>Güneş döngüsü
Keşfetmek güneş döngüsü: Güneş aktivite döngüsünün tanımı, ortalama süre, Güneş'in 11 yıllık periyodu, Galileo'nun rolü, güneş lekelerinin incelenmesi, yıldız grafiği.
Güneş döngüsü- bu, güneş atmosferinde meydana gelen ve çapı birkaç bin kilometreden fazla olan nispeten geniş alanları kaplayan ve güneşin karşılık gelen katmanlarının fiziksel özelliklerinde zaman içinde oldukça büyük değişikliklerle karakterize edilen çeşitli türdeki olayların bir kompleksidir. atmosfer. Güneş aktivitesi, güneş aktivitesinin çeşitli parametrelerindeki değişikliklerin eşlik ettiği ve çeşitli gözlem araçları kullanılarak kaydedilen bir dizi fiziksel olaydır.
Güneş'in aktivitesinin özelliği, genel olarak çok geniş bir aralığa sahip olmasına rağmen - birkaç dakikadan yüzyıllara kadar değişen - başta on bir yıllık olmak üzere döngülerin varlığıdır. Güneş aktivitesindeki uzun yıllar boyunca meydana gelen değişikliklerde, ortalama döngü süresinden sapmalar olmasına rağmen, 11 yıllık bir döngü gözlemlenmektedir. Örneğin son 15 döngünün süresi 7 ila 17 yıl arasında değişiyordu. Artık 11 yıllık, 22 yıllık (veya çift), 30-40 yıllık (veya Brickner), 80-90 yıllık (yüzyıl), 500 yıllık ve 1800-1900 yıllık güneş aktivitesi döngüleri güvenilir bir şekilde kurulmuş olarak adlandırılıyor .
1610 yılında Galileo Galilei, Avrupa'da teleskopuyla gözlem yapmaya başlayan ilk kişi oldu ve böylece dört yüz yılı aşkın süredir devam eden güneş döngülerinin düzenli gözlemlerini başlattı. 130 yıl sonra, 1749'da, Zürih (İsviçre) şehrinde bulunan en eski Avrupa gözlemevlerinden biri, noktaların günlük gözlemlerine başladı. Başlangıçta bunlar basitçe sayılıp çizildi ve daha sonra Güneş yüzeyinin fotoğraflarını çekmeye başladılar. Bugüne kadar çok sayıda güneş istasyonu güneş yüzeyindeki tüm değişiklikleri sürekli olarak izliyor ve kaydediyor.
Genellikle güneş döngüsü, güneş başına düşen güneş lekelerinin sayısına göre belirlenir; bunun ana özelliği, Kurt sayısı adı verilen özel bir indekstir. Bu endeksi hesaplamak için çeşitli işlemlerin yapılması gerekir. Öncelikle güneş lekesi gruplarının sayısını saymanız, ardından bu sayıyı 10 ile çarpmanız ve buna bireysel güneş lekelerinin sayısını eklemeniz gerekir. 10 sayısı, yaklaşık olarak bir grup içindeki ortalama nokta sayısına karşılık gelen bir katsayıdır; Böyle bir algoritma, elverişsiz gözlem koşullarının tüm küçük güneş lekelerinin doğrudan sayılmasını engellediği durumlarda bile, güneş lekelerinin sayısının oldukça doğru bir şekilde belirlenmesini mümkün kılar. Bu tür hesaplamaların sonuçlarını uzun bir süre boyunca (1749'dan beri) analiz edersek, güneş lekelerinin sayısının periyodik olarak değiştiği, dolayısıyla süresi yaklaşık 11 yıl olan bir güneş aktivitesi döngüsü oluşturduğu ortaya çıkar.
Şu anda güneş döngüsünü izleyen ve güneş lekelerinin sayısını birbirinden bağımsız olarak sayan en az 2 kuruluşun bulunduğunu belirtmekte fayda var. İlk kuruluş, sözde belirleyen Belçika Güneş Lekesi Endeksi Veri Merkezi'dir. Uluslararası Güneş Lekesi Numarası. Ayrıca ABD Ulusal Okyanus ve Atmosfer İdaresi de güneş lekelerinin sayısının sayılmasıyla ilgileniyor. Bu kuruluş tarafından belirlenen güneş lekelerinin sayısına NOAA güneş lekesi sayısı adı verilmektedir.
17. yüzyılın sonlarında güneş lekelerine ilişkin ilk gözlemlerden bazıları, Güneş'in o dönemde alışılmadık derecede düşük aktiviteli bir dönemden geçtiğini gösterdi. Uzmanlara göre bu dönem 1645'ten 1715'e kadar sürdü. O zamanın gözlemleri modern gözlemler kadar ayrıntılı yapılmamıştı, ancak buna rağmen güneş aktivitesi döngüsünün son derece derin bir minimumdan geçtiği gerçeğinin güvenilir bir şekilde tespit edildiği düşünülüyor. Bu dönem, gezegenin tarihinde “Küçük Buzul Çağı” olarak adlandırılan eşsiz bir iklim aşamasına karşılık geliyor. Bu dönemin ana özelliklerinden biri alçak enlemlerdeki nehirlerin donması ve ılıman iklime sahip bölgelerde alışılmadık derecede uzun, genellikle yıl boyunca kar örtüsüdür. Bilim adamları, uzak geçmişte benzer veya hatta daha uzun süreli aşırı düşük güneş aktivitesi dönemlerinin meydana gelmiş olabileceğini, dolayısıyla çeşitli jeolojik ve tarihi dönemlerde Dünya'nın iklimini büyük ölçüde etkilemiş olabileceğini göz ardı etmiyorlar.
1874 yılında İngiltere'deki Greenwich Kraliyet Gözlemevi'nde yıldız üzerindeki güneş lekelerinin gözlemleri başladı. Bu gözlemler sadece noktaların sayısını hesaba katmakla kalmadı, aynı zamanda bunların boyutlarını ve güneş diski üzerindeki konumlarını da belirledi. Bu bilgi, güneş yüzeyindeki lekelerin eşit olmayan bir şekilde dağıldığını, ancak esas olarak biri Güneş'in ekvatorunun kuzeyinde ve diğeri güneyinde bulunan iki kuşakta ortaya çıktığını tespit etmeyi mümkün kıldı. Bu güneş lekesi kuşakları arasındaki mesafe güneş döngüsüne bağlı olarak değişmektedir. Döngünün en başında güneş lekeleri yüksek enlemlerde, yani güneş ekvatorundan çok uzakta belirir ve ardından güneş lekesi oluşum kuşakları yavaş yavaş birbirine yaklaşmaya başlar ve döngünün sonunda pratik olarak temas halinde olurlar. ekvator ile. Güneş lekelerinin diskteki konumunun zamana bağımlılığını çizerek, bir kelebeğin kanatlarına benzeyen ve "kelebek diyagramı" olarak adlandırılan, iyi bilinen bir diyagram elde edebilirsiniz. Güneş lekeleri, son derece güçlü manyetik alanlara sahip alanlardır ve bu, güneş manyetik alanlarına ilişkin gözlemsel verilere dayanarak benzer bir diyagram oluşturmayı mümkün kılar.
