Graf 11-ročného cyklu slnečnej aktivity. Prečo sa Slnko stalo nezvyčajne „tichým“? Kolaps kultúr a civilizácií

>Slnečný cyklus

Preskúmajte slnečný cyklus: popis cyklu slnečnej aktivity, priemerný čas, 11-ročné obdobie Slnka, úloha Galilea, štúdium slnečných škvŕn, hviezdny graf.

Slnečný cyklus- ide o komplex rôznych druhov javov, ktoré sa vyskytujú v slnečnej atmosfére a pokrývajú pomerne veľké oblasti s priemerom viac ako niekoľko tisíc kilometrov a vyznačujú sa pomerne veľkými zmenami v priebehu času vo fyzikálnych vlastnostiach zodpovedajúcich vrstiev Slnka atmosféru. Slnečná aktivita je súbor fyzikálnych javov, ktoré sú sprevádzané zmenami rôznych parametrov slnečnej aktivity a sú zaznamenávané pomocou rôznych pozorovacích prostriedkov.

Zvláštnosťou činnosti Slnka je prítomnosť cyklov, predovšetkým jedenásťročných, hoci vo všeobecnosti majú veľmi široký rozsah - od niekoľkých minút po mnoho storočí. Počas mnohých rokov zmien slnečnej aktivity sa pozoruje 11-ročná cyklickosť, hoci existujú aj odchýlky od priemerného trvania cyklu. Napríklad trvanie posledných 15 cyklov sa pohybovalo od 7 do 17 rokov. Teraz sa 11-ročný, 22-ročný (alebo dvojnásobný), 30-40-ročný (alebo Brickner), 80-90-ročný (storočie), 500-ročný a 1800-1900-ročný cyklus slnečnej aktivity nazývajú spoľahlivo zavedené. .

V roku 1610 sa Galileo Galilei stal prvým človekom v Európe, ktorý začal pozorovať pomocou svojho teleskopu, čím začal pravidelné pozorovania slnečných cyklov, ktoré trvajú už viac ako štyristo rokov. O 130 rokov neskôr, v roku 1749, začalo jedno z najstarších európskych observatórií v meste Zürich (Švajčiarsko) s každodenným pozorovaním škvŕn. Spočiatku ich jednoducho spočítali a načrtli a neskôr začali fotografovať povrch Slnka. K dnešnému dňu obrovské množstvo solárnych staníc neustále monitoruje a zaznamenáva všetky zmeny na slnečnom povrchu.

Slnečný cyklus je často určený počtom slnečných škvŕn na slnko, ktorého hlavnou charakteristikou je špeciálny index nazývaný Wolfovo číslo. Na výpočet tohto indexu je potrebné vykonať niekoľko operácií. Najprv musíte spočítať počet skupín slnečných škvŕn, potom toto číslo vynásobiť 10 a pripočítať k nemu počet jednotlivých slnečných škvŕn. Číslo 10 je koeficient, ktorý približne zodpovedá priemernému počtu škvŕn v rámci jednej skupiny; Takýto algoritmus umožňuje pomerne presne určiť počet slnečných škvŕn aj v prípadoch, keď nepriaznivé pozorovacie podmienky bránia priamemu spočítaniu všetkých malých slnečných škvŕn. Ak analyzujeme výsledky takýchto výpočtov počas dlhého časového obdobia (od roku 1749), je zrejmé, že počet slnečných škvŕn sa periodicky mení, čím sa vytvára cyklus slnečnej aktivity, ktorého obdobie je približne 11 rokov.

Stojí za zmienku, že teraz existujú najmenej 2 organizácie, ktoré monitorujú slnečný cyklus a počítajú počet slnečných škvŕn nezávisle od seba. Prvou organizáciou je belgické Sunspot Index Data Center, ktoré určuje tzv. Medzinárodné číslo slnečných škvŕn. Okrem toho sa na počítaní slnečných škvŕn podieľa aj americký Národný úrad pre oceán a atmosféru. Počet slnečných škvŕn určený touto organizáciou sa nazýva číslo slnečných škvŕn NOAA.

Niektoré z prvých pozorovaní slnečných škvŕn koncom 17. storočia ukázali, že Slnko v tom čase prechádzalo obdobím nezvyčajne nízkej aktivity. Podľa odborníkov toto obdobie trvalo od roku 1645 do roku 1715. Vtedajšie pozorovania sa neuskutočňovali tak podrobne ako moderné, no napriek tomu sa fakt prechodu cyklu slnečnej aktivity cez extrémne hlboké minimum považuje za spoľahlivo preukázaný. Toto obdobie zodpovedá jedinečnej klimatickej etape v histórii planéty, ktorá sa nazýva „malá doba ľadová“. Jedným z hlavných znakov tohto obdobia je zamŕzanie riek v nízkych zemepisných šírkach a nezvyčajne dlhá, často celoročná snehová pokrývka v oblastiach s miernym podnebím. Vedci nevylučujú, že podobné, či dokonca dlhšie obdobia extrémne nízkej slnečnej aktivity mohli nastať aj v dávnej minulosti, čím výrazne ovplyvnili klímu Zeme v rôznych geologických a historických obdobiach.

V roku 1874 sa začali pozorovania slnečných škvŕn na hviezde v Anglicku na Kráľovskom observatóriu v Greenwichi. Tieto pozorovania zohľadňovali nielen počet škvŕn, ale určovali aj ich veľkosti, ako aj ich polohu na slnečnom disku. Tieto informácie umožnili zistiť, že škvrny na slnečnom povrchu sú rozmiestnené nerovnomerne, ale vznikajú hlavne v rámci dvoch pásov, z ktorých jeden sa nachádza severne a druhý južne od rovníka Slnka. Vzdialenosť medzi týmito pásmi slnečných škvŕn sa mení v závislosti od slnečného cyklu. Na samom začiatku cyklu sa slnečné škvrny objavujú vo vysokých zemepisných šírkach, t.j. vo veľkej vzdialenosti od slnečného rovníka, a potom sa pásy tvorby slnečných škvŕn začnú postupne k sebe približovať a na konci cyklu sú prakticky v kontakte s rovníkom. Vynesením závislosti polohy slnečných škvŕn na disku od času je možné získať známy diagram, ktorý vyzerá ako krídla motýľa a nazýva sa „motýľový diagram“. Slnečné škvrny sú oblasti extrémne silných magnetických polí, čo umožňuje zostaviť podobný diagram na základe pozorovacích údajov o slnečných magnetických poliach.

Slnko je v poslednej dobe nezvyčajne „tiché“. Dôvod nedostatočnej aktivity je uvedený v grafe nižšie.

Ako vidno z grafu, došlo k poklesu 11-ročného cyklu slnečnej aktivity. Za posledné dva roky sa počet slnečných škvŕn zmenšoval, pretože slnečná aktivita sa pohybovala z maxima na minimum. Menej slnečných škvŕn znamená menej slnečných erupcií a výronov koronálnej hmoty.

Teda 24. slnečný cyklus sa stáva najslabším za posledných 100 rokov.

Aký je 11-ročný cyklus činnosti?

Jedenásťročný cyklus, nazývaný aj Schwabeho cyklus alebo Schwabe-Wolfov cyklus, je výrazným cyklom slnečnej aktivity trvajúcim približne 11 rokov. Vyznačuje sa pomerne rýchlym (asi 4 roky) nárastom počtu slnečných škvŕn a potom pomalším (asi 7 rokov) poklesom. Dĺžka cyklu nie je striktne rovná 11 rokom: v 18. - 20. storočí bola jeho dĺžka 7 - 17 rokov av 20. storočí - približne 10,5 roka.

Čo je Wolfovo číslo?

Wolfovo číslo je miera slnečnej aktivity navrhnutá švajčiarskym astronómom Rudolfom Wolfom. Nerovná sa počtu škvŕn v súčasnosti pozorovaných na Slnku, ale vypočíta sa pomocou vzorca:

W=k (f+10 g)
f je počet pozorovaných škvŕn;
g je počet pozorovaných skupín škvŕn;
k je koeficient odvodený pre každý ďalekohľad, ktorým sa vykonávajú pozorovania.

Aká pokojná je v skutočnosti situácia?

Bežnou mylnou predstavou je, že vesmírne počasie „zamrzne“ a v čase nízkej slnečnej aktivity sa stáva nezaujímavým na pozorovanie. Aj v takýchto obdobiach však dochádza k mnohým zaujímavým javom. Napríklad horná vrstva zemskej atmosféry kolabuje, čo umožňuje hromadenie vesmírneho odpadu okolo našej planéty. Heliosféra sa zmršťuje, čím sa Zem stáva otvorenejšou pre medzihviezdny priestor. Galaktické kozmické lúče prenikajú do vnútornej slnečnej sústavy relatívne ľahko.

Vedci monitorujú situáciu, pretože počet slnečných škvŕn stále klesá. K 29. marcu je Wolfovo číslo 23.

Celých jedenásť dní na Slnku, na rozdiel od známeho príslovia, nie je jediné miesto. To znamená, že naša hviezda vstupuje do obdobia minimálnej aktivity a magnetické búrky a röntgenové erupcie budú v priebehu budúceho roka zriedkavé. Požiadali sme Sergeja Bogačeva, zamestnanca Laboratória röntgenovej slnečnej astronómie Lebedevovho fyzikálneho inštitútu, doktora fyzikálnych a matematických vied, aby hovoril o tom, čo sa stane so Slnkom, keď sa jeho aktivita opäť zvýši, a čo vysvetľuje tieto poklesy a vzostupy.

Dnes na slnku nie sú žiadne slnečné škvrny

Priemerný mesačný počet vlkov na Slnku - index, ktorý vedci používajú na meranie počtu slnečných škvŕn - klesol v prvých troch mesiacoch roku 2018 pod 10. Predtým v roku 2017 zostal na úrovni 10–40 a rok skôr v niektorých mesiacoch dosiahol 60. Zároveň sa na Slnku takmer prestali vyskytovať slnečné erupcie a spolu s nimi sa počet magnetických búrok na Zemi blíži k nule. To všetko naznačuje, že naša hviezda sebavedomo smeruje k ďalšiemu minimu slnečnej aktivity – stavu, v ktorom sa nachádza približne každých 11 rokov.

Samotný koncept slnečného cyklu (a rozumie sa tým periodická zmena maxím a miním slnečnej aktivity) je základom fyziky Slnka. Už viac ako 260 rokov, od roku 1749, vedci dennodenne sledujú Slnko a starostlivo zaznamenávajú polohu slnečných škvŕn a samozrejme aj ich počet. A teda už viac ako 260 rokov sa na týchto krivkách pozorujú periodické zmeny, ktoré sú trochu podobné pulzu.

Každému takémuto „úderu slnečného srdca“ je priradené číslo a od začiatku pozorovaní bolo takýchto úderov pozorovaných celkovo 24. Preto je presne toľko slnečných cyklov, ktoré ľudstvo ešte pozná. Koľko ich bolo celkovo, či existujú stále, kým existuje Slnko, alebo sa objavujú sporadicky, či sa mení ich amplitúda a trvanie a aké trvanie mal napríklad slnečný cyklus za čias dinosaurov - neexistuje odpoveď na všetky tieto otázky, ako aj na otázku , či je cyklus aktivity charakteristický pre všetky hviezdy slnečného typu alebo existuje len na niektorých z nich, a ak áno, či dve hviezdy s rovnakým polomerom a omša bude mať rovnakú periódu cyklu. To nevieme ani my.

Slnečný cyklus je teda jednou z najzaujímavejších slnečných záhad a hoci o jeho podstate vieme dosť veľa, mnohé z jeho základných princípov sú pre nás stále záhadou.

Graf slnečnej aktivity, meranej počtom slnečných škvŕn, počas celej histórie pozorovaní

Slnečný cyklus úzko súvisí s prítomnosťou takzvaného toroidného magnetického poľa na Slnku. Na rozdiel od zemského magnetického poľa, ktoré má podobu magnetu s dvoma pólmi – severným a južným, ktorých čiary smerujú zhora nadol, má Slnko špeciálny typ poľa, ktoré na Zemi chýba (alebo je nerozoznateľné). sú to dva magnetické prstence s vodorovnými čiarami, ktoré obopínajú Slnko. Jeden sa nachádza na severnej pologuli Slnka a druhý na južnej, približne symetricky, teda v rovnakej vzdialenosti od rovníka.

Hlavné čiary toroidného poľa ležia pod povrchom Slnka, ale niektoré čiary môžu plávať na povrch. Práve v týchto miestach, kde magnetické trubice toroidného poľa prerážajú slnečný povrch, sa objavujú slnečné škvrny. Počet slnečných škvŕn teda v istom zmysle odráža silu (alebo presnejšie tok) toroidného magnetického poľa na Slnku. Čím silnejšie je toto pole, tým väčšie sú škvrny, tým väčší je ich počet.

Preto zo skutočnosti, že raz za 11 rokov miznú škvrny na Slnku, môžeme predpokladať, že raz za 11 rokov zmizne toroidné pole na Slnku. je to tak. A vlastne toto - periodické objavovanie a miznutie slnečného toroidného poľa s periódou 11 rokov - je príčinou slnečného cyklu. Škvrny a ich počet sú len nepriamymi znakmi tohto procesu.

Prečo sa slnečný cyklus meria počtom slnečných škvŕn a nie silou magnetického poľa? Teda aspoň preto, že v roku 1749, samozrejme, nemohli pozorovať magnetické pole na Slnku. Magnetické pole Slnka objavil až začiatkom 20. storočia americký astronóm George Hale, vynálezca spektroheliografu - prístroja schopného s vysokou presnosťou merať profily čiar v slnečnom spektre vrátane pozorovania ich štiepenia. pod vplyvom Zeemanovho efektu. V skutočnosti to nebolo len prvé meranie poľa Slnka, ale vo všeobecnosti prvá detekcia magnetického poľa v mimozemskom objekte. Astronómovia 18. – 19. storočia teda mohli pozorovať iba slnečné škvrny a o ich spojení s magnetickým poľom nemali ani len tušiť.

Ale prečo sa potom škvrny počítajú aj v našich dňoch, keď sa vyvinula multivlnová astronómia, vrátane pozorovaní z vesmíru, ktoré, samozrejme, poskytujú oveľa presnejšie informácie o slnečnom cykle, než len jednoduché počítanie Wolfovho čísla? Dôvod je veľmi jednoduchý. Bez ohľadu na to, aký parameter moderného cyklu meriate, a bez ohľadu na jeho presnosť, tento údaj nemožno porovnávať s údajmi z 18., 19. a väčšiny 20. storočia. Jednoducho si neuvedomíte, aký silný alebo slabý máte cyklus.

