coordonatelor heliografice măsurate de la ecuatorul solar (latitudinea heliografică) și de la meridianul central al discului vizibil al Soarelui sau de la vreun meridian ales ca inițial ( așa-numitul meridian Carrington).Se crede că Soarele se rotește ca un corp rigid.Un punct cu o latitudine heliografică de 17 0 face o revoluție față de Pământ în 27.275 zile (perioada sinodică) - 25.38 zile.Rotația cu viteză unghiulară j pentru rotația siderale variază cu latitudinea heliografică w conform legii: w=14,33° - 30 sin 2 j pe zi. Viteza liniară de rotație la ecuatorul Soarelui este de aproximativ 2000 m/sec.
Soarele ca stea este o pitică galbenă tipică și este situată în partea de mijloc a secvenței principale de stele pe diagrama Hertzsprung-Russell. Magnitudinea fotovizuală vizibilă a Soarelui este -26,74, magnitudinea vizuală absolută M y este +4,83. Clasa spectrală a Soarelui este G2V. Viteza de mișcare în raport cu setul de stele cele mai apropiate este de 19,7"103 m/sec. Soarele este situat în interiorul uneia dintre ramurile spiralate ale galaxiei noastre la o distanță de aproximativ 10 kpc de centrul său. Perioada de revoluție a Soarelui în jurul centrului Galaxiei este de aproximativ 200 de milioane de ani. Vârsta Soarelui este de aproximativ 5"109 ani. (Fig.5)
Structura internă a Soarelui este determinată din ipoteza că acesta este un corp simetric sferic și este în echilibru. Ecuația de transfer de energie, legea conservării energiei, ecuația de stare a gazelor ideale, legea Stefan-Boltzmann și condițiile echilibrului hidrostatic, radiativ și convectiv, împreună cu valorile luminozității totale, masei totale și razei. ale Soarelui determinate din observații și date privind compoziția sa chimică, fac posibilă construirea unui model al structurilor interne ale Soarelui. Se crede că conținutul de hidrogen din Soare în masă este de aproximativ 70%, heliu este de aproximativ 27% și conținutul tuturor celorlalte elemente este de aproximativ 2,5%. Pe baza acestor ipoteze, se calculează că temperatura în centrul Soarelui este de 10"106 K, densitatea este de aproximativ 1,5"105 kg/m 3, presiunea este de 3,4 * 10 16, ceea ce este considerat a fi o sursă. de energie care completează pierderile de radiații și menține o temperatură ridicată Soarele sunt reacții nucleare care au loc în adâncurile soarelui. Cantitatea medie de energie produsă în interiorul Soarelui este de 1,92 erg/g/sec. Eliberarea de energie este determinată de reacții nucleare în care hidrogenul este transformat în heliu. Două grupe de reacții termonucleare sunt posibile pe Soare: așa-numitul ciclu proton - proton (hidrogen) și ciclul carbonului (ciclul Bethe). Cel mai probabil pe Soare predomină ciclul proton-proton, constând din trei reacții, în prima dintre care nuclee de deuteriu sunt formate din nuclee de hidrogen (izotop greu al hidrogenului, masa atomică 2); în al doilea dintre nucleele de hidrogen se formează nuclee ale izotopului de heliu cu masa atomică 3, iar, în final, în al treilea dintre ele se formează nuclee ale izotopului de heliu stabil cu masa atomică 4. (Fig. 6)
Transferul de energie din straturile interioare ale Soarelui are loc în principal prin absorbția radiațiilor electromagnetice venite de jos și reemisia ulterioară. Ca urmare a scăderii temperaturii odată cu distanța de la Soare, lungimea de undă a radiației crește treptat, transferând cea mai mare parte a energiei către straturile superioare. Transferul de energie prin mișcarea materiei fierbinți din straturile interioare și a materiei răcite în interior (convenție) joacă un rol semnificativ în straturile relativ superioare care formează zona convectivă a Soarelui, care începe la o adâncime de aproximativ 0,2 raze solare. si are o grosime de circa 108 m. Viteza miscarilor convective creste cu alungirea fata de centrul Soarelui iar in partea exterioara a zonei convective atinge (2---.5)- 103 m/s. În straturile chiar mai înalte (în atmosfera solară), transferul de energie este din nou realizat prin radiație. În straturile superioare ale atmosferei solare (în cromosferă și coroană), o parte din energie este furnizată de unde mecanice și magnetohidrodinamice, care sunt generate în zona convectivă, dar sunt absorbite doar în aceste straturi. Densitatea în atmosfera superioară este foarte scăzută, iar eliminarea necesară a energiei prin radiație și conducție termică este posibilă numai dacă energia cinetică a acestor straturi este suficient de mare. În cele din urmă, în partea superioară a coroanei solare, cea mai mare parte a energiei este transportată de substanțele care se îndepărtează de Soare, așa-numitul vânt solar. Temperatura din fiecare strat este stabilită la un astfel de nivel încât să se realizeze automat un bilanț energetic: cantitatea de energie adusă datorită absorbției tuturor tipurilor de radiații, conductivității termice sau mișcării materiei este egală cu suma tuturor pierderilor de energie. a stratului.