Güneş son zamanlarda alışılmadık derecede "sessiz". Aktivite eksikliğinin nedeni aşağıdaki grafikte ortaya çıkıyor.
Grafikten de görülebileceği gibi güneş aktivitesinin 11 yıllık döngüsünde bir düşüş yaşandı. Son iki yılda, güneş aktivitesi maksimumdan minimuma doğru ilerledikçe güneş lekelerinin sayısı azalıyor. Daha az güneş lekesi, daha az güneş patlaması ve koronal kütle püskürmesi anlamına gelir.
Böylece 24. güneş döngüsü son 100 yılın en zayıf döngüsü haline geliyor.
11 yıllık faaliyet döngüsü nedir?
Schwabe döngüsü veya Schwabe-Wolf döngüsü olarak da adlandırılan on bir yıllık döngü, yaklaşık 11 yıl süren belirgin bir güneş aktivitesi döngüsüdür. Güneş lekelerinin sayısında oldukça hızlı (yaklaşık 4 yıl) bir artış ve ardından daha yavaş (yaklaşık 7 yıl) bir azalma ile karakterizedir. Döngünün uzunluğu tam olarak 11 yıla eşit değildir: 18. - 20. yüzyıllarda uzunluğu 7 - 17 yıl ve 20. yüzyılda - yaklaşık 10,5 yıldı.
Kurt numarası nedir?
Wolf sayısı, İsviçreli gökbilimci Rudolf Wolf tarafından önerilen güneş aktivitesinin bir ölçüsüdür. Şu anda Güneş'te gözlemlenen noktaların sayısına eşit değildir ancak aşağıdaki formül kullanılarak hesaplanır:
W=k (f+10g)
f, gözlemlenen noktaların sayısıdır;
g, gözlemlenen nokta gruplarının sayısıdır;
k, gözlemlerin yapıldığı her teleskop için türetilen katsayıdır.
Durum gerçekte ne kadar sakin?
Yaygın bir yanılgı, uzay havasının "donması" ve güneş aktivitesinin düşük olduğu zamanlarda gözlemlemenin ilgi çekici hale gelmesidir. Ancak bu dönemlerde bile pek çok ilginç olay meydana gelir. Örneğin, Dünya'nın üst atmosferi çöküyor ve uzay enkazlarının gezegenimizin etrafında birikmesine neden oluyor. Heliosfer büzülerek Dünya'nın yıldızlararası uzaya daha açık hale gelmesine neden olur. Galaktik kozmik ışınlar iç Güneş Sistemine nispeten kolaylıkla nüfuz eder.
Güneş lekelerinin sayısı azalmaya devam ettikçe bilim insanları durumu izliyor. 29 Mart itibarıyla Wolf'un sayısı 23'tür.
Güneş'te tam on bir gün boyunca bilinenin aksine tek bir nokta bile yoktur. Bu, yıldızımızın minimum aktivite dönemine girdiği ve manyetik fırtınaların ve X-ışını parlamalarının önümüzdeki yıl nadir olacağı anlamına geliyor. Lebedev Fizik Enstitüsü X-ışını Güneş Astronomi Laboratuvarı çalışanı, Fiziksel ve Matematik Bilimleri Doktoru Sergei Bogachev'den, aktivitesi yeniden arttığında Güneş'e ne olacağını ve bu düşüş ve yükselişleri neyin açıkladığını anlatmasını istedik.
Bugün güneşte hiç güneş lekesi yok
Bilim adamlarının güneş lekelerinin sayısını ölçmek için kullandığı bir endeks olan Güneş'teki aylık ortalama Kurt sayısı, 2018'in ilk üç ayında 10'un altına düştü. Bundan önce 2017'de 10-40 seviyesinde kaldı ve bir yıl Birkaç ay içinde bu sayı 60'a ulaştı. Aynı zamanda Güneş'teki patlamalar neredeyse sona erdi ve onlarla birlikte Dünya'daki manyetik fırtınaların sayısı da sıfıra yaklaşıyor. Bütün bunlar, yıldızımızın, yaklaşık her 11 yılda bir kendini bulduğu bir sonraki minimum güneş aktivitesi durumuna doğru güvenle ilerlediğini gösteriyor.
Güneş döngüsü kavramının kendisi (ve bununla güneş aktivitesinin maksimum ve minimumlarının periyodik değişimi kastedilmektedir) Güneş fiziği için temeldir. Bilim insanları, 1749'dan bu yana 260 yılı aşkın bir süredir Güneş'i günlük olarak izliyor ve güneş lekelerinin konumunu ve tabii ki sayısını dikkatle kaydediyor. Ve buna göre 260 yıldan fazla bir süredir bu eğrilerde nabız atışına benzer periyodik değişiklikler gözlemleniyor.
Bu tür "güneş kalbinin atışlarının" her birine bir sayı atanır ve gözlemlerin başlangıcından bu yana bu tür toplam 24 atış gözlemlenmiştir. Buna göre, bu tam olarak insanlığın hala aşina olduğu güneş döngüsü sayısıdır. Toplamda kaç tane vardı, Güneş var olduğu sürece sürekli mi varlar, yoksa ara sıra mı ortaya çıkıyorlar, genlikleri ve süreleri değişiyor mu ve örneğin dinozorlar zamanında güneş döngüsünün süresi ne kadardı - Tüm bu soruların yanı sıra, aktivite döngüsünün tüm güneş tipi yıldızların karakteristiği olup olmadığı veya sadece bazılarında var olup olmadığı ve eğer öyleyse, o zaman aynı yarıçapa sahip iki yıldızın olup olmadığı sorusunun da bir cevabı yok. kütle aynı çevrim periyoduna sahip olacaktır. Bunu da bilmiyoruz.
Bu nedenle, güneş döngüsü en ilginç güneş gizemlerinden biridir ve doğası hakkında çok şey bilmemize rağmen, temel ilkelerinin çoğu bizim için hala bir sırdır.