Posledný cyklus slnečnej aktivity

Údaje/obrázok SILSO, Kráľovské observatórium Belgicka, Brusel

Jediný spôsob, ako urobiť takéto porovnanie, je spočítať počet škvŕn pomocou presne rovnakej metódy a presne rovnakého vzorca ako pred 200 rokmi. Aj keď je možné, že o 500 rokov, keď sa nahromadia významné série nových údajov o počte erupcií a rádiových emisných tokoch, séria čísel slnečných škvŕn napokon stratí význam a zostane len súčasťou histórie astronómie. Zatiaľ to tak nie je.

Znalosť povahy slnečného cyklu nám umožňuje predpovedať počet a umiestnenie slnečných škvŕn a dokonca presne určiť okamih, kedy začína nový slnečný cyklus. Posledné tvrdenie sa môže zdať pochybné, pretože v situácii, keď sa počet škvŕn znížil takmer na nulu, sa zdá nemožné s istotou tvrdiť, že škvrna, ktorá tam bola včera, patrila do predchádzajúceho cyklu a škvrna dnes je už súčasťou nový cyklus. Napriek tomu taký spôsob existuje a je spojený práve s poznaním podstaty cyklu.

Keďže slnečné škvrny sa objavujú na tých miestach, kde je povrch Slnka prerazený čiarami toroidného magnetického poľa, každej škvrne možno priradiť určitú magnetickú polaritu – jednoducho v smere magnetického poľa. Miesto môže byť „severné“ alebo „južné“. Navyše, keďže trubica magnetického poľa musí prepichnúť povrch Slnka na dvoch miestach, škvrny by sa mali prednostne vytvárať v pároch. V tomto prípade škvrna vytvorená v mieste, kde čiary toroidného poľa opúšťajú povrch, bude mať severnú polaritu a spárovaná škvrna vytvorená tam, kde čiary idú späť, bude mať južnú polaritu.

Keďže toroidné pole obopína Slnko ako prstenec a je nasmerované horizontálne, páry slnečných škvŕn sú na slnečnom disku orientované prevažne horizontálne, to znamená, že sa nachádzajú v rovnakej zemepisnej šírke, ale jedna je pred druhou. A keďže smer siločiar vo všetkých bodoch bude rovnaký (tvorí ich jeden magnetický prstenec), potom budú polarity všetkých bodov orientované rovnako. Napríklad prvé, vedúce miesto vo všetkých pároch bude severné a druhé, zaostávajúce, južné.

Štruktúra magnetických polí v oblasti slnečných škvŕn

Tento vzor bude zachovaný, kým bude existovať tento poľný prstenec, teda celých 11 rokov. Na druhej pologuli Slnka, kde sa nachádza symetrický druhý prstenec poľa, zostanú polarity tiež po celých 11 rokov rovnaké, ale budú mať opačný smer – prvé škvrny budú naopak južné, a druhý - severný.

Čo sa stane, keď sa zmení slnečný cyklus? A stane sa pomerne prekvapivá vec, ktorá sa volá prepólovanie. Severný a južný magnetický pól Slnka si mení miesto a s nimi sa mení aj smer toroidného magnetického poľa. Najprv toto pole prejde nulou, to je to, čo sa nazýva slnečné minimum, a potom sa začne zotavovať, ale iným smerom. Ak v predchádzajúcom cykle mali predné škvrny na niektorej pologuli Slnka severnú polaritu, tak v novom cykle už budú mať južnú polaritu. To umožňuje odlíšiť škvrny susedných cyklov od seba a s istotou zaznamenať okamih, kedy sa začína nový cyklus.

Ak sa práve teraz vrátime k udalostiam na Slnku, pozorujeme proces odumierania toroidného poľa 24. slnečného cyklu. Zvyšky tohto poľa stále existujú pod povrchom a niekedy dokonca plávajú na vrchol (v súčasnosti vidíme ojedinelé slabé miesta), ale celkovo sú to posledné stopy umierajúceho „slnečného leta“, ako je posledných pár teplých dní v novembri. Niet pochýb o tom, že v najbližších mesiacoch toto pole konečne odumrie a slnečný cyklus dosiahne ďalšie minimum.

V polovici minulého storočia amatérski astronómovia G. Schwabe a R. Wolf prvýkrát zistili, že počet slnečných škvŕn sa v čase mení a priemerná doba tejto zmeny je 11 rokov. O tom sa dočítate takmer vo všetkých populárnych knihách o Slnku. Málokto však dokonca aj medzi odborníkmi počul, že už v roku 1775 sa P. Gorrebov z Kodane odvážil tvrdiť, že existuje periodicita slnečných škvŕn. Bohužiaľ, počet jeho pozorovaní bol príliš malý na to, aby sa dalo určiť trvanie tohto obdobia. Vysoká vedecká autorita odporcov Gorrebovovho pohľadu a delostreleckého ostreľovania Kodane, ktoré zničilo všetky jeho materiály, urobila všetko pre to, aby sa na toto tvrdenie zabudlo a nezapamätali si ho ani vtedy, keď to dokázali iní.

To všetko samozrejme nijako neuberá na vedeckých zásluhách Wolfa, ktorý zaviedol index relatívneho počtu slnečných škvŕn a na základe rôznych pozorovacích materiálov amatérskych i profesionálnych astronómov ho dokázal obnoviť od roku 1749. Wolf navyše určil roky maximálnych a minimálnych počtov slnečných škvŕn z čias pozorovaní G. Galilea, teda od roku 1610. To mu umožnilo posilniť veľmi nedokonalú prácu Schwabeho, ktorý mal pozorovania len 17 rokov, a po prvý raz určiť trvanie tzv. priemerné obdobie zmeny počtu slnečných škvŕn. Tak sa objavil známy Schwabe-Wolfov zákon, podľa ktorého dochádza k zmenám slnečnej aktivity periodicky, pričom dĺžka priemerného obdobia je 11,1 roka (obr. 12). Samozrejme, vtedy sa hovorilo len o relatívnom počte slnečných škvŕn. Ale časom sa tento záver potvrdil pre všetky známe indexy slnečnej aktivity. Množstvo ďalších období aktívnych slnečných javov, najmä kratších, ktoré solárni výskumníci objavili za posledných viac ako 100 rokov, bolo dôsledne vyvrátených a iba 11-ročné obdobie zostalo vždy neotrasiteľné.

Hoci k zmenám slnečnej aktivity dochádza periodicky, táto periodicita je zvláštna. Faktom je, že časové intervaly medzi rokmi maximálnych (alebo minimálnych) počtov vlkov sa dosť líšia. Je známe, že od roku 1749 do súčasnosti ich trvanie kolísalo od 7 do 17 rokov medzi rokmi maxima a od 9 do 14 rokov medzi rokmi minima v relatívnom počte slnečných škvŕn. Preto by bolo správnejšie hovoriť nie o 11-ročnom období, ale o 11-ročnom cykle (t.j. období s poruchami, alebo „skryté“ obdobie) slnečnej aktivity. Tento cyklus je mimoriadne dôležitý tak pre pochopenie podstaty slnečnej aktivity, ako aj pre štúdium slnečno-pozemských súvislostí.

11-ročný cyklus sa však prejavuje nielen zmenami vo frekvencii slnečných novotvarov, najmä slnečných škvŕn. Dá sa zistiť aj zmenami zemepisnej šírky skupín slnečných škvŕn v čase (obr. 13). Táto okolnosť upútala pozornosť slávneho anglického solárneho výskumníka R. Carringtona už v roku 1859. Zistil, že na začiatku 11-ročného cyklu sa škvrny zvyčajne objavujú vo vysokých zemepisných šírkach, v priemere vo vzdialenosti ±25 - 30° od rovník Slnka, pričom na konci cyklu preferujú oblasti bližšie k rovníku, v priemere v zemepisných šírkach ±5 - 10°. Neskôr to oveľa presvedčivejšie ukázal nemecký vedec G. Schierer. Spočiatku sa tejto funkcii neprikladal veľký význam. Potom sa však situácia dramaticky zmenila. Ukázalo sa, že priemerné trvanie 11-ročného cyklu možno určiť oveľa presnejšie zo zmien zemepisnej šírky skupín slnečných škvŕn ako z variácií v počtoch Wolfa. Preto teraz Spererov zákon, ktorý naznačuje zmenu zemepisnej šírky skupín slnečných škvŕn s priebehom 11-ročného cyklu spolu so Schwabe-Wolfovým zákonom, pôsobí ako základný zákon slnečnej cyklickosti. Všetky ďalšie práce v tomto smere iba objasnili detaily a vysvetlili túto variáciu rôznymi spôsobmi. Ale napriek tomu ponechali formuláciu Spererovho zákona nezmenenú.

Ryža. 13. Motýlí diagram skupín slnečných škvŕn (Greenwich Mean Time).

Teraz prejdeme k 11-ročnému cyklu slnečnej aktivity, na ktorý sa výskum Slnka zameriava už viac ako sto rokov od jeho objavu. Za jeho zdanlivou úžasnou jednoduchosťou sa v skutočnosti skrýva taký zložitý a mnohostranný proces, že vždy čelíme nebezpečenstvu, že stratíme všetko, alebo aspoň veľa z toho, čo nám už odhalil. Jeden z najznámejších odborníkov na predpovede slnečnej aktivity, nemecký astronóm W. Glaisberg, mal pravdu, keď v jednom zo svojich populárnych článkov povedal nasledovné; „Koľkokrát sa výskumníkom slnečnej aktivity zdalo, že sa im konečne podarilo stanoviť všetky základné vzorce 11-ročného cyklu. Potom sa však začal nový cyklus a jeho prvé kroky úplne odhodili všetku ich dôveru a prinútili ich prehodnotiť to, čo považovali za definitívne ustanovené.“ Možno sú tieto slová trochu zhustené, ale ich podstata je určite pravdivá, najmä pokiaľ ide o predpovedanie slnečnej aktivity.

Ako sme už povedali, v určitých rokoch majú vlčie čísla maximálnu alebo minimálnu hodnotu. Tieto roky alebo ešte presnejšie definované časové okamihy, ako sú štvrťroky alebo mesiace, sa nazývajú epochy maxima a minima 11-ročného cyklu, alebo všeobecnejšie epochy extrémov. Priemerné mesačné a priemerné štvrťročné hodnoty relatívneho počtu slnečných škvŕn sa okrem všeobecne pravidelných, plynulých zmien vyznačujú veľmi nepravidelnými, relatívne krátkodobými výkyvmi (pozri časť 5 tejto kapitoly). Preto sú epochy extrémov zvyčajne identifikované takzvanými vyhladenými mesačnými Wolfovými číslami, ktoré predstavujú hodnoty tohto indexu získané z pozorovaní spriemerovaných špeciálnym spôsobom za 13 mesiacov, alebo hornými a dolnými obálkami kriviek zmien. v štvrťročných priemerných hodnotách relatívneho počtu slnečných škvŕn. Ale niekedy môže použitie takýchto metód viesť k falošným výsledkom, najmä v nízkych cykloch, t.j. cykloch s malým maximálnym Wolfovým číslom. Časový interval od epochy minima po epochu maxima 11-ročného cyklu sa nazýval rastová vetva a od epochy maxima po epochu nasledujúceho minima - vetva jej poklesu (obr. 14).

Trvanie 11-ročného cyklu je oveľa lepšie určené minimálnymi epochami ako maximálnymi epochami. Ale aj v tomto prípade vzniká problém, ktorý spočíva v tom, že ďalší cyklus spravidla začína skôr, ako končí predchádzajúci. Teraz sme sa naučili rozlišovať skupiny škvŕn nového a starého cyklu podľa polarity ich magnetického poľa. Takáto príležitosť sa však naskytla pred niečo vyše 60 rokmi. Pre zachovanie homogenity metodiky sa preto stále treba uspokojiť nie so skutočnou dĺžkou 11-ročného cyklu, ale s jeho istou „náhražkou“, určenou epochami minimálnych Wolfových čísel. Je celkom prirodzené, že tieto čísla zvyčajne kombinujú skupiny škvŕn nového a starého 11-ročného cyklu.

11-ročné cykly slnečných škvŕn sa líšia nielen rôznou dĺžkou, ale aj rôznou intenzitou, t.j. rôznymi hodnotami maximálnych vlčích čísel. Už sme si povedali, že pravidelné údaje o priemerných mesačných relatívnych počtoch slnečných škvŕn zürišskej série sú dostupné od roku 1749. Preto sa za prvý zürišský 11-ročný cyklus považuje cyklus, ktorý sa začal v roku 1775. Cyklus, ktorý mu predchádzal, obsahujúci neúplné údaje, zrejme z tohto dôvodu dostal nulové číslo. Ak počas 22 cyklov, ktoré prešli od začiatku pravidelného určovania vlčích čísel (vrátane nultého cyklu a súčasného, ​​ktorý sa ešte neskončil, ale už prekonal svoje maximum), bolo maximálne priemerné ročné vlčie číslo v priemere 106, potom v rôznych 11-ročných cykloch kolísala od 46 do 190 Zvlášť vysoký bol 19. cyklus, ktorý skončil v roku 1964. Vo svojom maxime, ktoré nastalo koncom roku 1957, bol priemerný štvrťročný počet Vlkov 235. Druhé miesto po ňom obsadil aktuálny, 21. cyklus, ktorého maximum nastalo koncom roku 1979 s priemerným štvrťročným relatívnym počtom 182 slnečných škvŕn. Najnižšie cykly slnečných škvŕn pochádzajú zo začiatku minulého storočia. Jeden z nich, 5. podľa číslovania v Zürichu, je najdlhším zo sledovaných 11-ročných cyklov. Niektorí výskumníci slnečnej aktivity dokonca pochybujú o realite jej trvania a domnievajú sa, že je to výlučne vďaka „činnosti“ v oblasti vedy Napoleona I. Faktom je, že francúzsky cisár, úplne pohltený vedením víťazných vojen, zmobilizoval takmer všetkých astronómov observatórií Francúzska a krajín, ktoré dobyl do armády. Preto sa v tých rokoch pozorovania Slnka uskutočňovali tak zriedkavo (nie viac ako niekoľko dní v mesiaci), že vtedy získaným vlčím číslam možno len ťažko dôverovať. Ťažko povedať, nakoľko sú takéto pochybnosti opodstatnené. Mimochodom, nepriame údaje o slnečnej aktivite v tomto období nie sú v rozpore so záverom o nízkej úrovni relatívneho počtu slnečných škvŕn na začiatku 19. storočia. Tieto pochybnosti však nemožno len tak odmietnuť, pretože umožňujú zbaviť sa niektorých výnimiek, najmä pre jednotlivé 11-ročné cykly. Kuriózne je, že druhý najnižší cyklus, ktorého maximum sa datuje do roku 1816, mal na rozdiel od svojho predchodcu len 12 rokov.