Radiația totală a Soarelui este determinată de iluminarea creată de acesta pe suprafața Pământului - aproximativ 100 de mii de lux când Soarele se află la zenit. În afara atmosferei, la distanța medie a Pământului de Soare, iluminarea este de 127 mii de lux. Intensitatea luminoasă a Soarelui este de 2,84"1027 lumânări. Cantitatea de energie care vine pe minut într-o zonă de 1 cm 2 plasată perpendicular pe razele soarelui în afara atmosferei la distanța medie a Pământului de Soare se numește constantă solară. Puterea radiației totale a Soarelui este de 3,83 "1026 wați, din care aproximativ 2"1017 wați cad pe Pământ, luminozitatea medie a suprafeței Soarelui (când este observată în afara atmosferei Pământului) este de 1,98" 10 9 nits, luminozitatea centrului discului solar este de 2,48"109 nits. Luminozitatea discului solar scade de la centru la margine, iar aceasta scadere depinde de lungimea de unda, astfel incat luminozitatea de la marginea solara discul pentru lumină cu o lungime de undă de 3600A este 0,2 luminozitatea centrului său, iar pentru 5000A - aproximativ 0,3 luminozitatea centrului discului solar.marginea discului solar Luminozitatea scade cu un factor de 100 în mai puțin de o secundă de arc, deci marginea discului solar apare foarte ascuțită.
Compoziția spectrală a luminii emise de Soare, adică distribuția energiei în centrul Soarelui (după luarea în considerare a influenței absorbției în atmosfera terestră și a influenței liniilor Fraunhofer), în termeni generali corespunde distribuția energiei în radiația unui corp negru cu o temperatură de aproximativ 6000K. Cu toate acestea, în anumite părți ale spectrului există abateri vizibile. Energia maximă din spectrul solar corespunde unei lungimi de undă de 4600A. Spectrul Soarelui nu este un spectru continuu, pe care sunt suprapuse peste 20 de mii de linii de absorbție (linii Fraunhofer). Peste 60% dintre ele sunt identificate cu linii spectrale ale elementelor chimice cunoscute prin compararea lungimilor de undă și a intensității relative a liniei de absorbție din spectrul solar cu spectrele de laborator. Emisia liniilor Fraunhofer oferă informații nu numai despre compoziția chimică a atmosferei solare, ci și despre condițiile fizice din acele straturi în care se formează anumite absorbții. Elementul predominant din Soare este hidrogenul. Numărul de atomi de heliu este de 4-5 ori mai mic decât hidrogenul. Numărul de atomi ai tuturor celorlalte elemente combinate este de cel puțin 1000 de ori mai mic decât numărul de atomi de hidrogen. Dintre acestea, cele mai abundente sunt oxigenul, carbonul, azotul, magneziul, fierul și altele. În spectrul Soarelui se mai pot identifica linii aparținând anumitor molecule și radicali liberi:
OH, NH, CH, CO și altele.
Câmpurile magnetice de pe Soare sunt măsurate în principal prin divizarea Zeeman a liniilor de absorbție din spectrul solar. Există mai multe tipuri de câmpuri magnetice pe Soare. Câmpul magnetic total al Soarelui este mic și atinge o putere de 1 din această sau aceea polaritate și se modifică în timp. Acest câmp este strâns legat de câmpul magnetic interplanetar și de structura sa sectorială. Câmpurile magnetice asociate cu activitatea solară pot atinge câteva mii de Oe în petele solare. Structura câmpurilor magnetice din regiunile active este foarte complicată; polii magnetici de polarități diferite se alternează. Există, de asemenea, regiuni magnetice locale cu intensități de câmp de sute de Oe în afara petelor solare. Câmpurile magnetice pătrund atât în cromosferă, cât și în coroana solară. Procesele magnetogasdinamice și plasmatice joacă un rol major asupra Soarelui. La o temperatură de 5000 - 10000K, gazul este suficient de ionizat, conductivitatea lui este ridicată, iar datorită dimensiunii enorme a fenomenelor solare, semnificația interacțiunilor electromecanice și magnetomecanice este foarte mare.
Atmosfera Soarelui este formată din straturi exterioare accesibile observatorilor. Aproape toată radiația solară provine din partea inferioară a atmosferei sale, numită fotosferă. Pe baza ecuațiilor de transfer de energie radiativă, echilibrului termodinamic radiativ și local și fluxul de radiație observat, este posibil să se construiască teoretic un model de distribuție a temperaturii și densității cu adâncimea în fotosferă. Grosimea fotosferei este de aproximativ trei sute de kilometri, densitatea medie a acesteia este de 3·10 kg/m 3. Temperatura din fotosferă scade pe măsură ce ne deplasăm către mai multe straturi exterioare, valoarea sa medie este de aproximativ 6000 K, la limita fotosferei este de aproximativ 4200 K. Presiunea variază de la 2·104 la 102 n/m2. Existența convecției în zona subfotosferică a Soarelui se manifestă prin luminozitatea neuniformă a fotosferei, granulele sale vizibile numite structură de granulație. Granulele sunt pete strălucitoare, mai puțin rotunde. Dimensiunea granulelor este de 150 - 1000 km, durata de viață este de 5 - 10 minute, secțiunea poate fi observată în 20 de minute. Uneori, granulele formează grupuri de până la 30 de mii de kilometri în dimensiune. Granulele sunt mai luminoase decât spațiile intergranulare cu 20%, ceea ce corespunde diferenței de temperatură în medie pe grădină zoologică. Spre deosebire de alte formațiuni de pe suprafața Soarelui, granulația este aceeași la toate latitudinile heliografice și activitatea solară. Vitezele mișcărilor haotice (viteze turbulente) sunt, după diverse definiții, 1 km/s. În fotosferă au fost detectate mișcări cvasiperiodice, oscilatorii în direcția radială. Ele apar pe zone de mii de kilometri cu o perioadă de aproximativ cinci minute și o amplitudine a vitezei de ordinul a 500 m/mai multe perioade, oscilațiile dintr-un loc dat se sting, apoi pot apărea din nou. Observațiile au arătat și existența celulelor în care mișcarea are loc în direcția orizontală de la centrul celulei până la marginile acesteia. Viteza acestor mișcări este de aproximativ 500 m/sec. Dimensiunile celulelor - supergranule - sunt de 30 de mii de kilometri. Poziția supergranulelor coincide cu celulele rețelei cromosferice. La granițele supergranulelor, câmpul magnetic este îmbunătățit. Se presupune că supergranulele reflectă celule convective de aceeași dimensiune la o adâncime de câteva mii de kilometri sub suprafață. Inițial s-a presupus că fotosfera produce doar radiație continuă, iar liniile de absorbție se formează în stratul inversat situat deasupra acesteia. Ulterior s-a constatat că în fotosferă se formează atât un spectru de linie, cât și un spectru continuu. Cu toate acestea, pentru a simplifica calculele matematice atunci când se calculează linii spectrale, conceptul de strat inversător este uneori folosit.