Tüm gözlem geçmişi boyunca güneş lekelerinin sayısıyla ölçülen güneş aktivitesi grafiği
Güneş döngüsü, Güneş'teki toroidal manyetik alanın varlığıyla yakından ilişkilidir. Kuzey ve güney olmak üzere iki kutuplu bir mıknatıs biçiminde olan ve çizgileri yukarıdan aşağıya doğru yönlendirilen dünyanın manyetik alanının aksine, Güneş, Dünya'da bulunmayan (veya ayırt edilemeyen) özel bir alana sahiptir - bunlar Güneş'i çevreleyen yatay çizgilere sahip iki manyetik halkadır. Biri Güneş'in kuzey yarım küresinde, ikincisi ise güneyde, yaklaşık olarak simetrik olarak, yani ekvatordan aynı uzaklıkta bulunur.
Toroidal alanın ana çizgileri Güneş'in yüzeyinin altındadır, ancak bazı çizgiler yüzeye doğru yüzebilir. Güneş lekeleri, toroidal alanın manyetik tüplerinin güneş yüzeyini deldiği bu yerlerde ortaya çıkar. Dolayısıyla güneş lekelerinin sayısı bir anlamda Güneş üzerindeki toroidal manyetik alanın gücünü (veya daha doğrusu akışını) yansıtır. Bu alan ne kadar güçlü olursa, noktalar ne kadar büyük olursa sayıları da o kadar fazla olur.
Buna göre Güneş'teki lekelerin her 11 yılda bir ortadan kaybolduğu gerçeğinden hareketle, Güneş'teki toroidal alanın her 11 yılda bir ortadan kaybolduğu varsayımını yapabiliriz. İşte böyle. Ve aslında bu, güneş toroidal alanının 11 yıllık bir süre boyunca periyodik olarak görünüp kaybolması, güneş döngüsünün nedenidir. Noktalar ve sayıları bu sürecin yalnızca dolaylı işaretleridir.
Güneş döngüsü neden manyetik alanın gücüyle değil de güneş lekelerinin sayısıyla ölçülüyor? En azından 1749'da elbette Güneş'teki manyetik alanı gözlemleyemedikleri için. Güneş'in manyetik alanı ancak 20. yüzyılın başında, güneş spektrumundaki çizgilerin profillerini yüksek doğrulukla ölçebilen ve bölünmelerini gözlemleyebilen bir alet olan spektroheliografın mucidi Amerikalı gökbilimci George Hale tarafından keşfedildi. Zeeman etkisinin etkisi altındadır. Aslında bu sadece Güneş alanının ilk ölçümü değil, genel olarak dünya dışı bir nesnede manyetik alanın ilk tespitiydi. Yani 18.-19. yüzyıl gökbilimcileri yalnızca güneş lekelerini gözlemleyebiliyordu ve bunların manyetik alanla bağlantısını tahmin etmeleri bile mümkün değildi.
Peki o zaman, çok dalgalı astronominin geliştirildiği günümüzde, uzaydan gözlemler de dahil olmak üzere, elbette güneş döngüsü hakkında sadece Kurt sayısını saymaktan çok daha doğru bilgi sağlayan noktalar neden sayılmaya devam ediyor? Nedeni çok basit. Modern döngü parametresi ne olursa olsun ve ne kadar doğru ölçerseniz ölçün, bu rakam 18., 19. ve 20. yüzyılın çoğuna ait verilerle karşılaştırılamaz. Döngününüzün ne kadar güçlü veya zayıf olduğunu fark etmeyeceksiniz.
Güneş aktivitesinin son döngüsü
SILSO verileri/görüntü, Belçika Kraliyet Gözlemevi, Brüksel
Böyle bir karşılaştırma yapmanın tek yolu, 200 yıl öncekiyle tamamen aynı yöntemi ve formülü kullanarak noktaların sayısını saymaktır. Her ne kadar 500 yıl içinde, patlamaların sayısı ve radyo emisyon akışları hakkında önemli miktarda yeni veri biriktiğinde, güneş lekesi sayıları dizisinin sonunda geçerliliğini kaybedecek ve yalnızca astronomi tarihinin bir parçası olarak kalması mümkün olsa da. Şu ana kadar durum böyle değil.
Güneş döngüsünün doğasını bilmek, güneş lekelerinin sayısı ve konumu hakkında bazı tahminlerde bulunmamıza ve hatta yeni bir güneş döngüsünün başladığı anı doğru bir şekilde belirlememize olanak tanır. Son ifade şüpheli görünebilir, çünkü nokta sayısının neredeyse sıfıra düştüğü bir durumda, dün orada olan noktanın önceki döngüye ait olduğunu ve bugünkü noktanın zaten döngünün bir parçası olduğunu güvenle iddia etmek imkansız görünüyor. yeni döngü. Yine de böyle bir yol var ve bu, döngünün doğasına ilişkin bilgiyle tam olarak bağlantılı.
Güneş lekeleri, Güneş'in yüzeyinin toroidal manyetik alan çizgileri tarafından delindiği yerlerde göründüğünden, her noktaya, sadece manyetik alan yönünde belirli bir manyetik polarite atanabilir. Nokta “kuzey” veya “güney” olabilir. Üstelik manyetik alan tüpünün Güneş yüzeyini iki yerden delmesi gerektiğinden, lekelerin tercihen çiftler halinde oluşması gerekiyor. Bu durumda toroidal alanın çizgilerinin yüzeyden çıktığı yerde oluşan nokta kuzey kutbuna, çizgilerin geri döndüğü yerde oluşan eşleştirilmiş nokta ise güney kutbuna sahip olacaktır.
Toroidal alan Güneş'i bir halka gibi çevrelediğinden ve yatay olarak yönlendirildiğinden, güneş lekesi çiftleri güneş diski üzerinde ağırlıklı olarak yatay olarak yönlendirilir, yani aynı enlemde bulunurlar, ancak biri diğerinin önündedir. Ve tüm noktalardaki alan çizgilerinin yönü aynı olacağından (bunlar tek bir manyetik halkadan oluşur), tüm noktaların polariteleri aynı şekilde yönlendirilecektir. Örneğin, tüm çiftlerde ilk, önde gelen nokta kuzey, ikincisi ise geride kalan güney olacaktır.
Güneş lekesi bölgesindeki manyetik alanların yapısı
Bu model, bu alan halkası mevcut olduğu sürece, yani 11 yıl boyunca korunacaktır. Alanın simetrik ikinci halkasının bulunduğu Güneş'in diğer yarım küresinde de kutuplar 11 yıl boyunca aynı kalacak, ancak ters yönde olacak - ilk noktalar tam tersine güney olacak, ve ikincisi - kuzey.