Keďže máme údaje za viac ako dvesto rokov len o Wolfových číslach, všetky hlavné vlastnosti 11-ročných cyklov slnečnej aktivity sú odvodené špeciálne pre tento index. S ľahkou rukou ctihodného objaviteľa 11-ročného cyklu boli výskumníci slnečnej aktivity už viac ako päťdesiat rokov zaneprázdnení hľadaním celej sady cyklov trvajúcich niekoľko mesiacov až stovky rokov. R. Wolf, presvedčený, že slnečná cyklickosť je výsledkom vplyvu planét slnečnej sústavy na Slnko, sám inicioval toto hľadanie. Všetky tieto práce však oveľa viac prispeli k rozvoju matematiky ako k štúdiu slnečnej aktivity. Napokon, už v 40. rokoch tohto storočia sa jeden z Wolfových „nástupcov“ v Zürichu, M. Waldmeier, odvážil pochybovať o správnosti svojho „vedeckého pradeda“ a preniesol príčinu 11-ročnej cyklicity do vnútra samotného Slnka . Od tejto doby sa vlastne začalo skutočné štúdium hlavných vnútorných vlastností 11-ročného cyklu slnečných škvŕn.

Intenzita 11-ročného cyklu pomerne úzko súvisí s jeho trvaním. Čím je tento cyklus silnejší, t. j. čím väčší je maximálny relatívny počet škvŕn, tým kratšie trvá. Bohužiaľ, táto vlastnosť má skôr čisto kvalitatívny charakter. Nedovoľuje spoľahlivo určiť hodnotu jednej z týchto charakteristík, ak je známa druhá. Výsledky štúdia súvislosti medzi maximálnym Wolfovým číslom (presnejšie jeho desatinným logaritmom) a dĺžkou rastovej vetvy 11-ročného cyklu, t.j. tej časti krivky, ktorá charakterizuje nárast Wolfových čísel od začiatku cyklu na maximum, vyzerať oveľa sebavedomejšie. Čím väčší je maximálny počet slnečných škvŕn v tomto cykle, tým kratšia je vetva rastu. Tvar cyklickej krivky 11-ročného cyklu je teda do značnej miery určený jej výškou. Vo vysokých cykloch sa vyznačuje veľkou asymetriou a dĺžka rastovej vetvy je vždy kratšia ako dĺžka poklesovej vetvy a rovná sa 2 - 3 rokom. Pre relatívne slabé cykly je táto krivka takmer symetrická. A len najslabšie 11-ročné cykly opäť vykazujú asymetriu, len opačného typu: ich rastová vetva je dlhšia ako klesajúca vetva.

Na rozdiel od dĺžky rastovej vetvy je dĺžka klesajúcej vetvy 11-ročného cyklu väčšia, čím vyššie je jej maximálne Wolfovo číslo. Ale ak je predchádzajúce spojenie veľmi blízko, tak toto je oveľa slabšie. Zrejme preto maximálny relatívny počet slnečných škvŕn len kvalitatívne určuje trvanie 11-ročného cyklu. Vo všeobecnosti sa rastová vetva a klesajúca vetva hlavného cyklu slnečnej aktivity správajú v mnohých ohľadoch odlišne. Na začiatok, ak na rastovej vetve súčet priemerných ročných počtov vlkov takmer nezávisí od výšky cyklu, potom na poklesovej vetve je určený práve touto charakteristikou. Nie je prekvapujúce, že pokusy znázorniť krivku 11-ročného cyklu ako matematický výraz nie dvomi, ale jedným parametrom boli také neúspešné. Na rastovej vetve sa ukazuje, že mnohé súvislosti sú oveľa jasnejšie ako na vetve poklesu. Zdá sa, že práve znaky nárastu slnečnej aktivity na samom začiatku 11-ročného cyklu diktujú jej charakter, pričom jej správanie po maxime je vo všeobecnosti približne rovnaké vo všetkých 11-ročných cykloch a líši sa len vďaka na rôzne dĺžky klesajúcej vetvy. Čoskoro však uvidíme, že tento prvý dojem potrebuje jeden dôležitý doplnok.

Dôkaz v prospech určujúcej významnosti rastovej vetvy 11-ročného cyklu poskytli štúdie cyklických zmien v celkovej ploche slnečných škvŕn. Ukázalo sa, že maximálnu hodnotu celkovej plochy škvŕn možno pomerne spoľahlivo určiť z dĺžky rastovej vetvy. Už bolo spomenuté, že tento index implicitne zahŕňa počet skupín slnečných škvŕn. Je preto celkom prirodzené, že pre ňu získame v podstate rovnaké závery ako pre Wolfove čísla. Vzorce 11-ročného cyklu frekvencie iných javov slnečnej aktivity, najmä slnečných erupcií, sú oveľa menej známe. Čisto kvalitatívne môžeme predpokladať, že pre nich budú rovnaké ako pre relatívny počet a celkovú plochu slnečných škvŕn.

Doteraz sme sa zaoberali javmi slnečnej aktivity akejkoľvek sily. Ale, ako už vieme, javy na Slnku sa veľmi líšia v intenzite. Aj v bežnom živote by sotva niekto postavil na jednu úroveň svetlý cirrový oblak a veľký čierny oblak. Dovtedy sme presne to robili. A tu je to zaujímavé. Keď rozdelíme aktívne slnečné útvary podľa ich sily, dospejeme k dosť rozporuplným výsledkom. Javy slabej alebo strednej intenzity vo všeobecnosti poskytujú rovnakú krivku 11-ročného cyklu ako Wolfove čísla. To platí nielen pre počet slnečných škvŕn, ale aj pre počet miest vzplanutia a počet slnečných erupcií. Pokiaľ ide o najsilnejšie aktívne útvary na Slnku, najčastejšie sa nevyskytujú v samotnej epoche maxima 11-ročného cyklu, ale 1 - 2 roky po ňom a niekedy pred touto epochou. Pre tieto javy sa teda cyklická krivka buď stane dvojvrcholovou, alebo posunie svoje maximum o roky neskôr vo vzťahu k Wolfovým číslam. Presne tak sa správajú najväčšie skupiny slnečných škvŕn, najväčšie a najjasnejšie vápenaté vločky, protónové erupcie a výbuchy rádiovej emisie typu IV. Krivky 11-ročného cyklu pre intenzitu zelenej koronálnej čiary, tok rádiovej emisie pri metrových vlnách, priemernú silu magnetických polí a priemernú životnosť skupín slnečných škvŕn, t.j. indexy sily javov , majú podobný tvar.

Najjedinečnejšie sa prejavuje 11-ročný cyklus v Spererovom zákone pre rôzne procesy slnečnej aktivity. Ako už vieme, pre skupiny slnečných škvŕn je vyjadrená v zmene priemernej zemepisnej šírky ich výskytu od začiatku do konca cyklu. Navyše, ako sa cyklus vyvíja, rýchlosť tohto „skĺznutia“ zóny slnečných škvŕn smerom k rovníku postupne klesá a 1 - 2 roky po epoche maximálnych vlčích čísel sa úplne zastaví, keď zóna dosiahne „bariéru“ v rozsah zemepisnej šírky 7°.5 - 12°, 5. Ďalej sa vyskytujú iba oscilácie zóny okolo tejto priemernej zemepisnej šírky. Zdá sa, že 11-ročný cyklus „funguje“ iba do tohto času a potom sa postupne „rozpúšťa“. Je známe, že škvrny pokrývajú pomerne široké oblasti na oboch stranách rovníka Slnka. Šírka týchto zón sa tiež mení v priebehu 11-ročného cyklu. Sú najužšie na začiatku cyklu a najširšie pri jeho maxime. To vysvetľuje skutočnosť, že v najsilnejších cykloch, ako je 18., 19. a 21. číslovanie v Zürichu, boli skupiny slnečných škvŕn s najvyššou zemepisnou šírkou pozorované nie na začiatku cyklu, ale v rokoch maxima. Skupiny malých a stredne veľkých slnečných škvŕn sa nachádzajú takmer po celej šírke „kráľovských zón“, ale radšej sa sústreďujú smerom k ich stredu, ktorých poloha sa s vývojom cyklu čoraz viac približuje k rovníku Slnka. Najväčšie skupiny škvŕn si „vyberajú“ okraje týchto zón a len občas „klesajú“ do svojich vnútorných častí. Súdiac len podľa umiestnenia týchto skupín by si niekto mohol myslieť, že Spererov zákon je len štatistická fikcia. Slnečné erupcie rôznych výkonov sa správajú podobne.

Vo vetve poklesu 11-ročného cyklu nezávisí priemerná zemepisná šírka skupín slnečných škvŕn od ±12° od výšky cyklu. Zároveň je v roku maxima určený maximálnym Wolfovým číslom v tomto cykle. Navyše, čím silnejší je 11-ročný cyklus, tým vyššie sú zemepisné šírky, kde sa objavujú jeho prvé skupiny slnečných škvŕn. Zároveň sú šírky skupín na konci cyklu, ako sme už videli, v priemere v podstate rovnaké, bez ohľadu na to, aká je jeho sila.

Severná a južná pologuľa Slnka sa vzhľadom na vývoj 11-ročných cyklov v nich správajú veľmi odlišne. Bohužiaľ, vlčie čísla boli určené len pre celý slnečný disk. Preto máme k tejto problematike pomerne skromný materiál z Greenwichského observatória o počte a plochách skupín slnečných škvŕn za približne sto rokov. Napriek tomu však údaje z Greenwichu umožnili zistiť, že úloha severnej a južnej pologule sa z jedného 11-ročného cyklu na druhý výrazne mení. Vyjadruje sa to nielen v tom, že v mnohých cykloch jedna z hemisfér rozhodne pôsobí ako „vodič“, ale aj v rozdiele v tvare cyklickej krivky týchto hemisfér v rovnakom 11-ročnom cykle. Rovnaké vlastnosti boli objavené v počte skupín slnečných škvŕn a v ich celkovej ploche. Okrem toho sa maximálne epochy cyklu na severnej a južnej pologuli Slnka často líšia o 1-2 roky. O týchto rozdieloch si povieme viac pri zvažovaní dlhých cyklov. Zatiaľ si ako príklad pripomeňme, že v najvyššom 19. cykle definitívne prevládala slnečná aktivita na severnej pologuli Slnka. Navyše, epocha maxima na južnej pologuli prišla o viac ako dva roky skôr ako na severnej pologuli.

Doteraz sme uvažovali o črtách vývoja 11-ročného cyklu slnečnej aktivity len pre javy vyskytujúce sa v „kráľovských zónach“ Slnka. Vo vyšších zemepisných šírkach sa zdá, že tento cyklus začína skôr. Predovšetkým je už dlho známe, že k nárastu počtu a plochy protuberancií v rozsahu zemepisnej šírky ±30 - 60° dochádza približne rok pred začiatkom 11-ročného cyklu slnečných škvŕn a protuberancií v nízkej zemepisnej šírke. Je zvláštne, že ak sa v „kráľovských zónach“ priemerná zemepisná šírka výskytu protuberancií s postupom cyklu postupne zmenšuje, podobne ako v prípade skupín slnečných škvŕn, potom majú protuberancie s vyššou zemepisnou šírkou v priemere menšiu zemepisnú šírku na začiatku cyklu ako na jeho konci. Niečo podobné sa pozoruje pri koronálnych kondenzáciách. Niektorí vedci sa domnievajú, že pre zelenú koronálnu líniu 11-ročný cyklus začína asi o 4 roky skôr ako pre skupiny slnečných škvŕn. Teraz je však stále ťažké povedať, aký spoľahlivý je tento záver. Je možné, že v skutočnosti sa na Slnku neustále zachováva zóna koronálnej aktivity s vysokou zemepisnou šírkou, čo pri zohľadnení údajov získaných pre nižšie zemepisné šírky vedie k tomuto zjavnému výsledku.

Slabé magnetické polia v blízkosti jeho pólov sa správajú ešte neobvyklejšie. Minimálnu hodnotu intenzity dosahujú približne v rokoch maxima 11-ročného cyklu a zároveň sa polarita poľa mení na opačnú. Pokiaľ ide o minimálnu epochu, počas tohto obdobia je intenzita poľa pomerne významná a ich polarita zostáva nezmenená. Je zvláštne, že k zmene polarity poľa v blízkosti severného a južného pólu nedochádza súčasne, ale s odstupom 1 - 2 rokov, t. j. po celú dobu majú polárne oblasti Slnka rovnakú polaritu magnetického poľa.

Počet polárnych fakúl sa mení paralelne s veľkosťou intenzity poľa v blízkosti pólov Slnka v každej z jeho hemisfér (mimochodom, predpokladá sa takmer rovnaká zmena vo Wolfových číslach po približne 4 rokoch). Preto, hoci máme údaje o slabých polárnych magnetických poliach za menej ako tri 11-ročné cykly, výsledky pozorovaní polárnych miest vzplanutia nám umožňujú vyvodiť veľmi jednoznačný záver o ich cyklických zmenách. Magnetické polia a fakuly v polárnych oblastiach Slnka sa teda vyznačujú tým, že ich 11-ročný cyklus začína na maxime 11-ročného cyklu slnečných škvŕn a dosahuje maximum blízko epochy minima slnečných škvŕn. Budúcnosť ukáže, aký spoľahlivý je tento výsledok. Ale zdá sa nám, že ak sa nezahĺbime do detailov, je nepravdepodobné, že následné pozorovania povedú k výraznej zmene. Je zvláštne, že polárne koronálne diery majú presne rovnaký 11-ročný variačný vzor.

Hoci slnečná konštanta, ako už bolo spomenuté, nezaznamenáva v priebehu 11-ročného cyklu badateľné výkyvy, neznamená to, že by sa jednotlivé oblasti spektra slnečného žiarenia správali podobne. Čitateľ sa o tom mohol presvedčiť už pri uvažovaní o tokoch rádiovej emisie zo Slnka. Zmeny intenzity fialových čiar ionizovaného vápnika H a K sú o niečo slabšie. Tieto čiary sú však v maximálnej epoche približne o 40 % jasnejšie ako v minimálnej epoche 11-ročného cyklu. Existujú dôkazy, aj keď nie úplne nespochybniteľné, o zmenách v hĺbke čiar vo viditeľnej oblasti slnečného spektra v priebehu cyklu. Najpôsobivejšie variácie slnečného žiarenia však patria k röntgenovým a ultrafialovým vlnovým dĺžkam, ktoré študovali umelé družice Zeme a kozmické lode. Ukázalo sa, že intenzita röntgenového žiarenia v intervaloch vlnových dĺžok 0 - 8 A, 8 - 20 A a 44 - 60 A od minima po maximum 11-ročného cyklu sa zvyšuje 500, 200 a 25-krát. Nemenej viditeľné zmeny sa vyskytujú v spektrálnych oblastiach 203 - 335 A a blízko 1216 A (5,1 a 2 krát).