Petele solare și faculele sunt adesea observate în fotosferă. Petele solare sunt formațiuni întunecate, constând de obicei dintr-un miez mai întunecat (umbra) și penumbra înconjurătoare. Diametrele petelor ajung la două sute de mii de kilometri. Uneori, locul este înconjurat de o margine ușoară. Petele foarte mici se numesc pori. Durata de viață a petelor variază de la câteva ore la câteva luni. Spectrul petelor solare conține chiar mai multe linii și benzi de absorbție decât spectrul fotosferei; seamănă cu spectrul unei stele de tip spectral KO. Deplasările liniilor în spectrul petelor din cauza efectului Doppler indică mișcarea materiei în pete - ieșire la niveluri inferioare și aflux la niveluri mai mari, vitezele de mișcare ajung la 3 mii m/sec. comparații ale intensității liniilor și ale spectrului continuu al petelor solare și al fotosferei la 1 mie de grade (4500 K și mai jos). Ca urmare, petele apar întunecate pe fundalul fotosferei, luminozitatea miezului este 0,2 - 0,5 luminozitatea fotosferei, luminozitatea penumbrei este de aproximativ 80% din cea fotosferică. Toate petele solare au un câmp magnetic puternic, atingând o putere de mii de esteri pentru petele solare mari. De obicei, punctele formează grupuri care, în ceea ce privește câmpul magnetic, pot fi unipolare, bipolare și multipolare, adică conținând multe puncte de polarități diferite, adesea unite printr-o penumbră comună. Grupuri de pete solare sunt întotdeauna înconjurate de facule și floculi, proeminențe; erupțiile solare apar uneori în apropierea lor, iar formațiunile sub formă de raze de căști și evantai sunt observate în coroana solară de deasupra lor - toate acestea împreună formează o regiune activă pe Soare. . Numărul mediu anual de pete observate și regiuni active, precum și suprafața medie ocupată de acestea, variază pe o perioadă de aproximativ 11 ani.
Aceasta este o valoare medie, dar durata ciclurilor individuale de activitate solară variază de la 7,5 la 16 ani. Cel mai mare număr de pete vizibile simultan pe suprafața Soarelui variază de mai mult de două ori pentru cicluri diferite. Petele se găsesc în principal în așa-numitele zone regale, extinzându-se de la 5 la 30 0 latitudinea heliografică de ambele părți ale ecuatorului solar. La începutul ciclului de activitate solară, latitudinea locației petelor solare este mai mare, iar la sfârșitul ciclului este mai mică, iar la latitudini mai mari apar pete solare în jurul ciclului. Mai des, se observă grupuri bipolare de pete solare, formate din două pete solare mari - capul și cele ulterioare, având polaritatea magnetică opusă și mai multe mici. Punctele frontale au aceeași polaritate pe tot parcursul ciclului de activitate solară; aceste polarități sunt opuse în emisferele nordice și sudice ale Soarelui. Aparent, petele sunt depresiuni din fotosferă, iar densitatea materiei din ele este mai mică decât densitatea materiei din fotosferă la același nivel.
În regiunile active ale Soarelui se observă facule - formațiuni fotosferice strălucitoare vizibile în lumină albă în principal lângă marginea discului solar. De obicei, erupțiile apar înaintea petelor și persistă un timp după ce dispar. Zona zonelor de flare este de câteva ori mai mare decât zona grupului corespunzător de pete. Numărul de facule de pe discul solar depinde de faza ciclului de activitate solară. Faculele au contrastul maxim (18%) lângă marginea discului solar, dar nu chiar la margine. În centrul discului solar, faculele sunt practic invizibile, contrastul lor este foarte scăzut. Torțele au o structură fibroasă complexă, contrastul lor depinde de lungimea de undă la care se fac observațiile. Temperatura torțelor este cu câteva sute de grade mai mare decât temperatura fotosferei; radiația totală de la un centimetru pătrat depășește radiația fotosferică cu 3%. Aparent, torțele se ridică oarecum deasupra fotosferei. Durata medie a existenței lor este de 15 zile, dar poate ajunge la aproape trei luni.