Güneş döngüsü değiştiğinde ne olur? Ve kutupların tersine çevrilmesi adı verilen oldukça şaşırtıcı bir şey olur. Güneş'in kuzey ve güney manyetik kutupları yer değiştirir ve onlarla birlikte toroidal manyetik alanın yönü de değişir. İlk önce bu alan sıfırdan geçer, buna solar minimum denir ve sonra toparlanmaya başlar, ancak farklı bir yönde. Önceki döngüde Güneş'in bazı yarım kürelerindeki ön noktalar kuzey kutbuna sahipse, yeni döngüde zaten güney kutbuna sahip olacaklar. Bu, komşu döngülerin noktalarını birbirinden ayırt etmeyi ve yeni bir döngünün başladığı anı güvenle kaydetmeyi mümkün kılar.
Şu anda Güneş'teki olaylara dönecek olursak, 24. Güneş döngüsünün toroidal alanının ölme sürecini gözlemliyoruz. Bu alanın kalıntıları hala yüzeyin altında mevcut ve hatta bazen yukarıya doğru yüzüyor (bugünlerde izole belirsiz noktalar görüyoruz), ancak genel olarak bunlar, Kasım ayının son birkaç sıcak günü gibi, ölmekte olan "güneşli yazın" son izleri. Hiç şüphe yok ki önümüzdeki aylarda bu alan nihayet ölecek ve güneş döngüsü başka bir minimuma ulaşacak.
Geçtiğimiz yüzyılın ortalarında amatör gökbilimci G. Schwabe ve R. Wolf, güneş lekelerinin sayısının zamanla değiştiğini ve bu değişimin ortalama süresinin 11 yıl olduğunu ilk kez tespit etti. Bunu Güneş hakkındaki hemen hemen tüm popüler kitaplarda okuyabilirsiniz. Ancak uzmanlar arasında bile çok az kişi bunu 1775'te Kopenhag'dan P. Gorrebov'un güneş lekelerinin periyodik olduğunu iddia etmeye cesaret ettiğini duymuştu. Ne yazık ki gözlemlerinin sayısı bu dönemin süresini belirlemek için çok azdı. Gorrebov'un bakış açısına karşı çıkanların yüksek bilimsel otoritesi ve tüm materyallerini yok eden Kopenhag'a yapılan topçu bombardımanı, bu ifadenin başkaları tarafından kanıtlandığında bile unutulmasını ve hatırlanmamasını sağlamak için her şeyi yaptı.
Elbette tüm bunlar, güneş lekelerinin göreceli sayısı endeksini ortaya koyan ve amatör ve profesyonel gökbilimcilerin çeşitli gözlem materyallerine dayanarak bunu 1749'dan itibaren restore edebilen Wolf'un bilimsel değerlerine hiçbir şekilde gölge düşürmüyor. G. Galileo'nun gözlem zamanından itibaren maksimum ve minimum güneş lekesi sayıları yılları, yani. 1610'dan itibaren. Bu, onun yalnızca 17 yıl boyunca gözlem yapan Schwabe'nin son derece kusurlu çalışmasını güçlendirmesine ve ilk kez gözlem süresini belirlemesine olanak sağladı. Güneş lekelerinin sayısının ortalama değişim periyodu. Güneş aktivitesinde periyodik olarak meydana gelen değişikliklere göre, ortalama sürenin 11,1 yıl olduğu ünlü Schwabe-Wolf yasası bu şekilde ortaya çıktı (Şekil 12). Elbette o zamanlar sadece güneş lekelerinin göreceli sayısı tartışılıyordu. Ancak zamanla bu sonuç bilinen tüm güneş aktivitesi endeksleri için doğrulandı. Geçtiğimiz 100 yıldan fazla bir süredir güneş araştırmacıları tarafından keşfedilen, aktif güneş olaylarının diğer birçok dönemi, özellikle de daha kısa olanlar, sürekli olarak yalanlandı ve yalnızca 11 yıllık dönem her zaman sarsılmaz kaldı.
Güneş aktivitesindeki değişiklikler periyodik olarak meydana gelse de bu periyodiklik özeldir. Gerçek şu ki, maksimum (veya minimum) Wolf sayısının yıllar arasındaki zaman aralıkları oldukça değişkendir. 1749'dan günümüze kadar güneş lekelerinin göreli sayılarında sürelerinin maksimum yıllar arasında 7 ile 17 yıl arasında, minimum yıllar arasında ise 9 ile 14 yıl arasında dalgalandığı bilinmektedir. Bu nedenle güneş aktivitesinin 11 yıllık bir döneminden değil, 11 yıllık bir döngüsünden (yani bozuklukların olduğu bir dönemden veya "gizli" bir dönemden) bahsetmek daha doğru olur. Bu döngü, hem güneş aktivitesinin özüne dair fikir edinmek hem de güneş-yerküre bağlantılarını incelemek için son derece önemlidir.
Ancak 11 yıllık döngü, yalnızca güneşteki yeni oluşumların, özellikle de güneş lekelerinin sıklığındaki değişikliklerle kendini göstermiyor. Ayrıca güneş lekesi gruplarının enleminde zaman içinde meydana gelen değişikliklerle de tespit edilebilir (Şekil 13). Bu durum 1859 yılında ünlü İngiliz güneş araştırmacısı R. Carrington'un dikkatini çekmişti. 11 yıllık döngünün başında noktaların genellikle yüksek enlemlerde, ortalama ±25 - 30° uzaklıkta ortaya çıktığını keşfetti. Güneş'in ekvatoru, döngünün sonunda ise ortalama ±5 - 10° enlemlerinde ekvator'a yakın alanları tercih eder. Daha sonra bu, Alman bilim adamı G. Schierer tarafından çok daha ikna edici bir şekilde gösterildi. Başlangıçta bu özelliğe pek önem verilmiyordu. Ancak daha sonra durum çarpıcı biçimde değişti. 11 yıllık döngünün ortalama süresinin, Kurt sayısındaki değişikliklerden ziyade güneş lekesi gruplarının enlemlerindeki değişikliklerden çok daha doğru bir şekilde belirlenebileceği ortaya çıktı. Bu nedenle artık 11 yıllık döngü boyunca güneş lekesi gruplarının enleminde bir değişiklik olduğunu gösteren Sperer yasası, Schwabe-Wolf yasasıyla birlikte güneş döngüselliğinin temel yasası olarak hareket ediyor. Bu yöndeki tüm ileri çalışmalar yalnızca ayrıntıları netleştirdi ve bu varyasyonu farklı şekillerde açıkladı. Ancak yine de Speer yasasının formülasyonunu değiştirmediler.