Ako sa zistilo pomocou moderných matematických metód, existuje takzvaná jemná štruktúra 11-ročného cyklu slnečnej aktivity. Zmenšuje sa na stabilné „jadro“ okolo maximálnej epochy trvajúcej približne 6 rokov, dvoch alebo troch sekundárnych maxím a rozdelenia cyklu na dve zložky s priemernými periódami približne 10 a 12 rokov. Takáto jemná štruktúra sa prejavuje ako vo forme cyklickej krivky Wolfových čísel, tak aj v „motýľovom diagrame“. Najmä v najvyšších 11-ročných cykloch sa okrem hlavnej zóny slnečných škvŕn nachádza aj zóna vysokej zemepisnej šírky, ktorá pretrváva len do maximálnej epochy a posúva sa s priebehom cyklu nie k rovníku, ale k rovníku. pól. Okrem toho „motýľový diagram“ pre skupiny škvŕn nie je jeden celok, ale je, ako keby, zložený z takzvaných impulzných reťazcov. Podstatou tohto procesu je, že skupina slnečných škvŕn (alebo niekoľko skupín), ktoré sa objavia v relatívne vysokej zemepisnej šírke, sa počas 14 - 16 mesiacov posunie smerom k rovníku Slnka. Takéto impulzné reťazce sú viditeľné najmä na rastových a poklesových vetvách 11-ročného cyklu. Možno sú spojené s výkyvmi slnečnej aktivity.

Sovietsky solárny výskumník A.I. Ol zistil ďalšiu základnú vlastnosť 11-ročného cyklu slnečnej aktivity. Študovaním vzťahu medzi indexom rekurentnej geomagnetickej aktivity za posledné štyri roky cyklu a maximálnym Wolfovým číslom zistil, že je veľmi blízko, ak Wolfovo číslo patrí do nasledujúceho 11-ročného cyklu, a veľmi slabé, ak patrí do rovnakého cyklu ako index geomagnetickej aktivity. Z toho vyplýva, že 11-ročný cyklus slnečnej aktivity pochádza „v hĺbkach“ toho starého. Opakujúca sa geomagnetická aktivita je spôsobená koronálnymi dierami, ktoré, ako vieme, vznikajú spravidla nad unipolárnymi oblasťami fotosférického magnetického poľa. V dôsledku toho skutočný 11-ročný cyklus začína uprostred klesajúcej vetvy s objavením sa a zosilnením nie bipolárnych, ale unipolárnych magnetických oblastí. Táto prvá etapa vývoja končí na začiatku 11-ročného cyklu, s ktorým sme zvyknutí. V tomto čase začína jeho druhá etapa, kedy sa rozvíjajú bipolárne magnetické oblasti a všetky tie javy slnečnej aktivity, o ktorých sme už hovorili. Trvá do polovice úpadkovej vetvy obvyklého 11-ročného cyklu, kedy začína nový cyklus. Je zvláštne, že taká dôležitá vlastnosť 11-ročného cyklu nebola zaznamenaná priamo na Slnku, ale bola zistená pri štúdiu vplyvu slnečnej aktivity na zemskú atmosféru.

Celoruská súťaž študentských výskumných a dizajnérskych prác

"Ekológia a život"

nominácia: "Tajomstvo živých"

Predmet: „Štúdia jedenásťročného cyklu slnečnej aktivity a jej vplyvu na počet slnečných škvŕn“

Miesto výkonu práce: OU SOŠ č.9, 10. ročník, mestská časť Okťabrsk

Vedecký poradca: Uyutova L.V. Učiteľ fyziky

Moskva 2010

Úvod. Strana 2

Kapitola I. Moderná myšlienka kozmogónie. Stránka 3-5

Kapitola II. Teórie štruktúry a zrodu slnka. Stránka 6-11

Kapitola III. 11-ročný cyklus slnečnej aktivity a jeho príčiny s. 12-18

Kapitola IV. Experimentálna časť. Stránka 19-23

Záver. Stránka 24

Zoznam použitej literatúry. Stránka 25

Úvod.

V posledných rokoch vedci z celého sveta, astronómovia a fyzici diskutujú o probléme globálneho otepľovania ohrozujúceho našu planétu o niekoľko rokov. A väčšina z nich spája takéto zmeny klímy so správaním sa Slnka, s jeho zmenami. Rozhodol som sa podieľať na riešení tohto problému v rámci svojich možností. Od roku 2005 sa venujem výskumu Slnka, jeho vlastnostiam a štruktúre na základe vedeckých prác a kníh.

Raz, keď som čítal knihu „Kosmos“, ktorú vydal Koptev, začal som sa zaujímať o otázku, čo je kozmogónia? Ako sa objavila slnečná sústava, čo je to slnko? Stáli ma otázky o zrode Slnka, o jeho základných fyzikálnych vlastnostiach. Po preštudovaní knihy „Astronomy of our days“ od I.A. Klimishina som sa dozvedel, že slnečná aktivita má 11-ročný cyklus, že vrcholy slnečnej aktivity sa z roka na rok menia, že existujú roky vysokej slnečnej aktivity a iné roky nízkej. činnosť.

Na základe výsledkov štúdií slnečnej aktivity z materiálov laboratória v Tbilisi (ich numerických charakteristík) som zostavil približný graf zmien m ax a min slnečnej aktivity. Pri štúdiu týchto charakteristík som dospel k záveru, že od roku 1996 žijeme v čase, keď Slnko zvýšilo svoju energiu (aktivitu), rok 2006 je rokom vrcholu Slnka. Teraz od roku 2007 začína jeho pokles, ktorý bude trvať približne 10 - 11 rokov. Nárast teploty na Zemi je spojený práve s týmito zmenami.

Maximálnu slnečnú aktivitu sprevádza nárast počtu slnečných škvŕn a ich plôch. V lete som pozoroval škvrny ďalekohľadom a po preštudovaní knihy A.N. Tomilina „Nebo a Zem“, pričom som z nej zobral potrebné vzorce na výpočet charakteristík Slnka, som preskúmal oblasti škvŕn a vypočítal som ich. Ukázalo sa, že sú 20-krát väčšie ako veľkosť Zeme. Za normálnych podmienok som bol schopný vypočítať moment kulminácie Slnka v lete 2006.

Kapitola 1. Moderná myšlienka kozmogónie.

Kozmogónia je veda, ktorá študuje pôvod a vývoj nebeských telies, ako sú planéty a ich satelity, Slnko, hviezdy a galaxie. Astronómovia pozorujú kozmické telesá v rôznych štádiách vývoja, ktoré vznikli nedávno a v dávnej minulosti, rýchlo „starnúce“ alebo takmer „zamrznuté“ vo svojom vývoji. Porovnaním mnohých pozorovacích údajov s fyzikálnymi procesmi, ktoré sa môžu vyskytnúť za rôznych podmienok vo vesmíre, sa vedci snažia vysvetliť, ako nebeské telesá vznikajú. Jediná, úplná teória vzniku hviezd, planét či galaxií zatiaľ neexistuje. Problémy, ktorým čelia vedci, je niekedy ťažké vyriešiť. Riešenie otázky pôvodu Zeme a Slnečnej sústavy ako celku výrazne komplikuje fakt, že iné podobné sústavy sme zatiaľ nepozorovali. Naša slnečná sústava sa zatiaľ nemá s čím porovnávať, hoci jej podobné sústavy by mali byť celkom bežné a ich výskyt by nemal byť náhodný, ale prírodný jav.

Už dve storočia znepokojuje problém pôvodu slnečnej sústavy vynikajúcich mysliteľov na našej planéte. Týmto problémom sa počnúc filozofom Kantom a matematikom Laplaceom zaoberala galaxia astronómov a fyzikov 19. a 20. storočia.

A predsa sme ešte dosť ďaleko od vyriešenia tohto problému. Ale za posledné tri desaťročia sa otázka evolučných ciest hviezd stala jasnejšou. A hoci podrobnosti o zrode hviezdy z plynno-prachovej hmloviny nie sú stále ani zďaleka jasné, teraz už jasne chápeme, čo sa s ňou deje za miliardy rokov ďalšieho vývoja.

Keď prejdeme k prezentácii rôznych kozmogonických hypotéz, ktoré sa za posledné dve storočia navzájom nahradili, začneme hypotézou veľkého nemeckého filozofa Kanta a teóriou, ktorú o niekoľko desaťročí neskôr nezávisle navrhol francúzsky matematik Laplace. Priestory na vytvorenie týchto teórií obstáli v skúške času.

Názory Kanta a Laplacea sa v mnohých dôležitých otázkach výrazne líšili. Kant vychádzal z evolučného vývoja studenej prachovej hmloviny, počas ktorého najprv vzniklo centrálne masívne teleso – budúce Slnko a potom planéty, kým Laplace považoval pôvodnú hmlovinu za plynnú a veľmi horúcu s vysokou rýchlosťou rotácie. Stláčaním pod vplyvom univerzálnej gravitácie sa hmlovina v dôsledku zákona zachovania momentu hybnosti otáčala stále rýchlejšie. Kvôli vysokým odstredivým silám sa z nej postupne oddeľovali krúžky. Potom sa začali zrážať a vytvárať planéty.

Podľa Laplaceovej hypotézy teda planéty vznikli pred Slnkom. Napriek rozdielom je však spoločným dôležitým znakom myšlienka, že slnečná sústava vznikla ako výsledok prirodzeného vývoja hmloviny. Preto je zvykom nazývať tento koncept „Kant-Laplaceova hypotéza“.

Táto teória však naráža na ťažkosti. Naša slnečná sústava, pozostávajúca z deviatich planét rôznych veľkostí a hmotností, má zvláštnosť: nezvyčajné rozloženie momentu hybnosti medzi centrálnym telesom, Slnkom a planétami.

Hybnosť je jednou z najdôležitejších charakteristík každého mechanického systému izolovaného od vonkajšieho sveta. Za takýto systém možno považovať Slnko a jeho okolité planéty. Moment hybnosti možno definovať ako „rezervu rotácie“ systému. Táto rotácia pozostáva z orbitálneho pohybu planét a rotácie okolo osí Slnka a planét.

Leví podiel na momente hybnosti slnečnej sústavy je sústredený v orbitálnom pohybe obrovských planét: Jupitera a Saturnu.

Z hľadiska Laplaceovej hypotézy je to úplne nepochopiteľné. V ére, keď sa prstenec oddelil od pôvodnej, rýchlo rotujúcej hmloviny, mali vrstvy hmloviny, z ktorej Slnko neskôr kondenzovalo, (na jednotku hmotnosti) približne rovnakú hybnosť ako látka oddeleného prstenca (pretože uhlové rýchlosti prstenec a zvyšné časti boli približne rovnaké), keďže jeho hmotnosť bola výrazne menšia ako hmotnosť hlavnej hmloviny („protosun“), celkový moment hybnosti prstenca by mal byť oveľa menší ako moment „protosunu“. V Laplaceovej hypotéze neexistuje mechanizmus na prenos hybnosti z „proto-slnka“ do prstenca. Preto počas celej ďalšej evolúcie by mala byť uhlová hybnosť „proto-slnka“ a potom Slnka oveľa väčšia ako hybnosť prstencov a planét z nich vytvorených. Tento záver je však v rozpore so skutočným rozložením hybnosti medzi Slnkom a planétami.

Pre Laplaceovu hypotézu sa tento problém ukázal ako neprekonateľný.

Zastavme sa pri Jeansovej hypotéze, ktorá sa rozšírila v prvej tretine súčasného storočia. Je to úplný opak Kant-Laplaceovej hypotézy. Ak ten druhý zobrazuje formovanie planetárnych systémov ako jediný prirodzený proces evolúcie od jednoduchého k zložitému, potom je v Jeansovej hypotéze vznik takýchto systémov vecou náhody. (obr. 1)

Pôvodná hmota, z ktorej neskôr vznikli planéty, bola vyvrhnutá zo Slnka (ktoré v tom čase už bolo dosť „staré“ a podobné tomu dnešnému), keď v jeho blízkosti náhodne prešla istá hviezda. Tento priechod bol tak blízko, že by sa dal takmer považovať za kolíziu. Vďaka slapovým silám z hviezdy, ktorá sa zrazila so Slnkom, bol z povrchových vrstiev Slnka vyvrhnutý prúd plynu. Tento výtrysk zostane v gravitačnej sfére Slnka aj potom, čo hviezda opustí Slnko. Potom sa prúd skondenzuje a vzniknú planéty.

Ak by bola Jeansova hypotéza správna, počet planetárnych systémov vytvorených počas desiatich miliárd rokov jej vývoja by sa dal spočítať na jednej ruke. Ale v skutočnosti existuje veľa planetárnych systémov, preto je táto hypotéza neudržateľná. A z ničoho nič nevyplýva, že prúd horúceho plynu vyvrhnutý zo Slnka môže kondenzovať do planét. Jeansova kozmologická hypotéza sa teda ukázala ako neudržateľná.

Vynikajúci sovietsky vedec O.Yu.Schmidt v roku 1944 navrhol svoju teóriu pôvodu slnečnej sústavy: naša planéta vznikla z hmoty zachytenej z plynno-prachovej hmloviny, cez ktorú kedysi prechádzalo Slnko, ktorá mala už vtedy takmer „modernú “vzhľad. V tomto prípade nevznikli žiadne ťažkosti s rotáciou momentu planét, pretože spočiatku môže byť moment oblakovej hmoty ľubovoľne veľký. Počnúc rokom 1961 hypotézu vypracoval anglický kozmogonista Littleton, ktorý ju výrazne zlepšil. Podľa oboch hypotéz sa „takmer moderné“ Slnko zrazí s viac-menej „uvoľneným“ kozmickým objektom, pričom zachytí časti jeho hmoty. Vznik planét je teda spojený s procesom vzniku hviezd.

Kapitola II. Teórie o zrode a štruktúre Slnka.

Teraz sa budeme zaoberať hlavnou otázkou narodenia Slnka.

Vráťme sa v čase, asi pred 7 miliardami rokov. Moderná veda, ako hovoria vedci, nám umožňuje predstaviť si udalosti, ktoré sa vtedy odohrali, s dostatočnou mierou pravdepodobnosti. Jedným slovom „visíme vo vesmíre a pozorujeme život jednej z plynno-prachových, vodíkovo-héliových (s prímesou ťažkých prvkov) hmlovín. Ten, ktorý v budúcnosti dá vzniknúť našej slnečnej sústave, Slnku, Zemi a tebe a mne. Hmlovina je tmavá a nepriehľadná ako dym. Ako zlovestná neviditeľnosť sa pomaly plazí na pozadí čiernej priepasti a jej rozstrapkané, rozmazané obrysy možno uhádnuť podľa toho, ako sa vzdialené hviezdy za ňou postupne stmievajú a zhasínajú. Po určitom čase zistíme, že hmlovina sa pomaly otáča okolo svojho stredu, pričom rotuje sotva badateľne. Všímame si aj to, že sa postupne zmenšuje, zmenšuje, zjavne hustne.