Deasupra fotosferei se află un strat al atmosferei Soarelui numit cromosferă. Fără telescoape speciale, cromosfera este vizibilă numai în timpul eclipselor totale de soare ca un inel roz care înconjoară un disc întunecat în acele minute în care Luna acoperă complet fotosfera. Apoi se poate observa spectrul cromosferei. La marginea discului solar, cromosfera apare observatorului ca o bandă neuniformă din care ies dinții individuali ai spiculelor cromosferice. Diametrul spiculelor este de 200 de kilometri, înălțimea este de aproximativ 10.000 de kilometri, rata de creștere a plasmei în spicule este de până la 30 km/sec. Există până la 250 de mii de spicule pe Soare în același timp. Când este observată în lumină monocromatică, o rețea cromosferică strălucitoare este vizibilă pe discul solar, constând din noduli individuali - mici, cu un diametru de până la 1000 km și mari, cu un diametru de 2000 până la 8000 km. Nodulii mari sunt grupuri de mici. Dimensiunile celulelor grilei sunt de 30 de mii de kilometri. Se crede că spiculele se formează la limitele celulelor rețelei cromosferice. Densitatea în cromosferă scade odată cu creșterea distanței față de centrul Soarelui. Numărul de atomi dintr-un centimetru cub variază de la 10 15 în apropierea fotosferei până la 10 9 în partea superioară a cromosferei. Un studiu al spectrelor cromosferei a condus la concluzia că în stratul în care are loc trecerea de la fotosferă la cromosferă, temperatura trece printr-un minim și, pe măsură ce înălțimea deasupra bazei cromosferei crește, aceasta devine egală cu 8 mii Kelvin, iar la o altitudine de câteva mii de kilometri ajunge la 15 mii Kelvin. S-a stabilit că în cromosferă are loc o mişcare haotică a maselor de gaze la viteze de până la 15·10 3 m/sec. În cromosferă, în regiunile active sunt vizibile formațiuni ușoare, numite de obicei floculi. În linia roșie a spectrului hidrogenului sunt vizibile formațiuni întunecate numite filamente. La marginea discului solar, filamentele ies dincolo de disc și sunt observate pe cer ca proeminențe strălucitoare. Cel mai adesea, filamentele și proeminențele se găsesc în patru zone situate simetric față de ecuatorul solar: zone polare la nord de +40 0 și la sud de latitudine heliografică -40 0 și zone de latitudine joasă în jurul 30 0 la începutul ciclului de activitate solară. şi 17 0 la sfârşitul ciclului. Filamentele și proeminențele zonelor de latitudine joasă arată un ciclu de 11 ani bine definit, maximul lor coincide cu maximul petelor solare. În proeminențe de latitudini mari, dependența de fazele ciclurilor de activitate solară este mai puțin pronunțată; maximul are loc la doi ani după maximul petelor. Filamentele, care sunt proeminențe liniștite, pot atinge lungimea razei solare și există pentru mai multe rotații ale Soarelui. Înălțimea medie a proeminențelor deasupra suprafeței Soarelui este de 30 de mii de kilometri, lungimea medie este de 200 de mii de kilometri, iar lățimea este de 5 mii de kilometri. Conform cercetărilor lui A.B.Severny, toate proeminențele pot fi împărțite în 3 grupe în funcție de natura mișcării lor: electromagnetice, în care mișcările au loc de-a lungul traiectoriilor curbe ordonate - linii de câmp magnetic; haotică, în care predomină mișcările turbulente dezordonate (viteze de ordinul a 10 km/sec); eruptivă, în care substanța proeminenței inițiale liniștite cu mișcări haotice este aruncată brusc cu viteza crescândă (atingând 700 km/sec) departe de Soare. Temperatura în proeminențe (filamente) este de 5 mii Kelvin, densitatea este apropiată de densitatea medie a cromosferei. Filamentele, care sunt active, se schimbă rapid proeminențe, de obicei se schimbă dramatic pe o perioadă de ore sau chiar minute. Forma și natura mișcărilor în proeminențe sunt strâns legate de câmpul magnetic din cromosferă și coroana solară.
Corona solară este partea cea mai exterioară și mai slabă a atmosferei solare, extinzându-se pe mai multe (mai) raze solare. Până în 1931, corona a putut fi observată doar în timpul eclipselor totale de soare sub forma unei străluciri argintii-perlate în jurul Soarelui ascuns de Lună. Detaliile structurii sale ies clar în coroană: căști, evantai, raze coronare și perii polare. După inventarea coronagrafului, corona solară a început să fie observată în afara eclipselor. Forma generală a coroanei se modifică odată cu faza ciclului de activitate solară: în anii de minim corona este puternic alungită de-a lungul ecuatorului, în anii de maxim este aproape sferică. În lumină albă, luminozitatea suprafeței coroanei solare este de un milion de ori mai mică decât luminozitatea centrului discului solar. Strălucirea sa se formează în principal ca urmare a împrăștierii radiației fotosferice de către electronii liberi. Aproape toți atomii din coroană sunt ionizați. Concentrația de ioni și electroni liberi la baza coroanei este de 109 particule pe 1 cm3. Corona este încălzită în mod similar cu cromosfera. Cea mai mare eliberare de energie are loc în partea inferioară a coroanei, dar datorită conductivității termice ridicate, corona este aproape izotermă - temperatura scade foarte lent spre exterior. Fluxul de energie în coroană are loc în mai multe moduri. În partea inferioară a coroanei, rolul principal este jucat de transferul de energie în jos datorită conductivității termice. Pierderea de energie este cauzată de plecarea celor mai rapide particule din coroană. În părțile exterioare ale coroanei, cea mai mare parte a energiei este transportată de vântul solar - un flux de gaz coronal, a cărui viteză crește odată cu distanța de la Soare de la câțiva km/sec la suprafața sa la 450 km/sec la 450 km/sec. distanta Pamantului. Temperatura în coroană depășește 10 6 K. În straturile active ale coroanei, temperatura este mai mare - până la 10 7 K. Așa-numitele condensări coronale se pot forma deasupra regiunilor active, în care concentrația de particule crește cu zeci de ori. O parte din radiația din interiorul coroanei sunt liniile de emisie ale atomilor ionizați multipli de fier, calciu, magneziu, carbon, sulf