Pirinç. 13. Güneş lekesi gruplarının kelebek diyagramı (Greenwich Ortalama Saati).
Şimdi, keşfinden bu yana yüz yılı aşkın bir süredir güneş enerjisi araştırmalarının odak noktası olan 11 yıllık güneş aktivitesi döngüsüne dönüyoruz. Görünen hayret verici sadeliğinin arkasında aslında o kadar karmaşık ve çok yönlü bir süreç var ki, her zaman her şeyi, en azından onun bize gösterdiği şeylerin çoğunu kaybetme tehlikesiyle karşı karşıya kalırız. Güneş aktivitesi tahminleri konusunda en ünlü uzmanlardan biri olan Alman gökbilimci W. Glaisberg, popüler makalelerinden birinde şunları söylerken haklıydı; “Güneş aktivitesi araştırmacılarına kaç kez nihayet 11 yıllık döngünün tüm temel kalıplarını oluşturmayı başardıkları göründü. Ama sonra yeni bir döngü başladı ve bu döngünün ilk adımları tüm güvenlerini tamamen yerle bir etti ve onları kesin olarak tesis edildiğini düşündükleri şeyi yeniden düşünmeye zorladı.” Belki bu sözler biraz özetlenmiş olabilir, ancak özleri kesinlikle doğrudur, özellikle de güneş aktivitesinin tahmin edilmesi söz konusu olduğunda.
Daha önce de söylediğimiz gibi belirli yıllarda Wolf sayıları maksimum veya minimum değere sahiptir. Bu yıllar ya da daha kesin olarak tanımlanan çeyrekler ya da aylar gibi zaman dilimleri, sırasıyla 11 yıllık döngünün maksimum ve minimum dönemleri ya da daha genel olarak aşırı uç dönemler olarak adlandırılır. Güneş lekelerinin göreceli sayılarının ortalama aylık ve ortalama üç aylık değerleri, genel olarak düzenli, yumuşak değişimlerin yanı sıra, çok düzensiz, nispeten kısa vadeli dalgalanmalarla karakterize edilir (bu bölümün 5. Bölümüne bakınız). Bu nedenle, aşırı uç dönemler genellikle 13 ay boyunca özel bir şekilde ortalaması alınan gözlemlerden elde edilen bu endeksin değerlerini temsil eden düzleştirilmiş aylık Wolf sayıları veya değişim eğrilerinin üst ve alt zarfları ile tanımlanır. güneş lekelerinin göreceli sayılarının üç aylık ortalama değerlerinde. Ancak bazen bu tür yöntemlerin kullanılması, özellikle düşük döngülerde, yani küçük maksimum Wolf sayısına sahip döngülerde, yanlış sonuçlara yol açabilir. 11 yıllık döngünün minimum döneminden maksimum dönemine kadar olan zaman aralığına büyüme dalı ve maksimum döneminden bir sonraki minimum dönemine kadar olan düşüş dalı adı verildi (Şekil 14).
11 yıllık döngünün süresi, minimum dönemler tarafından maksimum dönemlere göre çok daha iyi belirlenir. Ancak bu durumda bile, bir sonraki döngünün kural olarak bir öncekinin bitiminden daha erken başlaması gerçeğinde yatan bir zorluk ortaya çıkar. Artık yeni ve eski döngülerdeki nokta gruplarını manyetik alanlarının polaritesine göre ayırmayı öğrendik. Ancak böyle bir fırsat 60 yıldan biraz daha uzun bir süre önce ortaya çıktı. Bu nedenle, metodolojinin homojenliğini korumak için, 11 yıllık döngünün gerçek uzunluğundan ziyade, minimum Wolf sayılarının dönemleri tarafından belirlenen belirli bir "ersatz" ile yetinmek gerekir. Bu sayıların genellikle yeni ve eski 11 yıllık döngülerdeki nokta gruplarını birleştirmesi oldukça doğaldır.
11 yıllık güneş lekesi döngüleri yalnızca farklı uzunluklarda değil, aynı zamanda farklı yoğunluklarda, yani maksimum Kurt sayısının farklı değerlerinde de farklılık gösterir. Zürih serisindeki güneş lekelerinin ortalama aylık göreli sayılarına ilişkin düzenli verilerin 1749'dan bu yana mevcut olduğunu söylemiştik. Bu nedenle, Zürih'teki ilk 11 yıllık döngü, 1775'te başlayan döngü olarak kabul ediliyor. Ondan önceki döngü, eksik veri içeren, görünüşe göre bu nedenle sıfır sayı aldı. Wolf sayılarının düzenli olarak belirlenmesinin başlangıcından bu yana geçen 22 döngüden fazla ise (sıfır döngü ve henüz sona ermemiş ancak halihazırda maksimumunu geçmiş olan mevcut döngü dahil), yıllık maksimum ortalama Wolf sayısının ortalaması 106 ise, daha sonra çeşitli 11 yıllık döngülerde 46'dan 190'a kadar dalgalandı. 1964'te sona eren 19. döngü özellikle yüksekti. 1957'nin sonunda meydana gelen maksimumda, üç aylık ortalama Wolf sayısı 235'ti. Bundan sonra ikinci sırada, maksimumu 1979'un sonunda ortalama üç aylık göreceli sayı ile meydana gelen mevcut 21. döngü yer alıyor. Güneş lekelerinin sayısı 182'dir. Güneş lekelerinin en düşük döngüsü geçen yüzyılın başlarına kadar uzanır. Bunlardan Zürih numaralandırmasına göre 5. sırada yer alan biri, gözlemlenen 11 yıllık döngülerin en uzunudur. Hatta bazı güneş aktivitesi araştırmacıları, süresinin gerçekliğinden şüphe ediyor ve bunun tamamen Napolyon I'in bilim alanındaki "faaliyetinden" kaynaklandığına inanıyor. Gerçek şu ki, tamamen muzaffer savaşlar yürütmeye kendini kaptıran Fransız imparatoru neredeyse harekete geçti. Fransa'daki gözlemevlerindeki ve fethettiği ülkelerdeki tüm gökbilimcileri orduya kattı. Bu nedenle, o yıllarda Güneş gözlemleri o kadar nadir yapılıyordu ki (ayda birkaç günden fazla olmamak üzere), o zamanlar elde edilen Kurt sayılarına pek güvenilmiyordu. Bu tür şüphelerin ne kadar sağlam temellere dayandığını söylemek zor. Bu arada, bu dönemdeki güneş aktivitesine ilişkin dolaylı veriler, 19. yüzyılın başında güneş lekelerinin göreceli sayısının düşük olduğu sonucuyla çelişmiyor. Ancak bu şüpheler, özellikle bireysel 11 yıllık döngüler için bazı istisnalardan kurtulmayı mümkün kıldığı için öylece göz ardı edilemez. Maksimumu 1816'ya kadar uzanan ikinci en düşük döngünün, selefinden farklı olarak yalnızca 12 yıl sürmesi ilginçtir.