Pôsobí gravitácia a zhromažďuje častice hmloviny smerom do stredu. Zároveň sa zrýchľuje rotácia hmloviny. Ak chcete pochopiť mechanizmus tohto javu, spomeňte si na jednoduchý pozemský príklad krasokorčuliara, ktorý sa točí na ľade. Bez akéhokoľvek dodatočného tlaku zrýchľuje svoju rotáciu iba pritláčaním rúk, predtým otvorených do strán, k telu. „Zákon zachovania hybnosti“ funguje. Čas plynie. Hmlovina sa točí stále rýchlejšie. A z toho vzniká a rastie odstredivá sila, schopná bojovať s gravitáciou. Veľmi dobre poznáme odstredivú silu. Napríklad „funguje“ v každom autobuse, keď v ostrej zákrute zrazí stojacich cestujúcich. Boj medzi dvoma silami, gravitačnou a odstredivou, začína v hmlovine, keď sa jej rotácia zrýchľuje. Gravitácia stláča hmlovinu a odstredivá sila má tendenciu ju nafúknuť a roztrhnúť. Ale gravitácia ťahá častice smerom k stredu zo všetkých strán rovnako. A odstredivá sila chýba na „póloch“ hmloviny a je najvýraznejšia na jej „rovníku“. Preto sa na „rovníku“ ukáže, že je silnejší ako gravitácia a nafúkne hmlovinu do strán. Hmlovina, ktorá sa stále rýchlejšie a rýchlejšie otáča, sa splošťuje a mení sa z gule na plochý „koláč“, podobný športovému disku. Prichádza moment, keď sa na vonkajších okrajoch „disku“ odstredivá sila vyrovná a potom prekoná gravitáciu. Tu sa začínajú oddeľovať kúsky hmloviny. Jeho centrálna časť sa naďalej zmenšuje, čím sa zrýchľuje jeho rotácia a stále viac a viac zhlukov, oddelených oblakov plynu a prachu, sa naďalej vzďaľuje od vonkajšieho okraja.

A teraz nadobudla hmlovina úplne iný vzhľad. V strede sa majestátne otáča obrovský tmavý, mierne sploštený oblak a okolo neho v rôznych vzdialenostiach plávajú po kruhových dráhach umiestnených približne v rovnakej rovine malé „satelitné oblaky“, ktoré sa od neho oddelili. Sledujme centrálny oblak. Pokračuje v zahusťovaní. Teraz však so silou gravitácie začína bojovať nová sila – sila tlaku plynu. V strede oblaku sa totiž hromadí stále viac častíc hmoty. Vzniká „strašné zhlukovanie“ a „neuveriteľné drvenie“ častíc. Ponáhľajú sa okolo seba, narážajú do seba stále silnejšie. V reči fyzikov sa v strede zvyšuje teplota a tlak. Najprv sa tam oteplí, potom zahreje. Zvonku si to nevšimneme: oblak je obrovský a nepriehľadný. Teplo neuniká. Ale vo vnútri sa niečo stalo! Oblak sa prestal zmenšovať. Silná sila, ktorá sa zvýšila zohrievaním tlaku plynu, zastavila prácu gravitácie. Bolo cítiť ostrý zápach neznesiteľného tepla, ako prieduchy náhle otvorenej pece! V hlbinách čierneho mraku začali byť slabo viditeľné oblaky tupých červených plameňov šľahajúcich von. Ale je stále bližšie a jasnejšie. Guľa majestátne vrie a mieša unikajúci oheň jadra s čiernou hmlou periférií. Ukrutná horúčava nás núti ustúpiť ešte viac dozadu. Horúci plyn unikajúci von však oslaboval odolnosť voči gravitácii. Oblak sa opäť začal zmenšovať. Teplota v jej strede začala opäť stúpať. Dosiahla už státisíce stupňov! Za týchto podmienok látka nemôže byť ani plynná. Atómy sa rozpadajú. Látka prechádza do plazmatického stavu. Ale plazma - šialené drvenie atómových jadier a elektrónov - nemôže odolávať zahrievaniu donekonečna. Keď jeho teplota vystúpi nad 10 miliónov stupňov, zdá sa, že sa „vznieti“. Vzájomné nárazy častíc na seba zosilnia, že jadrá atómov vodíka sa už od seba neodrážajú ako gule, ale narážajú, tlačia sa do seba a navzájom sa spájajú. Začína sa „jadrová reakcia“. Na každé štyri jadrá atómov vodíka sa vytvorí jedno jadro hélia. Tým sa uvoľňuje obrovská energia. Tento druh „jadrového spaľovania“ vodíka začal v našej horúcej guli. Tento „oheň“ sa už nedá zastaviť. Plazma sa zbláznila. Tlak plynu v strede začal pôsobiť s desaťnásobnou silou. Plazma sa vyrúti ako para z kotla. Obrovskou silou tlačí zvnútra na vonkajšie vrstvy lopty a zastavuje ich pád smerom do stredu.

Rovnováha bola stanovená. Plazma nedokáže roztrhnúť guľu a rozptýliť jej úlomky do strán. Gravitácia však nedokáže prelomiť tlak plazmy a pokračovať v stláčaní lopty. Lopta oslnivo žiariaca bielo-žltým svetlom vstúpila do stabilného javiska. Stal sa hviezdou. Stalo sa naším Slnkom! Teraz to bude miliardy rokov, bez zmeny veľkosti, bez chladenia či prehrievania a bude svietiť rovnako jasným bielo-žltým svetlom. Kým všetok vodík vo vnútri nevyhorí. A keď sa všetko zmení na hélium, „podpora“ vo vnútri Slnka zmizne, zmenší sa. To spôsobí opätovné zvýšenie teploty v jej hĺbke. Teraz až stovky miliónov stupňov. Ale potom sa hélium „zapáli“ a zmení sa na ťažšie prvky. A kompresia sa znova zastaví.

Pomocou materiálu z knihy „Populárno-vedecká literatúra“ od Yu. I. Kopteva a S.A. Nikitin, ako aj iné zdroje, sme sa dozvedeli, že:

Slnko, centrálne teleso slnečnej sústavy, je horúca plazmová guľa; Slnko je najbližšia hviezda k Zemi. Hmotnosť Slnka je 1,990 "1,030 kã (332958-násobok hmotnosti Zeme). 99,866% hmotnosti Slnečnej sústavy je sústredených v Slnku. Slnečná paralaxa je 8,794''. Vzdialenosť od Zeme k Slnko sa pohybuje od 1,4710 * 10 11 m.(v januári) do

1,5210·10]"m. (v júli), v priemere 1,4960·10]"m. Táto vzdialenosť sa považuje za jednu astronomickú jednotku. Priemerný uhlový priemer Slnka je 1919,26", čo zodpovedá lineárnemu priemeru Slnka rovnajúcemu sa 1,392·109 m (109-násobok priemeru zemského rovníka). Priemerná hustota Slnka je 1,41"103 kg/m3 . Gravitačné zrýchlenie na povrchu Slnka je 273,98 m/s2. Druhá úniková rýchlosť na povrchu Slnka je 6,18·10 5 m/s. Efektívna teplota slnečného povrchu stanovená podľa Stefan-Boltzmannovho zákona o žiarení na základe celkového žiarenia Slnka je 5770K. (Obr.2)

História teleskopických pozorovaní Slnka začína pozorovaniami, ktoré vykonal G. Galilei v roku 1611; Objavili sa slnečné škvrny, určila sa perióda rotácie Slnka okolo svojej osi. V roku 1843 nemecký astronóm pán Schwabe objavil cyklickosť slnečnej aktivity. Vývoj metód spektrálnej analýzy umožnil študovať fyzikálne podmienky na Slnku. V roku 1814 objavil J. Fraunhofer tmavé absorpčné čiary v spektre Slnka – to znamenalo začiatok štúdia chemického zloženia Slnka. Od roku 1836 sa pravidelne uskutočňujú pozorovania zatmení Slnka, ako aj protuberancií Slnka. V roku 1913 americký astronóm J. Hale pozoroval Zeemanovo štiepenie Fraunhoferových čiar v spektre slnečných škvŕn a tým dokázal existenciu magnetických polí na Slnku. Do roku 1942 švédsky astronóm B. Edlen a ďalší identifikovali niekoľko čiar v spektre slnečnej koróny s čiarami vysoko ionizovaných prvkov, čím dokázali vysokú teplotu v slnečnej koróne. V roku 1931 B. Lio vynašiel slnečný koronograf, ktorý umožňoval pozorovať korónu a chromosféru aj mimo zatmení. Začiatkom 40. rokov dvadsiateho storočia bola objavená rádiová emisia zo Slnka. (Obr. 3)

Významným impulzom pre rozvoj slnečnej fyziky v druhej polovici dvadsiateho storočia bol rozvoj magnetickej hydrodynamiky a fyziky plazmy. Od začiatku kozmického veku sa štúdium ultrafialového a röntgenového žiarenia zo Slnka uskutočňuje pomocou metód mimoatmosférickej astronómie pomocou rakiet, automatických orbitálnych observatórií na satelitoch Zeme a vesmírnych laboratórií s ľuďmi na palube. (obr. 4)

Rotácia Slnka okolo svojej osi nastáva v rovnakom smere ako rotácia Zeme, v rovine naklonenej o 715" k rovine obežnej dráhy Zeme (ekliptika). Rýchlosť rotácie je určená zdanlivým pohybom rôznych časti v atmosfére Slnka a posunom spektrálnych čiar v spektre okraja disku Slnka vplyvom Dopplerovho javu.Tak sa zistilo, že perióda rotácie Slnka nie je rovnaká pri rôzne zemepisné šírky Poloha rôznych útvarov na povrchu Slnka sa určuje pomocou heliografických súradníc meraných od slnečného rovníka (heliografická zemepisná šírka) a od centrálneho poludníka viditeľného disku Slnka alebo od niektorého poludníka zvoleného ako počiatočný ( takzvaný Carringtonov poludník). Predpokladá sa, že Slnko sa otáča ako tuhé teleso. Bod s heliografickou šírkou 17 0 vykoná jednu otáčku vzhľadom na Zem za 27,275 dňa (synodické obdobie) - 25,38 dňa. Rotácia uhlovou rýchlosťou j pre siderickú rotáciu sa mení s heliografickou zemepisnou šírkou w podľa zákona: w=14,33° - 30 sin 2 j za deň. Lineárna rýchlosť rotácie na rovníku Slnka je asi 2000 m/s.

Slnko ako hviezda je typický žltý trpaslík a nachádza sa v strednej časti hlavnej postupnosti hviezd na Hertzsprung-Russellovom diagrame. Viditeľná fotovizuálna magnitúda Slnka je -26,74, absolútna vizuálna magnitúda M y je +4,83. Spektrálna trieda Slnka je G2V. Rýchlosť pohybu vzhľadom na množinu najbližších hviezd je 19,7"103 m/s. Slnko sa nachádza vo vnútri jednej zo špirálových vetiev našej Galaxie vo vzdialenosti asi 10 kpc od jej stredu. Obdobie rotácie Slnka okolo stredu Galaxie je asi 200 miliónov rokov.Vek Slnka je asi 5"109 rokov. (Obr.5)

Vnútorná stavba Slnka je určená za predpokladu, že ide o sféricky symetrické teleso a je v rovnováhe. Rovnica prenosu energie, zákon zachovania energie, stavová rovnica ideálneho plynu, Stefan-Boltzmannov zákon a podmienky hydrostatickej, radiačnej a konvekčnej rovnováhy spolu s hodnotami celkovej svietivosti, celkovej hmotnosti a polomeru Slnka určené na základe pozorovaní a údajov o jeho chemickom zložení, umožňujú zostaviť model vnútorných štruktúr Slnka. Predpokladá sa, že hmotnostný obsah vodíka v Slnku je asi 70 %, hélia asi 27 % a obsah všetkých ostatných prvkov je asi 2,5 %. Na základe týchto predpokladov sa vypočítava, že teplota v strede Slnka je 10"106 K, hustota je asi 1,5"105 kg/m 3, tlak je 3,4 * 10 16, ktorý sa považuje za zdroj energie, ktorá dopĺňa straty žiarenia a udržuje vysokú teplotu Slnko sú jadrové reakcie prebiehajúce v hĺbke slnka. Priemerné množstvo energie vyprodukovanej vo vnútri Slnka je 1,92 erg/g/s. Uvoľňovanie energie je určené jadrovými reakciami, pri ktorých sa vodík premieňa na hélium. Na Slnku sú možné dve skupiny termonukleárnych reakcií: takzvaný protón - protónový (vodíkový) cyklus a uhlíkový cyklus (Betheho cyklus). Najpravdepodobnejšie je, že na Slnku prevláda protón-protónový cyklus pozostávajúci z troch reakcií, v prvej z nich vznikajú jadrá deutéria z vodíkových jadier (ťažký izotop vodíka, atómová hmotnosť 2); v druhom z jadier vodíka vznikajú jadrá izotopu hélia s atómovou hmotnosťou 3 a napokon v treťom jadrá stabilného izotopu hélia s atómovou hmotnosťou 4. (obr. 6)

K prenosu energie z vnútorných vrstiev Slnka dochádza najmä absorpciou elektromagnetického žiarenia prichádzajúceho zdola a následnou reemisiou. V dôsledku poklesu teploty so vzdialenosťou od Slnka sa vlnová dĺžka žiarenia postupne zväčšuje, čím sa väčšina energie prenáša do horných vrstiev. Prenos energie pohybom horúcej hmoty z vnútorných vrstiev a ochladzovanej hmoty vo vnútri (konvencia) hrá významnú úlohu v relatívne vyšších vrstvách, ktoré tvoria konvekčnú zónu Slnka, ktorá začína v hĺbke asi 0,2 polomeru Slnka. a má hrúbku okolo 108 m Rýchlosť konvekčných pohybov sa zvyšuje s predlžovaním od stredu Slnka a vo vonkajšej časti konvekčnej zóny dosahuje (2---.5)- 103 m/s. V ešte vyšších vrstvách (v slnečnej atmosfére) sa prenos energie opäť uskutočňuje žiarením. V horných vrstvách slnečnej atmosféry (v chromosfére a koróne) je časť energie dodávaná mechanickými a magnetohydrodynamickými vlnami, ktoré vznikajú v konvekčnej zóne, ale sú absorbované len v týchto vrstvách. Hustota v hornej atmosfére je veľmi nízka a nevyhnutné odstránenie energie sálaním a vedením tepla je možné len vtedy, ak je kinetická energia týchto vrstiev dostatočne vysoká. Napokon v hornej časti slnečnej koróny väčšinu energie odnášajú látky vzďaľujúce sa od Slnka, takzvaný slnečný vietor. Teplota v každej vrstve je nastavená na takú úroveň, aby sa automaticky dosiahla energetická bilancia: množstvo energie vnesenej v dôsledku absorpcie všetkých druhov žiarenia, tepelnej vodivosti alebo pohybu hmoty sa rovná súčtu všetkých strát energie. vrstvy.