și alte elemente chimice. Ele sunt observate atât în partea vizibilă a spectrului, cât și în regiunea ultravioletă. Corona solară generează emisii radio solare în intervalul contorului și emisii de raze X, care sunt amplificate de multe ori în regiunile active. După cum au arătat calculele, corona solară nu este în echilibru cu mediul interplanetar. Fluxuri de particule se propagă din coroană în spațiul interplanetar, formând vântul solar. Între cromosferă și coroană există un strat de tranziție relativ subțire, în care are loc o creștere bruscă a temperaturii la valorile caracteristice coroanei. Condițiile din acesta sunt determinate de fluxul de energie din coroană ca urmare a conductivității termice. Stratul de tranziție este sursa majorității radiațiilor ultraviolete ale soarelui. Cromosfera, stratul de tranziție și corona produc toate emisiile radio observabile de la Soare. În regiunile active, structura cromosferei, a coroanei și a stratului de tranziție se modifică. Această schimbare, însă, nu este încă bine înțeleasă.(3]
În regiunile active ale cromosferei, se observă creșteri bruște și relativ scurte ale luminozității, vizibile în multe linii spectrale simultan. Aceste formațiuni luminoase durează de la câteva minute la câteva ore. Ele sunt numite erupții solare (cunoscute anterior ca erupții cromosferice). Blițurile se văd cel mai bine în lumina liniei de hidrogen, dar cele mai strălucitoare sunt uneori vizibile în lumină albă. În spectrul unei erupții solare există câteva sute de linii de emisie ale diferitelor elemente, neutre și ionizate. Temperatura acelor straturi ale atmosferei solare care produc strălucire în liniile cromosferice este (1 -) · 10 4 K, în straturile superioare - până la 10 7 K. Densitatea particulelor într-o erupție ajunge la 10 13 - 10 14 Într-unul. centimetru cub. Suprafața erupțiilor solare poate ajunge la 10 15 m2. De obicei, erupțiile solare apar în apropierea grupurilor de pete solare care se dezvoltă rapid, cu un câmp magnetic de configurație complexă. Ele sunt însoțite de activarea fibrelor și a floculilor, precum și de emisii de substanțe. În timpul unei fulgerări, o cantitate mare de energie este eliberată (până la 10 21 - 10 25 jouli). Se presupune că energia unei erupții solare este inițial stocată în câmpul magnetic și apoi eliberată rapid, ceea ce duce la încălzirea locală și accelerarea protonilor și electronilor, provocând încălzirea suplimentară a gazului, strălucirea acestuia în diferite părți ale radiației electromagnetice. spectrul și formarea unei unde de șoc. Erupțiile solare produc o creștere semnificativă a radiațiilor ultraviolete de la Soare și sunt însoțite de explozii de radiații X (uneori foarte puternice), explozii de emisii radio și eliberarea de corpusculi de înaltă energie de până la 10 10 eV. Uneori, emisiile de raze X sunt observate fără a crește strălucirea în cromosferă. Unele erupții (numite erupții de protoni) sunt însoțite de fluxuri deosebit de puternice de particule energetice din razele cosmice de origine solară. Ecranele de protoni creează un pericol pentru astronauți în zbor, deoarece particulele energetice, ciocnind cu atomii din carcasa navei, generează radiații X și gamma, uneori în doze periculoase.
Capitolul PI. Ciclul de un an al activității solare și cauzele acesteia
Nivelul activității solare (numărul de regiuni active și de pete solare, numărul și puterea erupțiilor solare etc.) se modifică cu o perioadă de aproximativ 11 ani. Există, de asemenea, fluctuații slabe ale mărimii maximelor ciclului de 11 ani cu o perioadă de aproximativ 90 de ani. Pe pământ, un ciclu de 11 ani poate fi urmărit într-o serie de fenomene de natură organică și anorganică (tulburări ale câmpului magnetic, aurore, perturbări ionosferice, modificări ale ritmului de creștere a arborilor cu o perioadă de aproximativ 11 ani, stabilite prin alternarea grosimilor inelelor anuale etc.). Procesele pământești sunt, de asemenea, influențate activ de regiunile active individuale ale Soarelui și de erupțiile pe termen scurt, dar uneori foarte puternice care apar în ele. Durata de viață a unei regiuni magnetice separate de pe Soare poate ajunge la un an. Perturbațiile în magnetosferă și atmosfera superioară a Pământului cauzate de această regiune se repetă după 27 de zile (cu perioada de rotație a Soarelui observată de pe Pământ). Cele mai puternice manifestări apar neregulat (de obicei în apropierea perioadelor de maximă activitate), durata lor este de 5 minute, rareori de câteva ore. Energia unei erupții cromosferice poate ajunge la 1025 jouli; din energia eliberată în timpul unei erupții, doar 1% este radiație electromagnetică în domeniul optic. În comparație cu radiația totală a Soarelui în domeniul optic, energia erupției nu este mare, dar radiația cu undă scurtă a erupției și electronii generați în timpul erupțiilor și, uneori, razele cosmice solare, pot aduce o contribuție notabilă la X. -raza si radiatia corpusculara a Soarelui. În perioadele de creștere a activității solare, emisia sa de raze X crește în intervalul de 30 nm de două ori, în intervalul de 10 nm de 3 ori, în intervalul 1 - 0,2 nm de mai mult de o sută de ori. Pe măsură ce lungimea de undă a radiației scade, contribuția regiunilor active la radiația totală a Soarelui crește, iar în ultimul dintre intervalele indicate, aproape toată radiația se datorează regiunilor active. Raze X dure cu o lungime de undă mai mică de 0,2 nm apar în spectrul solar doar pentru o perioadă scurtă de timp după erupții.
În domeniul ultravioletei (lungime de undă 180 nm), radiația solară se modifică cu doar 1% pe parcursul unui ciclu de 11 ani, iar în intervalul de 290 nm rămâne aproape constantă și se ridică la 3,6. 10 26 wați.
Constanța energiei primite de Pământ de la Soare asigură echilibrul termic staționar al Pământului. Activitatea solară nu afectează în mod semnificativ energia Pământului ca planetă, dar componentele individuale ale erupțiilor cromosferice pot avea un impact semnificativ asupra multor procese fizice, biofizice și biochimice de pe Pământ.