Elimizde yalnızca Wolf sayılarına ilişkin iki yüz yılı aşkın bir süreye ait veriler olduğundan, güneş aktivitesinin 11 yıllık döngülerinin tüm temel özellikleri bu endeks için özel olarak türetilmiştir. 11 yıllık döngünün saygıdeğer kaşifinin usta elleriyle, elli yıldan fazla bir süredir, güneş aktivitesi araştırmacıları esas olarak birkaç aydan yüzlerce yıla kadar süren döngülerin tamamını aramakla meşguldü. R. Wolf, güneş döngüsünün güneş sistemindeki gezegenlerin Güneş üzerindeki etkisinin bir sonucu olduğuna ikna olarak bu araştırmayı kendisi başlattı. Ancak tüm bu çalışmalar, güneş aktivitesinin incelenmesinden çok matematiğin gelişimine katkıda bulunmuştur. Nihayet, bu yüzyılın 40'lı yıllarında, Wolf'un Zürih'teki "haleflerinden" biri olan M. Waldmeier, "bilimsel büyük büyükbabasının" doğruluğundan şüphe etmeye cesaret etti ve 11 yıllık döngüselliğin nedenini Güneş'in içine aktardı. . 11 yıllık güneş lekesi döngüsünün ana iç özelliklerine ilişkin gerçek çalışma bu zamandan itibaren başladı.
11 yıllık döngünün yoğunluğu, süresiyle oldukça yakından ilişkilidir. Bu döngü ne kadar güçlü olursa, yani maksimum göreli nokta sayısı ne kadar fazla olursa, süresi de o kadar kısa olur. Ne yazık ki, bu özellik tamamen niteliksel niteliktedir. İkincisi biliniyorsa, bu özelliklerden birinin değerinin güvenilir bir şekilde belirlenmesine izin vermez. Maksimum Wolf sayısı (daha kesin olarak ondalık logaritması) ile 11 yıllık döngünün büyüme dalının uzunluğu arasındaki bağlantıyı, yani eğrinin başlangıçtan itibaren Wolf sayılarındaki artışı karakterize eden kısmı arasındaki bağlantıyı incelemenin sonuçları Döngünün maksimuma ulaşması, çok daha güvenli görünmenizi sağlar. Bu döngüdeki maksimum güneş lekesi sayısı ne kadar fazla olursa, büyüme dalı da o kadar kısa olur. Dolayısıyla 11 yıllık döngünün döngüsel eğrisinin şekli büyük ölçüde yüksekliğiyle belirlenir. Yüksek döngülerde büyük bir asimetri ile karakterize edilir ve büyüme dalının uzunluğu her zaman düşüş dalının uzunluğundan daha kısadır ve 2-3 yıla eşittir. Nispeten zayıf çevrimler için bu eğri neredeyse simetriktir. Ve yalnızca en zayıf 11 yıllık döngüler yine asimetri gösterir, yalnızca tam tersi türden: büyüme dalları düşüş dallarından daha uzundur.
Büyüme dalının uzunluğunun aksine, 11 yıllık döngünün düşüş dalının uzunluğu, maksimum Wolf sayısı ne kadar yüksek olursa o kadar uzun olur. Ancak önceki bağlantı çok yakınsa bu çok daha zayıftır. Muhtemelen güneş lekelerinin maksimum bağıl sayısının 11 yıllık döngünün süresini yalnızca niteliksel olarak belirlemesinin nedeni budur. Genel olarak, güneş aktivitesinin ana döngüsünün büyüme kolu ve düşüş kolu birçok açıdan farklı davranır. Başlangıç olarak, eğer büyüme dalında ortalama yıllık Kurt sayılarının toplamı neredeyse döngünün yüksekliğine bağlı değilse, o zaman düşüş dalında tam olarak bu özelliğe göre belirlenir. 11 yıllık döngünün eğrisini matematiksel bir ifade olarak iki parametreyle değil, tek parametreyle temsil etme girişimlerinin bu kadar başarısız olması şaşırtıcı değil. Büyüme dalında birçok bağlantının düşüş dalındakinden çok daha net olduğu ortaya çıkıyor. Görünen o ki, 11 yıllık döngünün en başında güneş aktivitesindeki artışın karakterini belirleyen tam olarak özellikleridir; maksimumdan sonraki davranışı ise genel olarak tüm 11 yıllık döngülerde yaklaşık olarak aynıdır ve yalnızca güneş aktivitesinden dolayı farklılık gösterir. düşüş dalının farklı uzunluklarına. Ancak bu ilk izlenimin önemli bir eklemeye ihtiyacı olduğunu yakında göreceğiz.
11 yıllık döngünün büyüme dalının belirleyici öneminin lehine kanıtlar, güneş lekelerinin toplam alanındaki döngüsel değişikliklere ilişkin çalışmalarla sağlandı. Toplam leke alanının maksimum değerinin, büyüme dalının uzunluğundan oldukça güvenilir bir şekilde belirlenebileceği ortaya çıktı. Bu endeksin dolaylı olarak güneş lekesi gruplarının sayısını içerdiği daha önce belirtilmişti. Bu nedenle Wolf sayılarıyla esasen aynı sonuçları elde etmemiz oldukça doğaldır. Diğer güneş aktivitesi olaylarının, özellikle de güneş patlamalarının sıklığına ilişkin 11 yıllık döngünün kalıpları çok daha az bilinmektedir. Tamamen niteliksel olarak, onlar için göreceli sayılar ve güneş lekelerinin toplam alanıyla aynı olacağını varsayabiliriz.