Celkové žiarenie Slnka je určené osvetlením, ktoré vytvára na povrchu Zeme - asi 100 tisíc luxov, keď je Slnko v zenite. Mimo atmosféry v priemernej vzdialenosti Zeme od Slnka je osvetlenie 127 tisíc luxov. Svietivosť Slnka je 2,84"1027 sviečok. Množstvo energie prichádzajúce za minútu na plochu 1 cm 2 umiestnenú kolmo na slnečné lúče mimo atmosféry v priemernej vzdialenosti Zeme od Slnka sa nazýva slnečná konštanta. Výkon celkového žiarenia Slnka je 3,83 "1026 wattov, z toho na Zem dopadá asi 2" 1017 wattov, priemerná jasnosť povrchu Slnka (pri pozorovaní mimo zemskej atmosféry) je 1,98" 10 9 nits, jas stredu slnečného disku je 2,48"109 nits. Jas slnečného disku klesá od stredu k okraju a tento pokles závisí od vlnovej dĺžky, takže jas na okraji slnečného disku kotúč pre svetlo s vlnovou dĺžkou 3600A je 0,2 jas jeho stredu a pre 5000A - asi 0,3 jas stredu slnečného kotúča okraj slnečného kotúča Jas klesne o faktor 100 za menej ako jednu oblúkovú sekundu, tzn. okraj slnečného disku sa javí ako veľmi ostrý.

Spektrálne zloženie svetla vyžarovaného Slnkom, teda rozloženie energie v strede Slnka (po zohľadnení vplyvu absorpcie v zemskej atmosfére a vplyvu Fraunhoferových čiar), vo všeobecnosti zodpovedá rozloženie energie v žiarení čierneho telesa s teplotou okolo 6000K. V určitých častiach spektra sú však badateľné odchýlky. Maximálna energia v slnečnom spektre zodpovedá vlnovej dĺžke 4600A. Spektrum Slnka nie je súvislé spektrum, na ktorom je superponovaných viac ako 20 tisíc absorpčných čiar (Fraunhoferových čiar). Viac ako 60 % z nich bolo identifikovaných so spektrálnymi čiarami známych chemických prvkov porovnaním vlnových dĺžok a relatívnej intenzity absorpčnej čiary v slnečnom spektre s laboratórnymi spektrami. Emisia Fraunhoferových čiar poskytuje informácie nielen o chemickom zložení slnečnej atmosféry, ale aj o fyzikálnych podmienkach v tých vrstvách, v ktorých vznikajú určité absorpcie. Prevládajúcim prvkom na Slnku je vodík. Počet atómov hélia je 4-5 krát menší ako počet atómov vodíka. Počet atómov všetkých ostatných prvkov spolu je najmenej 1000-krát menší ako počet atómov vodíka. Medzi nimi sú najhojnejšie zastúpené kyslík, uhlík, dusík, horčík, železo a iné. V spektre Slnka možno tiež identifikovať čiary patriace určitým molekulám a voľným radikálom:

OH, NH, CH, CO a iné.

Magnetické polia na Slnku sa merajú hlavne Zeemanovým štiepením absorpčných čiar v slnečnom spektre. Na Slnku existuje niekoľko typov magnetických polí. Celkové magnetické pole Slnka je malé a dosahuje silu 1 tej či onej polarity a mení sa s časom. Toto pole úzko súvisí s medziplanetárnym magnetickým poľom a jeho sektorovou štruktúrou. Magnetické polia spojené so slnečnou aktivitou môžu v slnečných škvrnách dosiahnuť niekoľko tisíc Oe. Štruktúra magnetických polí v aktívnych oblastiach je veľmi zložitá, striedajú sa magnetické póly rôznych polarít. Mimo slnečných škvŕn existujú aj miestne magnetické oblasti so silou poľa stoviek Oe. Magnetické polia prenikajú chromosférou aj slnečnou korónou. Magnetogasdynamické a plazmové procesy hrajú na Slnku hlavnú úlohu. Pri teplote 5000 - 10000K je plyn dostatočne ionizovaný, jeho vodivosť je vysoká a vzhľadom na obrovský rozsah slnečných javov je význam elektromechanických a magnetomechanických interakcií veľmi vysoký.

Atmosféru Slnka tvoria vonkajšie vrstvy prístupné pozorovateľom. Takmer všetko slnečné žiarenie pochádza zo spodnej časti jeho atmosféry, nazývanej fotosféra. Na základe rovníc prenosu energie žiarenia, radiačnej a lokálnej termodynamickej rovnováhy a pozorovaného toku žiarenia je možné teoreticky zostaviť model rozloženia teploty a hustoty s hĺbkou vo fotosfére. Hrúbka fotosféry je asi tristo kilometrov, jej priemerná hustota je 3,10 kg/m3. Teplota vo fotosfére s prechodom do viacerých vonkajších vrstiev klesá, jej priemerná hodnota je asi 6000 K, na hranici fotosféry je to asi 4200 K. Tlak sa pohybuje od 2·104 do 102 n/m2. Existencia konvekcie v subfotosférickej zóne Slnka sa prejavuje v nerovnomernom jase fotosféry, jej viditeľných zŕn nazývaných granulačná štruktúra. Granule sú svetlé, menej okrúhle škvrny. Veľkosť granúl je 150 - 1000 km, životnosť 5 - 10 minút, úsek je možné pozorovať do 20 minút. Niekedy granule tvoria zhluky až do veľkosti 30 tisíc kilometrov. Granule sú o 20% svetlejšie ako medzikryštálové priestory, čo zodpovedá rozdielu teplôt v priemere na zoologickú záhradu. Na rozdiel od iných útvarov na povrchu Slnka je granulácia rovnaká vo všetkých heliografických šírkach a slnečnej aktivite. Rýchlosti chaotických pohybov (turbulentné rýchlosti) sú podľa rôznych definícií 1 km/s. Vo fotosfére boli zistené kváziperiodické, oscilačné pohyby v radiálnom smere. Vyskytujú sa na územiach tisícok kilometrov s periódou asi päť minút a amplitúdou rýchlosti rádovo 500 m/niekoľko periód, oscilácie v danom mieste odumierajú, potom môžu opäť vzniknúť. Pozorovania tiež ukázali existenciu buniek, v ktorých dochádza k pohybu v horizontálnom smere od stredu bunky k jej hraniciam. Rýchlosť takýchto pohybov je asi 500 m/s. Rozmery článkov - supergranúl - sú 30 tisíc kilometrov. Poloha supergranúl sa zhoduje s bunkami chromosférickej siete. Na hraniciach supergranúl je magnetické pole zosilnené. Predpokladá sa, že supergranule odrážajú konvekčné bunky rovnakej veľkosti v hĺbke niekoľko tisíc kilometrov pod povrchom. Pôvodne sa predpokladalo, že fotosféra produkuje len súvislé žiarenie a v reverznej vrstve umiestnenej nad ňou sa vytvárajú absorpčné čiary. Neskôr sa zistilo, že vo fotosfére sa tvorí čiarové spektrum aj spojité spektrum. Pre zjednodušenie matematických výpočtov pri výpočte spektrálnych čiar sa však niekedy používa pojem invertujúca vrstva.

Vo fotosfére sú často pozorované slnečné škvrny a fakuly. Slnečné škvrny sú tmavé útvary, zvyčajne pozostávajúce z tmavšieho jadra (umbra) a okolitej penumbry. Priemery škvŕn dosahujú dvestotisíc kilometrov. Niekedy je miesto obklopené svetlým okrajom. Veľmi malé škvrny sa nazývajú póry. Životnosť škvŕn sa pohybuje od niekoľkých hodín až po niekoľko mesiacov. Spektrum slnečných škvŕn obsahuje ešte viac absorpčných čiar a pásov ako spektrum fotosféry, pripomína spektrum hviezdy spektrálneho typu KO. Posuny čiar v spektre škvŕn v dôsledku Dopplerovho javu naznačujú pohyb hmoty v škvrnách - výtok na nižších úrovniach a prítok na vyšších úrovniach, rýchlosti pohybu dosahujú 3 tis. m/sec. porovnanie intenzity čiar a súvislého spektra slnečných škvŕn a fotosféry pri 1 000 stupňoch (4500 K a menej). V dôsledku toho sa škvrny javia ako tmavé na pozadí fotosféry, jasu jadra je 0,2 - 0,5 jasu fotosféry, jas penumbry je asi 80% fotosférickej. Všetky slnečné škvrny majú silné magnetické pole, ktoré u veľkých slnečných škvŕn dosahuje silu tisícov esterov. Škvrny zvyčajne tvoria skupiny, ktoré z hľadiska ich magnetického poľa môžu byť unipolárne, bipolárne a multipolárne, to znamená, že obsahujú veľa škvŕn rôznych polarít, často spojených spoločnou polotieniou. Skupiny slnečných škvŕn sú vždy obklopené faculami a vločkami, protuberanciami; v ich blízkosti sa niekedy vyskytujú slnečné erupcie a v slnečnej koróne nad nimi pozorujeme útvary v podobe lúčov prilieb a vejárov - to všetko spolu tvorí aktívnu oblasť na Slnku . Priemerný ročný počet pozorovaných škvŕn a aktívnych oblastí, ako aj priemerná plocha, ktorú zaberajú, kolíše s obdobím cca. 11 rokov.

Ide o priemernú hodnotu, no trvanie jednotlivých cyklov slnečnej aktivity sa pohybuje od 7,5 do 16 rokov. Najväčší počet škvŕn súčasne viditeľných na povrchu Slnka sa pre rôzne cykly mení viac ako dvakrát. Škvrny sa nachádzajú hlavne v takzvaných kráľovských zónach, ktoré siahajú od 5 do 30 0 heliografická šírka na oboch stranách slnečného rovníka. Na začiatku cyklu slnečnej aktivity je zemepisná šírka polohy slnečných škvŕn vyššia a na konci cyklu nižšia a vo vyšších zemepisných šírkach sa okolo cyklu objavujú slnečné škvrny. Častejšie sa pozorujú bipolárne skupiny slnečných škvŕn, ktoré pozostávajú z dvoch veľkých slnečných škvŕn - hlavy a nasledujúcich, ktoré majú opačnú magnetickú polaritu, a niekoľkých malých. Hlavové škvrny majú rovnakú polaritu počas celého cyklu slnečnej aktivity; tieto polarity sú opačné na severnej a južnej pologuli Slnka. Zdá sa, že škvrny sú depresie vo fotosfére a hustota hmoty v nich je menšia ako hustota hmoty vo fotosfére na rovnakej úrovni.

V aktívnych oblastiach Slnka sa pozorujú fakuly - jasné fotosférické útvary viditeľné v bielom svetle hlavne pri okraji slnečného disku. Vzplanutia sa zvyčajne objavujú pred škvrnami a pretrvávajú ešte nejaký čas po ich zmiznutí. Plocha oblastí vzplanutia je niekoľkonásobne väčšia ako plocha zodpovedajúcej skupiny škvŕn. Počet fakúl na slnečnom disku závisí od fázy cyklu slnečnej aktivity. Faculae majú maximálny kontrast (18%) blízko okraja slnečného disku, ale nie na samom okraji. V strede slnečného disku sú fakuly prakticky neviditeľné, ich kontrast je veľmi nízky. Baterky majú zložitú vláknitú štruktúru, ich kontrast závisí od vlnovej dĺžky, pri ktorej sa pozorovania vykonávajú. Teplota fakieľ je o niekoľko sto stupňov vyššia ako teplota fotosféry, celkové žiarenie z jedného centimetra štvorcového prevyšuje fotosférické žiarenie o 3 %. Zjavne sa pochodne týčia trochu nad fotosférou. Priemerná dĺžka ich existencie je 15 dní, ale môže dosiahnuť takmer tri mesiace.

Nad fotosférou sa nachádza vrstva atmosféry Slnka nazývaná chromosféra. Bez špeciálnych ďalekohľadov je chromosféra viditeľná iba počas úplného zatmenia Slnka ako ružový prstenec obklopujúci tmavý disk v tých minútach, keď Mesiac úplne pokrýva fotosféru. Potom je možné pozorovať spektrum chromosféry. Na okraji slnečného disku sa chromosféra pozorovateľovi javí ako nerovný pás, z ktorého vyčnievajú jednotlivé zuby chromosférických spikulov. Priemer spicules je 200 kilometrov, výška je asi 10 000 kilometrov, rýchlosť stúpania plazmy v spicules je až 30 km/sec. Na Slnku je súčasne až 250 tisíc spikulov. Pri pozorovaní v monochromatickom svetle je na slnečnom disku viditeľná jasná chromosférická sieť pozostávajúca z jednotlivých uzlíkov – malých, s priemerom do 1000 km, a veľkých, s priemerom 2000 až 8000 km. Veľké uzliny sú zhluky malých. Rozmery buniek mriežky sú 30 tisíc kilometrov. Predpokladá sa, že spikuly sa tvoria na hraniciach buniek chromosférickej siete. Hustota v chromosfére klesá s rastúcou vzdialenosťou od stredu Slnka. Počet atómov v jednom kubickom centimetri sa pohybuje od 10 15 v blízkosti fotosféry po 10 9 v hornej časti chromosféry. Štúdium spektier chromosféry viedlo k záveru, že vo vrstve, kde dochádza k prechodu z fotosféry do chromosféry, teplota prechádza minimom a so zvyšujúcou sa výškou nad základňou chromosféry sa rovná 8 tisíc Kelvinov a vo výške niekoľko tisíc kilometrov dosahuje 15 tisíc Kelvinov. Zistilo sa, že v chromosfére dochádza k chaotickému pohybu hmôt plynu rýchlosťou až 15·103 m/s. V chromosfére sú v aktívnych oblastiach viditeľné svetelné útvary, zvyčajne nazývané flokuly. V červenej čiare vodíkového spektra sú viditeľné tmavé útvary nazývané filamenty. Na okraji slnečného disku vlákna vyčnievajú za disk a sú pozorované oproti oblohe ako jasné protuberancie. Najčastejšie sa vlákna a protuberancie nachádzajú v štyroch zónach umiestnených symetricky voči slnečnému rovníku: polárne zóny severne od +40 0 a južne od -40 0 heliografickej zemepisnej šírky a zóny nízkej zemepisnej šírky okolo 30 0 na začiatku cyklu slnečnej aktivity. a 17 0 na konci cyklu. Vlákna a výbežky zón nízkej zemepisnej šírky vykazujú presne definovaný 11-ročný cyklus, ich maximum sa zhoduje s maximom slnečných škvŕn. Vo výbežkoch vo vysokých zemepisných šírkach je závislosť od fáz cyklov slnečnej aktivity menej výrazná, maximum nastáva dva roky po maxime škvŕn. Vlákna, ktoré sú tichými výbežkami, môžu dosiahnuť dĺžku slnečného polomeru a existujú niekoľko otáčok Slnka. Priemerná výška výbežkov nad povrchom Slnka je 30 tisíc kilometrov, priemerná dĺžka je 200 tisíc kilometrov a šírka je 5 tisíc kilometrov. Podľa výskumu A.B.Severného možno všetky protuberancie rozdeliť do 3 skupín podľa povahy ich pohybu: elektromagnetické, pri ktorých sa pohyby vyskytujú po usporiadaných zakrivených trajektóriách - magnetických siločiarach; chaotické, v ktorých prevládajú neusporiadané turbulentné pohyby (rýchlosti rádovo 10 km/sec); eruptívna, pri ktorej sa látka počiatočného pokojného vyčnievania s chaotickými pohybmi náhle vymrští so zvyšujúcou sa rýchlosťou (dosahujúcou 700 km/s) preč od Slnka. Teplota v protuberanciách (filamentoch) je 5 tisíc Kelvinov, hustota je blízka priemernej hustote chromosféry. Vlákna, ktoré sú aktívne, rýchlo sa meniace výbežky, sa zvyčajne dramaticky menia v priebehu niekoľkých hodín alebo dokonca minút. Tvar a charakter pohybov v protuberanciách úzko súvisia s magnetickým poľom v chromosfére a slnečnej koróne.