Regiunile active sunt o sursă puternică de radiații corpusculare. Particulele cu energii de aproximativ 1 keV (în principal protoni) care se propagă de-a lungul liniilor câmpului magnetic interplanetar din regiunile active sporesc vântul solar. Aceste creșteri (rafale) ale vântului solar se repetă după 27 de zile și se numesc recurente. Fluxuri similare, dar cu energie și densitate și mai mari, apar în timpul erupțiilor. Acestea provoacă așa-numitele perturbări sporadice ale vântului solar și ajung pe Pământ în intervale de timp de la 8 ore la 2 zile. Protoni de înaltă energie (de la 100 MeV la 1 GeV) din erupții „protoni” foarte puternice și electroni cu o energie de 10 keV, care fac parte din razele cosmice solare, vin pe Pământ la zeci de minute după erupții; Ceva mai târziu vin cei care au căzut în „capcanele” câmpului magnetic interplanetar și s-au deplasat odată cu vântul solar. Radiațiile cu unde scurte și razele cosmice solare (la latitudini mari) ionizează atmosfera pământului, ceea ce duce la fluctuații ale transparenței acesteia în intervalele ultraviolete și infraroșii, precum și la modificări ale condițiilor de propagare a undelor radio scurte (în unele cazuri). , se observă întreruperi ale comunicațiilor radio).
Întărirea vântului solar cauzată de erupție duce la comprimarea magnetosferei Pământului pe partea solară, creșterea curenților la limita sa exterioară, pătrunderea parțială a particulelor de vânt solar adânc în magnetosferă, completarea particulelor de mare energie în radiația Pământului. curele etc. Aceste procese sunt însoțite de fluctuații ale intensității câmpului geomagnetic (furtună magnetică), aurore și alte fenomene geofizice care reflectă perturbarea generală a câmpului magnetic terestru. Impactul proceselor active asupra Soarelui (furtuni solare) asupra fenomenelor geofizice se realizează atât prin radiația de unde scurte, cât și prin câmpul magnetic al Pământului. Aparent, acești factori sunt cei mai importanți pentru procesele fizico-chimice și biologice. Nu a fost încă posibil să se urmărească întregul lanț de conexiuni care duc la periodicitatea de 11 ani a multor procese de pe Pământ, dar materialul faptic extins acumulat nu lasă nicio îndoială cu privire la existența unor astfel de conexiuni. Astfel, s-a stabilit o corelație între ciclul de 11 ani al activității solare și cutremure, recoltele agricole, numărul de boli cardiovasculare etc. Aceste date indică acțiunea constantă a conexiunilor solar-terestre.
Folosind datele de la Observatorul Astronomic din Tbilisi, am încercat să construim o imagine vizuală a modificărilor activității solare în timpul perioadei. din 1655 până în 1944 si am aflat ca:
Observațiile Soarelui sunt efectuate folosind refractoare mici sau mijlocii și telescoape reflectorizante mari, în care majoritatea opticii sunt staționare, iar razele soarelui sunt direcționate către montura orizontală sau turn a telescopului folosind una sau două oglinzi mobile. A fost creat un tip special de telescop solar - un coronagraf în afara eclipsei. În interiorul coronagrafului, Soarele este întunecat cu un ecran opac special. Într-un coronagraf, cantitatea de lumină împrăștiată este redusă de multe ori, astfel încât straturile cele mai exterioare ale atmosferei Soarelui pot fi observate în afara unei eclipse. Telescoapele solare sunt adesea echipate cu filtre cu bandă îngustă care permit observații în lumina unei singure linii spectrale. Au fost create și filtre de densitate neutră cu transparență radială variabilă, făcând posibilă observarea coroanei solare la o distanță de mai multe raze solare. De obicei, telescoapele solare mari sunt echipate cu spectrografe puternice cu înregistrarea fotografică sau fotoelectrică a spectrelor. Spectrograful poate avea, de asemenea, un magnetograf - un dispozitiv pentru studierea diviziunii Zeeman și a polarizării liniilor spectrale și pentru a determina mărimea și direcția câmpului magnetic de pe Soare. Necesitatea de a elimina efectul de spălare al atmosferei Pământului, precum și studiile radiației solare în ultraviolete, infraroșii și în alte regiuni ale spectrului care sunt absorbite în atmosfera Pământului, au condus la crearea observatoarelor orbitale în afara atmosferei. , făcând posibilă obținerea de spectre ale Soarelui și formațiunilor individuale de pe suprafața sa în afara atmosferei Pământului .
Din când în când apar în atmosfera solară zone active, al cărui număr se modifică regulat cu un ciclu în medie de aproximativ 11 ani.
Apariția unei regiuni active este indicată de pete solare, observate în fotosferă. Apar sub formă de mici puncte negre - pori. În câteva zile, porii se transformă în formațiuni mari întunecate. De obicei, pata este inconjurata de o penumbra mai putin inchisa, formata din vene alungite radial. Pata pare a fi o „găuri” pe suprafața Soarelui, dar este atât de mare încât poți arunca cu ușurință o „minge” de dimensiunea Pământului în el.
Dacă observi Soarele zi după zi, atunci prin mișcarea petelor poți fi sigur că se rotește în jurul axei sale și după aproximativ 27 de zile unul sau altul se întoarce aproape în același loc pe discul solar. La diferite latitudini viteza de rotație a Soarelui este diferită; lângă ecuator rotația este mai rapidă, iar la poli este mai lentă.
Înainte de apariția petelor, o regiune apare într-o zonă mică a fotosferei - torță, cel mai bine observat la marginea discului solar. Torțele sunt cu câteva sute de Kelvin mai fierbinți decât fotosfera. Atmosfera de deasupra torțelor este, de asemenea, mai fierbinte și mai densă. Petele sunt întotdeauna înconjurate de facule, care sunt aproape invizibile în partea centrală a discului solar. Pe măsură ce penarul crește în regiunea activă, câmpul magnetic se intensifică treptat, în special într-o zonă mică unde se poate forma ulterior o pată. Petele au un câmp magnetic puternic care oprește orice mișcare a gazului ionizat. Prin urmare, în zona petelor solare de sub fotosferă, convecția normală se oprește și, astfel, transferul suplimentar de energie din straturile mai profunde către exterior se oprește. Temperatura locului se dovedește a fi cu aproximativ 1000K mai mică decât fotosfera din jur, față de care pare întunecată. Aspectul torței se explică și printr-un câmp magnetic, dar doar unul mai slab. Când nu poate opri convecția, este inhibată doar natura aleatorie a mișcărilor jeturilor de gaz în creștere în zona convectivă. Prin urmare, într-un penaj, gazele fierbinți se ridică mai ușor din adâncime și o fac mai strălucitoare decât fotosfera din jur.