Şu ana kadar herhangi bir güçteki güneş aktivitesi olgusunu ele aldık. Ancak zaten bildiğimiz gibi, Güneş'teki olayların yoğunluğu büyük ölçüde farklılık gösterir. Günlük yaşamda bile neredeyse hiç kimse hafif bir sirüs bulutu ile büyük bir kara bulutu aynı seviyeye koymaz. O zamana kadar yaptığımız tam olarak buydu. Ve işte ilginç olan şey. Aktif güneş oluşumlarını güçlerine göre böldüğümüzde oldukça çelişkili sonuçlara ulaşıyoruz. Zayıf veya orta yoğunluktaki olaylar genellikle Wolf sayılarıyla aynı 11 yıllık döngü eğrisini verir. Bu sadece güneş lekelerinin sayısı için değil aynı zamanda parlama bölgelerinin sayısı ve güneş patlamalarının sayısı için de geçerlidir. Güneş'teki en güçlü aktif oluşumlara gelince, bunlar çoğunlukla 11 yıllık döngünün maksimum döneminde değil, ondan 1-2 yıl sonra ve bazen bu dönemden önce meydana gelir. Dolayısıyla, bu fenomenler için döngüsel eğri ya iki tepeli hale gelir ya da Wolf sayılarına bağlı olarak maksimumunu yıllar sonraya kaydırır. Bu tam olarak en büyük güneş lekesi gruplarının, en büyük ve en parlak kalsiyum topaklarının, proton patlamalarının ve tip IV radyo emisyonu patlamalarının nasıl davrandığıdır. Yeşil koronal çizginin yoğunluğu, metre dalgalarındaki radyo emisyonu akışı, manyetik alanların ortalama gücü ve güneş lekesi gruplarının ortalama ömrü için 11 yıllık döngünün eğrileri, yani fenomenin güç endeksleri , benzer bir şekle sahiptir.
Güneş aktivitesinin çeşitli süreçleri için Sperer yasasındaki 11 yıllık döngü, en benzersiz biçimde ortaya çıkar. Zaten bildiğimiz gibi, güneş lekesi grupları için bu, döngünün başlangıcından sonuna kadar ortaya çıktıkları ortalama enlemdeki değişiklikle ifade edilir. Üstelik döngü geliştikçe, güneş lekesi bölgesinin ekvatora doğru bu "kayma" hızı yavaş yavaş azalır ve maksimum Kurt sayısının çağından 1 - 2 yıl sonra, bölge Dünya'daki "bariyer"e ulaştığında tamamen durur. enlem aralığı 7°.5 - 12°, 5. Ayrıca, yalnızca bu ortalama enlem etrafındaki bölgenin salınımları meydana gelir. Görünüşe göre 11 yıllık döngü ancak bu zamana kadar "işliyor" ve sonra yavaş yavaş "çözülüyor". Lekelerin Güneş ekvatorunun her iki yanında oldukça geniş alanları kapladığı biliniyor. Bu bölgelerin genişliği de 11 yıllık döngü boyunca değişir. Döngünün başlangıcında en dardırlar ve maksimumda en geniştirler. Bu, 18., 19. ve 21. Zürih numaralandırması gibi en güçlü döngülerde, güneş lekelerinin en yüksek enlem gruplarının döngünün başında değil, maksimum yıllarında gözlemlendiği gerçeğini açıklıyor. Küçük ve orta büyüklükteki güneş lekeleri grupları, "kraliyet bölgelerinin" neredeyse tüm genişliği boyunca yer alır, ancak döngü geliştikçe konumu giderek Güneş'in ekvatoruna yaklaşan merkezlerine doğru yoğunlaşmayı tercih ederler. En büyük benek grupları bu bölgelerin kenarlarını “seçer” ve yalnızca ara sıra iç kısımlarına “alçalır”. Yalnızca bu grupların konumuna bakıldığında, Speer yasasının yalnızca istatistiksel bir kurgu olduğu düşünülebilir. Farklı güçlerdeki güneş patlamaları da benzer şekilde davranır.
11 yıllık döngünün düşüş kolunda, güneş lekesi gruplarının ±12°'den başlayan ortalama enlemi döngünün yüksekliğine bağlı değildir. Aynı zamanda yılın maksimumu bu döngüdeki maksimum Wolf sayısına göre belirlenir. Üstelik 11 yıllık döngü ne kadar güçlü olursa, ilk güneş lekesi gruplarının ortaya çıktığı enlemler de o kadar yüksek olur. Aynı zamanda döngü sonunda grupların genişlikleri, daha önce de gördüğümüz gibi, gücü ne olursa olsun ortalama olarak aynıdır.
Güneş'in kuzey ve güney yarımküreleri, 11 yıllık döngülerin gelişimi açısından çok farklı davranıyor. Ne yazık ki Wolf sayıları yalnızca güneş diskinin tamamı için belirlendi. Bu nedenle elimizde Greenwich Gözlemevi'nin yaklaşık yüz yıldır güneş lekesi gruplarının sayısı ve alanları hakkında oldukça mütevazı bir materyali var. Ancak yine de Greenwich verileri, kuzey ve güney yarımkürelerin rolünün 11 yıllık bir döngüden diğerine gözle görülür şekilde değiştiğini bulmayı mümkün kıldı. Bu, yalnızca birçok döngüde hemisferlerden birinin mutlaka bir “iletken” görevi görmesi ile değil, aynı 11 yıllık döngüde bu hemisferlerin döngüsel eğrisinin şeklinin farklı olmasıyla da ifade edilir. Güneş lekelerinin grup sayısında ve toplam alanlarında da aynı özellikler keşfedildi. Dahası, Güneş'in kuzey ve güney yarımkürelerindeki maksimum döngü dönemleri genellikle 1-2 yıl farklılık gösterir. Uzun döngüleri ele aldığımızda bu farklılıklar hakkında daha fazla konuşacağız. Şimdilik örnek olarak sadece en yüksek 19. döngüde Güneş'in kuzey yarımküresinde güneş aktivitesinin kesin olarak hakim olduğunu hatırlayalım. Dahası, güney yarımkürede maksimum dönemi, kuzey yarımküreye göre iki yıldan daha önce gerçekleşti.