Slnečná koróna je najvzdialenejšia a najjemnejšia časť slnečnej atmosféry, ktorá sa rozprestiera cez niekoľko (viac) slnečných polomerov. Do roku 1931 bolo možné korónu pozorovať len počas úplných zatmení Slnka vo forme striebristo-perleťovej žiary okolo Slnka zakrytého Mesiacom. V korune jasne vynikajú detaily jeho štruktúry: prilby, ventilátory, koronálne lúče a polárne kefy. Po vynájdení koronografu sa slnečná koróna začala pozorovať aj mimo zatmení. Celkový tvar koróny sa mení s fázou cyklu slnečnej aktivity: v rokoch minima je koróna silne pretiahnutá pozdĺž rovníka, v rokoch maxima je takmer guľová. V bielom svetle je povrchový jas slnečnej koróny miliónkrát menší ako jas stredu slnečného disku. Jeho žiara vzniká najmä v dôsledku rozptylu fotosférického žiarenia voľnými elektrónmi. Takmer všetky atómy v koróne sú ionizované. Koncentrácia iónov a voľných elektrónov na báze koróny je 109 častíc na 1 cm3. Koróna sa zahrieva podobne ako chromosféra. K najväčšiemu uvoľneniu energie dochádza v spodnej časti koróny, ale kvôli vysokej tepelnej vodivosti je koróna takmer izotermická – teplota smerom von klesá veľmi pomaly. Odtok energie v koróne prebieha niekoľkými spôsobmi. V spodnej časti koróny hrá hlavnú úlohu prenos energie smerom nadol v dôsledku tepelnej vodivosti. Strata energie je spôsobená odchodom najrýchlejších častíc z koróny. Vo vonkajších častiach koróny je väčšina energie odnášaná slnečným vetrom - tokom koronálneho plynu, ktorého rýchlosť sa zvyšuje so vzdialenosťou od Slnka od niekoľkých km/s na jeho povrchu až po 450 km/s pri vzdialenosť Zeme. Teplota v koróne presahuje 10 6 K. V aktívnych vrstvách koróny je teplota vyššia - až 10 7 K. Nad aktívnymi oblasťami môžu vznikať takzvané koronálne kondenzácie, v ktorých sa koncentrácia častíc zvyšuje o desiatky krát. Súčasťou žiarenia vo vnútri koróny sú emisné čiary viacnásobne ionizovaných atómov železa, vápnika, horčíka, uhlíka, síry a iných chemických prvkov. Sú pozorované ako vo viditeľnej časti spektra, tak aj v ultrafialovej oblasti. Slnečná koróna generuje slnečné rádiové vyžarovanie v rozsahu metrov a röntgenové vyžarovanie, ktoré je v aktívnych oblastiach mnohokrát zosilnené. Ako ukázali výpočty, slnečná koróna nie je v rovnováhe s medziplanetárnym prostredím. Prúdy častíc sa šíria z koróny do medziplanetárneho priestoru a vytvárajú slnečný vietor. Medzi chromosférou a korónou je relatívne tenká prechodová vrstva, v ktorej dochádza k prudkému zvýšeniu teploty na hodnoty charakteristické pre korónu. Podmienky v nej určuje tok energie z koróny v dôsledku tepelnej vodivosti. Prechodová vrstva je zdrojom väčšiny slnečného ultrafialového žiarenia. Chromosféra, prechodová vrstva a koróna produkujú všetky pozorovateľné rádiové emisie zo Slnka. V aktívnych oblastiach sa mení štruktúra chromosféry, koróny a prechodovej vrstvy. Táto zmena však ešte nie je dobre pochopená.(3)

V aktívnych oblastiach chromosféry sú pozorované náhle a relatívne krátkodobé zvýšenia jasu, viditeľné v mnohých spektrálnych čiarach naraz. Tieto svetlé útvary trvajú niekoľko minút až niekoľko hodín. Nazývajú sa slnečné erupcie (predtým známe ako chromosférické erupcie). Záblesky sú najlepšie viditeľné vo svetle vodíkovej čiary, ale najjasnejšie sú niekedy viditeľné v bielom svetle. V spektre slnečnej erupcie je niekoľko stoviek emisných čiar rôznych prvkov, neutrálnych a ionizovaných. Teplota tých vrstiev slnečnej atmosféry, ktoré produkujú žiaru v chromosférických líniách, je (1 -) · 10 4 K, vo vyšších vrstvách - až 10 7 K. Hustota častíc vo vzplanutí dosahuje 10 13 - 10 14 V jednom kubický centimeter. Plocha slnečných erupcií môže dosiahnuť 10 15 m2. Slnečné erupcie sa zvyčajne vyskytujú v blízkosti rýchlo sa rozvíjajúcich skupín slnečných škvŕn s magnetickým poľom komplexnej konfigurácie. Sú sprevádzané aktiváciou vlákien a vločiek, ako aj emisiami látok. Počas záblesku sa uvoľní veľké množstvo energie (až 10 21 - 10 25 joulov). Predpokladá sa, že energia slnečnej erupcie sa najskôr ukladá v magnetickom poli a potom sa rýchlo uvoľňuje, čo vedie k lokálnemu zahrievaniu a urýchľovaniu protónov a elektrónov, čo spôsobuje ďalšie zahrievanie plynu, jeho žiaru v rôznych častiach elektromagnetického žiarenia. spektrum a vznik rázovej vlny. Slnečné erupcie spôsobujú výrazný nárast ultrafialového žiarenia zo Slnka a sú sprevádzané výbuchmi röntgenového žiarenia (niekedy veľmi silnými), výbuchmi rádiovej emisie a uvoľňovaním vysokoenergetických teliesok až do 10 10 eV. Niekedy sa röntgenové emisie pozorujú bez zvýšenia žiary v chromosfére. Niektoré erupcie (nazývané protónové erupcie) sú sprevádzané obzvlášť silnými prúdmi energetických častíc z kozmického žiarenia slnečného pôvodu. Protónové erupcie predstavujú nebezpečenstvo pre astronautov počas letu, pretože energetické častice, ktoré sa zrážajú s atómami plášťa lode, vytvárajú röntgenové a gama žiarenie, niekedy v nebezpečných dávkach.

Kapitola PI. ročný cyklus slnečnej aktivity a jej príčiny

Úroveň slnečnej aktivity (počet aktívnych oblastí a slnečných škvŕn, počet a sila slnečných erupcií atď.) sa mení s periódou cca. 11 rokov. Slabé výkyvy sú aj vo veľkosti maxím 11-ročného cyklu s periódou okolo 90 rokov. Na zemi je možné vysledovať 11-ročný cyklus v množstve javov organickej a anorganickej povahy (poruchy magnetického poľa, polárne žiary, ionosférické poruchy, zmeny rýchlosti rastu stromov s periódou cca. 11 rokov, zriadených striedaním hrúbky letokruhov a pod.). Pozemské procesy aktívne ovplyvňujú aj jednotlivé aktívne oblasti na Slnku a krátkodobé, no niekedy veľmi silné erupcie, ktoré sa v nich vyskytujú. Životnosť samostatnej magnetickej oblasti na Slnku môže dosiahnuť jeden rok. Poruchy v magnetosfére a hornej atmosfére Zeme spôsobené touto oblasťou sa opakujú po 27 dňoch (s periódou rotácie Slnka pozorovanou zo Zeme). Najsilnejšie prejavy sa vyskytujú nepravidelne (zvyčajne v blízkosti období maximálnej aktivity), ich trvanie je 5 minút, zriedka niekoľko hodín. Energia chromosférickej erupcie môže dosiahnuť 10 25 joulov, z energie uvoľnenej pri erupcii iba 1 % tvorí elektromagnetické žiarenie v optickej oblasti. V porovnaní s celkovým žiarením Slnka v optickom rozsahu nie je energia erupcie vysoká, ale krátkovlnné žiarenie erupcie a elektróny generované počas erupcií, a niekedy aj slnečné kozmické lúče, môžu výrazne prispieť k X. -lúčové a korpuskulárne žiarenie Slnka. V obdobiach zvýšenej slnečnej aktivity sa jeho röntgenové vyžarovanie zvyšuje v rozsahu 30 nm dvakrát, v rozsahu 10 nm 3-krát, v rozsahu 1 - 0,2 nm viac ako stonásobne. S klesajúcou vlnovou dĺžkou žiarenia sa zvyšuje príspevok aktívnych oblastí k celkovému žiareniu Slnka a v poslednom z uvedených rozsahov je takmer všetko žiarenie spôsobené aktívnymi oblasťami. Tvrdé röntgenové žiarenie s vlnovou dĺžkou menšou ako 0,2 nm sa v slnečnom spektre objavuje len krátko po vzplanutí.

V ultrafialovej oblasti (vlnová dĺžka 180 nm) sa slnečné žiarenie počas 11-ročného cyklu zmení len o 1% a v oblasti 290 nm zostáva takmer konštantné a dosahuje hodnotu 3,6. 10 26 wattov.

Stálosť energie prijímanej Zemou zo Slnka zabezpečuje stacionárnu tepelnú rovnováhu Zeme. Slnečná aktivita výrazne neovplyvňuje energiu Zeme ako planéty, ale jednotlivé zložky chromosférických erupcií môžu mať významný vplyv na mnohé fyzikálne, biofyzikálne a biochemické procesy na Zemi.

Aktívne oblasti sú silným zdrojom korpuskulárneho žiarenia. Častice s energiami okolo 1 keV (hlavne protóny) šíriace sa pozdĺž siločiar medziplanetárneho magnetického poľa z aktívnych oblastí posilňujú slnečný vietor. Tieto nárasty (nárazy) slnečného vetra sa opakujú po 27 dňoch a nazývajú sa opakujúce sa. Podobné toky, ale s ešte väčšou energiou a hustotou, vznikajú pri erupciách. Spôsobujú takzvané sporadické poruchy slnečného vetra a na Zem sa dostanú v časových intervaloch od 8 hodín do 2 dní. Vysokoenergetické protóny (od 100 MeV do 1 GeV) z veľmi silných „protónových“ erupcií a elektróny s energiou 10 keV, ktoré sú súčasťou slnečného kozmického žiarenia, prichádzajú na Zem desiatky minút po erupciách; O niečo neskôr prišli tí, ktorí padli do „pascí“ medziplanetárneho magnetického poľa a pohybovali sa spolu so slnečným vetrom. Krátkovlnné žiarenie a slnečné kozmické lúče (vo vysokých zemepisných šírkach) ionizujú zemskú atmosféru, čo vedie k kolísaniu jej priehľadnosti v ultrafialovej a infračervenej oblasti, ako aj k zmenám podmienok šírenia krátkych rádiových vĺn (v niektorých prípadoch sú pozorované poruchy rádiovej komunikácie).

Zosilnenie slnečného vetra spôsobené erupciou vedie k stlačeniu magnetosféry Zeme na slnečnej strane, zvýšeniu prúdov na jej vonkajšej hranici, čiastočnému prenikaniu častíc slnečného vetra hlboko do magnetosféry, doplneniu vysokoenergetických častíc v žiarení Zeme. pásy atď. Tieto procesy sú sprevádzané kolísaním sily geomagnetického poľa (magnetická búrka), polárnymi žiarami a inými geofyzikálnymi javmi, ktoré odrážajú všeobecné narušenie zemského magnetického poľa. Vplyv aktívnych procesov na Slnku (slnečné búrky) na geofyzikálne javy sa uskutočňuje tak krátkovlnným žiarením, ako aj magnetickým poľom Zeme. Zdá sa, že tieto faktory sú hlavné pre fyzikálno-chemické a biologické procesy. Doposiaľ sa nepodarilo vystopovať celý reťazec súvislostí vedúcich k 11-ročnej periodicite mnohých procesov na Zemi, no nahromadený rozsiahly faktografický materiál nenecháva o existencii takýchto súvislostí žiadne pochybnosti. Bola teda stanovená korelácia medzi 11-ročným cyklom slnečnej aktivity a zemetraseniami, poľnohospodárskymi výnosmi, počtom kardiovaskulárnych ochorení atď. Tieto údaje poukazujú na neustále pôsobenie slnečno-pozemských spojení.

Pomocou údajov z astronomického observatória v Tbilisi sme sa pokúsili vytvoriť vizuálny obraz zmien slnečnej aktivity počas obdobia z roku 1655 do roku 1944 a zistil, že:

Pozorovanie Slnka sa uskutočňuje pomocou malých alebo stredne veľkých refraktorov a veľkých odrazových ďalekohľadov, v ktorých je väčšina optiky stacionárna a slnečné lúče smerujú do horizontálnej alebo vežovej montáže ďalekohľadu pomocou jedného alebo dvoch pohyblivých zrkadiel. Bol vytvorený špeciálny typ slnečného teleskopu - koronograf mimo zatmenia. Vo vnútri koronografu je Slnko zatemnené špeciálnou nepriehľadnou clonou. V koronografe sa množstvo rozptýleného svetla mnohonásobne zníži, takže najvzdialenejšie vrstvy atmosféry Slnka možno pozorovať aj mimo zatmenia. Slnečné teleskopy sú často vybavené úzkopásmovými filtrami, ktoré umožňujú pozorovanie vo svetle jedinej spektrálnej čiary. Boli vytvorené aj filtre s neutrálnou hustotou s premenlivou radiálnou priehľadnosťou, vďaka čomu je možné pozorovať slnečnú korónu vo vzdialenosti niekoľkých polomerov Slnka. Typicky sú veľké slnečné teleskopy vybavené výkonnými spektrografmi s fotografickým alebo fotoelektrickým záznamom spektier. Spektrograf môže mať aj magnetograf – zariadenie na štúdium Zeemanovho štiepenia a polarizácie spektrálnych čiar a určovanie veľkosti a smeru magnetického poľa na Slnku. Potreba eliminovať vymývací efekt zemskej atmosféry, ako aj štúdie slnečného žiarenia v ultrafialovom, infračervenom a niektorých ďalších oblastiach spektra, ktoré sú absorbované v zemskej atmosfére, viedli k vytvoreniu orbitálnych observatórií mimo atmosféry. , vďaka čomu je možné získať spektrá Slnka a jednotlivých útvarov na jeho povrchu mimo zemskej atmosféry .