Dimensiunile și amplasarea regiunii active a petelor solare și a faculelor sunt strâns legate de zona convectivă: umbra unui spot individual acoperă una sau mai multe celule ale nivelului intermediar al zonei convective, situate, de regulă, la noduri. (locuri de intersecție a granițelor) celulelor gigantice ale nivelului cel mai adânc. De obicei, petele apar în grupuri întregi, din care Două Cele mai mari puncte sunt unul pe estul și celălalt pe marginea vestică a grupului, având polaritatea opusă câmpului magnetic. Se numesc astfel de grupuri de pete bipolar. Regiunea ocupată de întregul grup bipolar coincide ca mărime cu celula gigantică a zonei convective.
Multe fenomene foarte interesante sunt observate în cromosferă și coroană deasupra regiunii active.
Acestea includ erupții cromosferice și proeminențe (Fig. 9).
Clipește- unul dintre cele mai rapide procese de pe Soare. Ele încep de obicei cu faptul că în câteva minute luminozitatea la un moment dat din regiunea activă, în special în razele emise de atomii de hidrogen și ionii de calciu, crește foarte mult. Au existat erupții foarte puternice, care erau mai strălucitoare decât fotosfera orbitoare. După aprindere timp de câteva zeci de minute, strălucirea slăbește treptat, până la starea inițială. Erupțiile apar din cauza modificărilor speciale ale câmpurilor magnetice, ducând la o comprimare bruscă a substanței cromosferei.(Fig. 10) Are loc ceva similar cu o explozie și se formează un flux direcționat de particule încărcate foarte rapid și raze cosmice. Acest flux, care trece prin coroană, poartă cu el particule de plasmă; particulele vibrează și emit unde radio.
Suprafața mică ocupată de erupție (doar câteva sute de mii de kilometri pătrați) creează radiații foarte puternice. Se compune din raze X, raze ultraviolete și vizibile, unde radio, particule rapide (corpuscule) care se mișcă cu viteze de mii de kilometri pe secundă și raze cosmice. Toate aceste tipuri de radiații au un impact puternic asupra atmosferei pământului, în special asupra straturilor sale superioare.
Ultravioletele și razele X sunt primele care ajung pe Pământ, în primul rând în straturile superioare, ionizate, ale atmosferei sale - ionosfera. Propagarea undelor radio și audibilitatea transmisiilor radio depind de starea ionosferei terestre. Sub influența ultravioletelor solare și a razelor X, ionizarea ionosferei crește. În straturile sale inferioare, undele radio scurte încep să fie puternic absorbite. Din această cauză, audibilitatea transmisiilor radio pe unde scurte se estompează. În același timp, ionosfera dobândește capacitatea de a reflecta mai bine undele radio lungi. Prin urmare, în timpul unei erupții solare, poate fi detectată o creștere bruscă a audibilității unei stații de radio cu unde lungi la distanță.
Fluxul de particule - corpusculi - ajunge pe Pământ la aproximativ o zi după ce a avut loc erupția asupra Soarelui. „Străpund” coroana solară, fluxul corpuscular își trage materia în raze lungi caracteristice structurilor sale.
În apropierea Pământului, fluxul de corpusculi se întâlnește cu câmpul magnetic al Pământului, care nu permite trecerea particulelor încărcate. Cu toate acestea, este dificil să opriți particulele care se mișcă cu viteză mare. Ei trec prin bariera și, parcă, apăsează liniile magnetice de forță care înconjoară globul. Acest lucru determină o așa-numită furtună magnetică pe pământ, care constă în schimbări rapide și neregulate ale câmpului magnetic. În timpul furtunilor magnetice, acul busolei oscilează neregulat, făcându-l imposibil de utilizat.
Apropiindu-se de Pământ, un flux de particule solare izbucnește în straturile de particule încărcate foarte rapid din jurul Pământului, formând centuri de radiații. După ce trec prin aceste centuri, unele particule solare pătrund mai adânc în straturile superioare ale atmosferei și provoacă străluciri de aer foarte frumoase - aurore.
Astfel, erupțiile solare duc la consecințe importante și sunt strâns legate de diferite fenomene care au loc pe Pământ. Fenomene interesante apar și în coroana deasupra regiunii active. Uneori, materialul coroanei începe să strălucească puternic și puteți vedea cum fluxurile sale se repezi în cromosferă. Acesti nori gigantici de gaze fierbinti, lungi de zeci de mii de kilometri, sunt numiti proeminențe.( Fig.9 ) Proeminențe Ei uimesc prin varietatea lor de forme, structura bogată, mișcările complexe ale nodurilor individuale și schimbările bruște, care sunt urmate de perioade lungi de existență liniștită. Proeminențele sunt mai dense și mai reci decât coroana înconjurătoare și au aceeași temperatură ca și cromosfera. Apariția și mișcarea proeminențelor este influențată de câmpurile magnetice. Aparent, aceste câmpuri sunt cauza principală a tuturor fenomenelor active care au loc în atmosfera solară.