Z času na čas sa objavia v slnečnej atmosfére aktívne oblasti, ktorých počet sa pravidelne mení s cyklom v priemere asi 11 rokov.

Vznik aktívnej oblasti je indikovaný slnečné škvrny, pozorované vo fotosfére. Objavujú sa vo forme malých čiernych bodiek – pórov. V priebehu niekoľkých dní sa póry zmenia na veľké tmavé útvary. Zvyčajne je škvrna obklopená menej tmavou penumbrou, pozostávajúcou z radiálne pretiahnutých žíl. Škvrna vyzerá ako „diera“ na povrchu Slnka, no je taká veľká, že do nej ľahko vhodíte „guľu“ veľkosti Zeme.

Ak Slnko pozorujete deň čo deň, tak pohybom škvŕn si môžete byť istí, že sa otáča okolo svojej osi a po cca 27 dňoch sa tá či oná škvrna vráti na takmer to isté miesto na slnečnom disku. V rôznych zemepisných šírkach je rýchlosť rotácie Slnka rôzna, v blízkosti rovníka je rotácia rýchlejšia a na póloch pomalšia.

Predtým, ako sa objavia škvrny, objaví sa oblasť v malej oblasti fotosféry - fakľa, najlepšie pozorovateľné na okraji slnečného disku. Pochodne sú o niekoľko stoviek Kelvinov teplejšie ako fotosféra. Horúca a hustejšia je aj atmosféra nad fakľami. Škvrny sú vždy obklopené faculami, ktoré sú v centrálnej časti slnečného disku takmer neviditeľné. Ako oblak rastie v aktívnej oblasti, magnetické pole sa postupne zintenzívňuje, najmä v malej oblasti, kde sa môže následne vytvoriť škvrna. Škvrny majú silné magnetické pole, ktoré zastaví všetok pohyb ionizovaného plynu. Preto sa v oblasti slnečnej škvrny pod fotosférou zastaví bežná konvekcia a tým sa zastaví aj dodatočný prenos energie z hlbších vrstiev von. Teplota škvrny je približne o 1000 K nižšia ako teplota okolitej fotosféry, oproti ktorej sa javí ako tmavá. Vzhľad pochodne sa vysvetľuje aj magnetickým poľom, ale len slabším. Keď nie je schopný zastaviť konvekciu, je inhibovaný iba náhodný charakter pohybov stúpajúcich prúdov plynu v konvekčnej zóne. Preto v oblaku horúce plyny ľahšie stúpajú z hĺbky a robia ju jasnejšou ako okolitá fotosféra.

Rozmery a samotná poloha aktívnej oblasti slnečných škvŕn a fakúl úzko súvisia s konvekčnou zónou: tieň jednotlivej škvrny pokrýva jednu alebo niekoľko buniek strednej vrstvy konvekčnej zóny, ktorá sa spravidla nachádza v uzloch. (miesta priesečníka hraníc) obrovských buniek najhlbšej vrstvy. Zvyčajne sa škvrny objavujú v celých skupinách, z ktorých dva Najväčšie škvrny sú jedna na východnom a druhá na západnom okraji skupiny, ktoré majú opačnú polaritu magnetického poľa. Takéto skupiny škvŕn sa nazývajú bipolárne. Oblasť obsadená celou bipolárnou skupinou sa veľkosťou zhoduje s obrovskou bunkou konvekčnej zóny.

V chromosfére a koróne nad aktívnou oblasťou je možné pozorovať mnoho veľmi zaujímavých javov.

Patria sem chromosférické erupcie a protuberancie (obr. 9).

Bliká- jeden z najrýchlejších procesov na Slnku. Zvyčajne začínajú skutočnosťou, že v priebehu niekoľkých minút sa jas v určitom bode aktívnej oblasti, najmä v lúčoch emitovaných atómami vodíka a iónmi vápnika, výrazne zvýši. Boli tam veľmi silné erupcie, ktoré boli jasnejšie ako oslňujúca fotosféra. Po zapálení niekoľko desiatok minút žiara postupne slabne, až do pôvodného stavu. Vzplanutia vznikajú v dôsledku zvláštnych zmien magnetických polí, čo vedie k náhlemu stlačeniu látky chromosféry.(obr. 10) Dochádza k niečomu podobnému výbuchu a vytvára sa usmernený prúd veľmi rýchlo nabitých častíc a kozmického žiarenia. Tento prúd prechádzajúci korónou nesie so sebou častice plazmy; častice vibrujú a vyžarujú rádiové vlny.

Malá oblasť, ktorú zaberá erupcia (len niekoľko stoviek tisíc štvorcových kilometrov), vytvára veľmi silné žiarenie. Pozostáva z röntgenového žiarenia, ultrafialového a viditeľného žiarenia, rádiových vĺn, rýchlych častíc (teliesok) pohybujúcich sa rýchlosťou tisícok kilometrov za sekundu a kozmického žiarenia. Všetky tieto druhy žiarenia majú silný vplyv na zemskú atmosféru, najmä na jej vrchné vrstvy.

Ultrafialové a röntgenové lúče sa ako prvé dostanú na Zem, predovšetkým do vyšších, ionizovaných vrstiev jej atmosféry – ionosféry. Šírenie rádiových vĺn a počuteľnosť rádiových prenosov závisí od stavu zemskej ionosféry. Pod vplyvom slnečného ultrafialového a röntgenového žiarenia sa ionizácia ionosféry zvyšuje. V jeho spodných vrstvách sa začínajú silne pohlcovať krátke rádiové vlny. Z tohto dôvodu sa počuteľnosť rádiových prenosov na krátkych vlnách stráca. Ionosféra zároveň získava schopnosť lepšie odrážať dlhé rádiové vlny. Preto počas slnečnej erupcie možno zistiť náhle zvýšenie počuteľnosti vzdialenej rádiostanice s dlhými vlnami.

Prúd častíc – teliesok – sa dostane na Zem až asi deň po tom, čo došlo k erupcii na Slnku. Korpuskulárny tok, ktorý „preráža“ slnečnú korónu, ťahá svoju hmotu do dlhých lúčov charakteristických pre jej štruktúry.

V blízkosti Zeme sa tok teliesok stretáva s magnetickým poľom Zeme, ktoré neumožňuje prechod nabitých častíc. Je však ťažké zastaviť častice pohybujúce sa veľkou rýchlosťou. Prelomia bariéru a akoby stlačia magnetické siločiary obklopujúce zemeguľu. To spôsobuje na zemi takzvanú magnetickú búrku, ktorá pozostáva z rýchlych a nepravidelných zmien magnetického poľa. Počas magnetických búrok strelka kompasu nepravidelne kmitá, čo znemožňuje jej použitie.

Pri približovaní sa k Zemi prúd slnečných častíc vtrhne do vrstiev veľmi rýchlo nabitých častíc obklopujúcich Zem a vytvára radiačné pásy. Niektoré slnečné častice sa po prechode týmito pásmi preniknú hlbšie do horných vrstiev atmosféry a spôsobujú veľmi krásne vzduchové žiary – polárne žiary.

Slnečné erupcie teda vedú k dôležitým dôsledkom a úzko súvisia s rôznymi javmi vyskytujúcimi sa na Zemi. Zaujímavé javy sa vyskytujú aj v koróne nad aktívnou oblasťou. Niekedy materiál koróny začne jasne žiariť a môžete vidieť, ako sa jej prúdy rútia do chromosféry. Tieto obrie oblaky horúcich plynov dlhé desiatky tisíc kilometrov sa nazývajú význačnosti.( Obr.9 ) Prominencie Ohromujú svojou tvarovou rozmanitosťou, bohatou štruktúrou, zložitými pohybmi jednotlivých uzlov a náhlymi zmenami, po ktorých nasledujú dlhé obdobia pokojnej existencie. Protuberancie sú hustejšie a chladnejšie ako okolitá koróna a majú rovnakú teplotu ako chromosféra. Vzhľad a pohyb protuberancií ovplyvňujú magnetické polia. Tieto polia sú zrejme hlavnou príčinou všetkých aktívnych javov vyskytujúcich sa v slnečnej atmosfére.

Cyklickosť slnečnej aktivity je spojená s magnetickými poľami. Je ľahké si to všimnúť, ak počítate škvrny na slnku deň čo deň. Na začiatku cyklu nie sú žiadne alebo takmer žiadne škvrny. Táto éra sa nazýva minimálne. Potom sa škvrny objavia ďaleko od slnečného rovníka. Postupne sa ich počet, ako aj počet bipolárnych skupín zvyšuje a škvrny sa objavujú čoraz bližšie k rovníku. Po 3-4 rokoch to príde maximálne slnečné škvrny, vyznačujúce sa najväčším počtom aktívnych útvarov na Slnku. Potom slnečná aktivita ustúpi a po cca 11 rokov prichádza minimálne.

Počas celého cyklu slnečnej aktivity sa zachováva rovnaká postupnosť polarít bipolárnych skupín a je opačná na severnej a južnej pologuli Slnka. Takže napríklad, ak na severnej pologuli počas celého cyklu majú všetky západné škvrny skupín (nazývané vedúce) severnú polaritu, potom východné škvrny (chvost) majú južnú polaritu. Na južnej pologuli je to naopak. V ďalšom cykle sa postupnosť polarít nevyhnutne zmení na opačnú.

Periodicita slnečnej aktivity stále zostáva fascinujúcou záhadou Slnka.

Až v posledných rokoch sa podarilo priblížiť k jeho riešeniu. Zjavne súvisí s komplexnou interakciou ionizovanej hmoty Slnka a jeho všeobecného magnetického poľa. Výsledkom tejto interakcie je periodický nárast magnetických polí, čo vedie k vzniku slnečných škvŕn a iných aktívnych útvarov.

Slnko je jednou z nespočetných hviezd, samosvietivých, horúcich guľôčok plynu. Štúdiom Slnka sa preto dozvedáme o procesoch, ktoré musia nastať aj na mnohých iných hviezdach, ktoré pre svoju odľahlosť ešte nie sú prístupné tak podrobnému štúdiu.

Kapitola IV. Experimentálna časť.

Štúdiom správania sa Slnka v posledných rokoch a spojením prítomnosti slnečných škvŕn s jedenásťročným cyklom slnečnej aktivity som vypočítal plochu jednej zo slnečných škvŕn. Výpočet vyžaduje dodatočné údaje o polohovom uhle a zemepisnej šírke centrálneho slnečného disku.

Na použitie ortografickej siete je potrebné poznať polohový uhol β a geometrickú zemepisnú šírku β okolo stredu slnečného disku. Tieto údaje sú dostupné v astronomickej kalendárnej ročenke.

Polohový uhol P, meraný od stredového bodu, je tento uhol, ktorý určuje polohu projekcie.

Vypočítajme plochu škvŕn: α n = 0,2 mm

D s = 12800 km.

Rs = 109 Rs

R = 6400 km

R = s obrázkom 5 cm

Rn = 0,1 mm (obrázok)

R s – R s (obrázok)

R n – R n (obrázok)

R= R s * R P od - 109 * Rз * 0,1 = 109 * 6400 = 1395,2 km

n,

R sizobr 50 500

Rn = 0,218 Rz

Toto miesto má 20-násobok polomeru Zeme

S = pR2 = z, 14 (0,22 Rz )2 = 0,222 (3,14 · R 2 s) = 0,22 2 · S x = 0,05 · S x Sn = 0,05 · 3,14 · 6400 2 = 643 · 10 4 (KM 2)

Teraz určme slnečnú aktivitu. Od roku 1748 sa určuje podľa počtu škvŕn. Wolf zaviedol číslo na určenie škvŕn, ktoré sa nazýva Wolfovo číslo:

W=K(f + 10q)

K je číslo charakterizujúce schopnosť ďalekohľadu f je počet škvŕn; q je počet skupín škvŕn.

q = 2 W = 7 + 102 = 27 f = 7

Vrchol≈200 bodov

Na určenie slnečných škvŕn s prihliadnutím na čísla vlkov od roku 1940 do roku 2005. vytvorili sme graf.[l]

V grafe sú zaznamenané maximá a minimá pozorované po jedenástich rokoch. V roku 2005 počet slnečných škvŕn v dôsledku vysokej slnečnej aktivity by mal dosiahnuť vrchol približne 200 slnečných škvŕn.

Analýzou laboratórnych údajov som vytvoril graf slnečných škvŕn s prihliadnutím na Wolfovo číslo z rokov 1850-1940. A graf zobrazujúci epochu minimálneho cyklu slnečnej aktivity 80-90 ročného cyklu za roky 1632-1947 podľa Ginzburga.

Záver.

Výskum v tejto oblasti astrofyziky je veľmi dôležitý.

Po prvé, experimentálne bol objavený fenomén modulácie kozmického žiarenia slnkom, ktorý teória nepredpovedala. Po druhé, štúdie 11-ročného cyklu slnečnej aktivity sú spojené so slnečnými erupciami a rôznymi javmi vyskytujúcimi sa na Zemi. Tieto štúdie umožňujú analyzovať javy otepľovania na Zemi a pokles teplôt s určitou periodicitou. Na základe týchto štúdií možno predpokladať, že otepľovanie planéty je spojené s obdobím zvýšenej slnečnej aktivity. V posledných 2 rokoch pozorujeme postupný pokles slnečnej aktivity, otepľovanie na Zemi bude výrazne nižšie ako v predchádzajúcich rokoch, keď bolo Slnko na vrchole.

Schopnosti experimentálnej astrofyziky sú teda veľmi dôležité pre výskum a štúdium jedinečných silných javov, ako aj pre históriu žiarenia slnečnej sústavy a galaxie ako celku.

Zoznam použitej literatúry

1. Ginzburg V.L., Syrovsky S.I., „Pôvod kozmického žiarenia a solárnych variácií“ // Moskva, 1963.

2. Ginzburg V.L., „Štúdia 11-ročného cyklu slnečnej aktivity“ // Moskva, 1968.

Dorman L.I. „Variácie kozmického žiarenia a prieskum vesmíru“ // Moskva, 1969. 4. Dorman L.I., Miroshničenko L.I. "Slnečné kozmické lúče" // Moskva, 1968.

5. Dorman L.I., Smirnov V.S., Tyasto M.I. "Kozmické žiarenie v magnetickom poli Zeme" // Moskva, 1971.

Koptev Yu.I., Nikitin S.A. Zbierka. Populárno-vedecká literatúra // Moskva, 1987.

Klimishin I.A. „Astronómia našich dní“ // Moskva, 1976.