Ciclicitatea activității solare este asociată cu câmpurile magnetice. Este ușor de observat dacă numărați petele de pe Soare zi după zi. La începutul ciclului nu există sau aproape deloc pete. Această eră se numește minim. Apoi petele apar departe de ecuatorul solar. Treptat, numărul lor, precum și numărul de grupuri bipolare, crește, iar petele apar din ce în ce mai aproape de ecuator. Dupa 3-4 ani vine maxim pete solare, caracterizate prin cel mai mare număr de formațiuni active de pe Soare. Apoi activitatea solară scade și după aproximativ 11 ani vin la minim.
De-a lungul întregului ciclu de activitate solară, se menține aceeași secvență de polaritate a grupurilor bipolare și este opusă în emisferele nordice și sudice ale Soarelui. Deci, de exemplu, dacă în emisfera nordică pe parcursul întregului ciclu toate petele vestice ale grupurilor (numite conducătoare) au polaritate nordică, atunci petele estice (coada) au polaritate sudică. În emisfera sudică este invers. În următorul ciclu, secvența polarităților se schimbă în mod necesar în sens invers.
Periodicitatea activității solare rămâne încă un mister fascinant al Soarelui.
Abia în ultimii ani a fost posibil să ne apropiem de rezolvare. Aparent, este asociat cu interacțiunea complexă a materiei ionizate a Soarelui și câmpul său magnetic general. Rezultatul acestei interacțiuni este o creștere periodică a câmpurilor magnetice, ceea ce duce la apariția petelor solare și a altor formațiuni active.
Soarele este una dintre nenumăratele stele, autoluminoase, bile fierbinți de gaz. Prin urmare, studiind Soarele, aflăm despre procese care trebuie să aibă loc și pe multe alte stele, care, din cauza îndepărtării lor, nu sunt încă accesibile unui astfel de studiu detaliat.
Capitolul IV. Partea experimentală.
Studiind comportamentul Soarelui în ultimii ani și legând prezența petelor solare cu ciclul de unsprezece ani al activității solare, am calculat aria uneia dintre petele solare. Calculul necesită date suplimentare privind unghiul de poziție și latitudinea discului solar central.
Pentru a utiliza grila ortografică, este necesar să se cunoască unghiul de poziție β și latitudinea geometrică β în jurul centrului discului solar. Aceste date sunt disponibile în anuarul calendaristic astronomic.
Unghiul de poziție P, măsurat din punctul central, este acest unghi care determină poziția proiecției.
Să calculăm aria petelor: α n = 0,2 mm
D s = 12800 km.
R s = 109 R s
R = 6400 km
R = cu imaginea 5cm
R n = 0,1 mm (imagine)
R s – R s (imagine)
R n – R n (imagine)
R= R Cu * R P de la - 109 * Rз * 0,1 = 109 * 6400 =1395,2 km
n,
R sizobr 50 500
Rn = 0,218 Rz
Acest punct are de 20 de ori raza Pământului
S= pR2 = z, 14(0,22Rz )2=0,222(3,14·R 2 s) =0,22 2·S з =0,05·S з Sn=0,05·3,14·6400 2 =643·10 4 (KM 2)
Acum să determinăm activitatea solară. A fost determinată din 1748 de numărul de pete. Wolf a introdus un număr pentru a determina punctele, care se numește numărul Wolf:
W=K(f + 10q)
K este un număr care caracterizează capacitatea telescopului f este numărul de puncte; q este numărul de grupuri de pete.
q=2 W=7+ 10 2=27 f =7
Vârf≈200 de puncte
Pentru a determina petele solare ținând cont de numărul de lup din 1940 până în 2005. am construit un grafic.[l]
Graficul prezintă maximele și minimele observate după unsprezece ani. În 2005 numărul de pete solare datorate activității solare ridicate ar trebui să atingă un vârf de aproximativ 200 de pete solare.
Analizând datele de laborator, am construit un grafic al petelor solare ținând cont de numărul Wolf din 1850-1940. Și un grafic care arată epoca ciclului minim de activitate solară a ciclului de 80-90 de ani pentru anii 1632-1947 conform lui Ginzburg.
Concluzie.
Cercetarea în acest domeniu a astrofizicii este foarte importantă.
În primul rând, a fost descoperit experimental fenomenul de modulare a razelor cosmice de către soare, care nu a fost prezis de teorie. În al doilea rând, studiile ciclului de 11 ani al activității solare sunt asociate cu erupțiile solare și diverse fenomene care au loc pe Pământ. Aceste studii fac posibilă analizarea fenomenelor de încălzire pe Pământ și de scădere a temperaturilor cu o anumită periodicitate. Pe baza acestor studii, se poate presupune că încălzirea planetei este asociată cu o perioadă de creștere a activității solare. În ultimii 2 ani, am observat o scădere treptată a activității solare; încălzirea pe Pământ va fi semnificativ mai mică decât în anii precedenți, când Soarele era la apogeu.
Astfel, capacitățile astrofizicii experimentale sunt foarte importante atât pentru cercetarea și studiul unor fenomene puternice unice, cât și pentru istoria radiațiilor a sistemului solar și a galaxiei în ansamblu.
Lista literaturii folosite
1. Ginzburg V.L., Syrovsky S.I., „Originea razelor cosmice și a variațiilor solare” // Moscova, 1963.
2. Ginzburg V.L., „Studiul ciclului de 11 ani al activității solare” // Moscova, 1968.
Dorman L.I. „Variațiile razelor cosmice și explorarea spațiului” // Moscova, 1969. 4. Dorman L.I., Miroshnichenko L.I. „Raze cosmice solare” // Moscova, 1968.
5. Dorman L.I., Smirnov V.S., Tyasto M.I. „Raze cosmice în câmpul magnetic al Pământului” // Moscova, 1971.
Koptev Yu.I., Nikitin S.A. Colectie. Literatură științifică populară // Moscova, 1987.
Klimishin I.A. „Astronomia zilelor noastre” // Moscova, 1976.