Şimdiye kadar, 11 yıllık güneş aktivitesi döngüsünün gelişiminin özelliklerini yalnızca Güneş'in “kraliyet bölgelerinde” meydana gelen olaylar için değerlendirdik. Daha yüksek enlemlerde bu döngünün daha erken başladığı görülüyor. Özellikle, ±30 - 60° enlem aralığındaki çıkıntıların sayısında ve alanında bir artışın, güneş lekeleri ve alçak enlem çıkıntılarının 11 yıllık döngüsünün başlangıcından yaklaşık bir yıl önce meydana geldiği uzun zamandır bilinmektedir. Güneş lekeleri gruplarında olduğu gibi, "kraliyet bölgelerinde" çıkıntıların ortaya çıktığı ortalama enlem, döngü ilerledikçe kademeli olarak azalırsa, o zaman daha yüksek enlemdeki çıkıntıların, döngünün başlangıcında ortalama olarak daha küçük bir enleme sahip olması ilginçtir. döngünün sonundan daha fazla. Koronal yoğunlaşmalarda da benzer bir şey gözlemleniyor. Bazı araştırmacılar yeşil koronal çizgi için 11 yıllık döngünün güneş lekesi gruplarına göre yaklaşık 4 yıl daha erken başladığına inanıyor. Ancak şimdi bu sonucun ne kadar güvenilir olduğunu söylemek hala zor. Aslında Güneş'te yüksek enlemli bir koronal aktivite bölgesinin sürekli olarak korunması mümkündür, bu da daha düşük enlemler için elde edilen veriler dikkate alındığında bu belirgin sonuca yol açar.
Kutuplarına yakın zayıf manyetik alanlar daha da sıra dışı davranıyor. Yaklaşık 11 yıllık döngünün maksimum yıllarında minimum yoğunluk değerine ulaşırlar ve aynı zamanda alanın polaritesi de ters yönde değişir. Minimum döneme gelince, bu süre zarfında alan gücü oldukça önemlidir ve polariteleri değişmeden kalır. Kuzey ve güney kutuplarına yakın alan polaritesindeki değişimin aynı anda değil, 1-2 yıllık bir aralıkla meydana gelmesi ilginçtir. tüm bu zaman boyunca Güneş'in kutup bölgeleri manyetik alanın aynı polaritesine sahiptir.
Kutup fakülalarının sayısı, Güneş'in her yarım küresindeki kutuplarına yakın alan kuvvetinin büyüklüğüne paralel olarak değişir (bu arada, yaklaşık 4 yıl sonra Wolf sayılarında neredeyse aynı değişikliğin olacağını tahmin ediyoruz). Bu nedenle, 11 yıllık üç döngüden daha kısa bir süreye ait zayıf kutupsal manyetik alanlar hakkında verilerimiz olmasına rağmen, kutupsal parlama bölgelerine ilişkin gözlemlerin sonuçları, bunların döngüsel değişimleri hakkında çok kesin bir sonuca varmamızı sağlar. Böylece, Güneş'in kutup bölgelerindeki manyetik alanlar ve fakülalar, 11 yıllık döngülerinin, 11 yıllık güneş lekesi döngüsünün maksimumunda başlaması ve minimum güneş lekesi çağına yakın bir maksimuma ulaşmasıyla ayırt edilir. Bu sonucun ne kadar güvenilir olduğunu gelecek gösterecek. Ancak bize öyle geliyor ki, eğer ayrıntılara dalmazsak, sonraki gözlemlerin bunda önemli bir değişikliğe yol açması pek olası değil. Kutupsal koronal deliklerin tam olarak aynı 11 yıllık değişim modeline sahip olması ilginçtir.
Her ne kadar güneş sabiti, daha önce de belirtildiği gibi, 11 yıllık döngü boyunca gözle görülür dalgalanmalar yaşamasa da, bu, güneş ışınım spektrumunun bireysel bölgelerinin benzer şekilde davrandığı anlamına gelmez. Okuyucu, Güneş'ten gelen radyo emisyonunun akışları dikkate alındığında buna zaten ikna olabilirdi. İyonize kalsiyum H ve K'nin mor çizgilerinin yoğunluğundaki değişiklikler biraz daha zayıftır ancak maksimum dönemdeki bu çizgiler, 11 yıllık döngünün minimum dönemine göre yaklaşık %40 daha parlaktır. Tamamen tartışılmaz olmasa da, döngü ilerledikçe güneş spektrumunun görünür bölgesindeki çizgilerin derinliğinde değişiklikler olduğuna dair kanıtlar var. Bununla birlikte, güneş radyasyonundaki en etkileyici değişiklikler, yapay Dünya uyduları ve uzay araçları tarafından incelenen X-ışını ve uzak ultraviyole dalga boyu aralıklarına aittir. 11 yıllık döngünün minimumdan maksimuma kadar 0 - 8 A, 8 - 20 A ve 44 - 60 A dalga boyu aralıklarındaki X-ışını radyasyonunun yoğunluğunun 500, 200 ve 25 kat arttığı ortaya çıktı. 203 - 335 A ve 1216 A yakınında (5,1 ve 2 kat) spektral bölgelerde daha az fark edilir değişiklikler meydana gelmez.
Modern matematik yöntemleri kullanılarak keşfedildiği üzere, güneş aktivitesinin 11 yıllık döngüsünün ince yapısı denilen bir yapısı vardır. Yaklaşık 6 yıllık bir maksimum dönem, iki veya üç ikincil maksimum ve döngünün yaklaşık 10 ve 12 yıllık ortalama dönemlere sahip iki bileşene bölünmesi etrafında istikrarlı bir "çekirdek" haline gelir. Böylesine ince bir yapı, hem Wolf sayılarının döngüsel eğrisi şeklinde hem de bir “kelebek diyagramı” şeklinde ortaya çıkar. Özellikle, en yüksek 11 yıllık döngülerde, ana güneş lekesi bölgesine ek olarak, yalnızca maksimum döneme kadar devam eden ve döngünün gidişatıyla birlikte ekvator'a doğru değil, yukarıya doğru kayan bir yüksek enlem bölgesi de vardır. kutup. Ayrıca nokta grupları için "kelebek diyagramı" tek bir bütün değildir, adeta itici zincirler olarak adlandırılan zincirlerden oluşur. Bu sürecin özü, nispeten yüksek bir enlemde ortaya çıkan bir grup güneş lekesinin (veya birkaç grubun) 14-16 ay boyunca Güneş'in ekvatoruna doğru kaymasıdır. Bu tür itici zincirler özellikle 11 yıllık döngünün büyüme ve gerileme dallarında belirgindir. Belki de güneş aktivitesindeki dalgalanmalarla ilişkilidirler.
Sovyet güneş araştırmacısı A.I. Ol, 11 yıllık güneş aktivitesi döngüsünün bir başka temel özelliğini ortaya koydu. Döngünün son dört yılı için tekrarlayan jeomanyetik aktivite indeksi ile maksimum Wolf sayısı arasındaki ilişkiyi inceleyerek, eğer Wolf sayısı bir sonraki 11 yıllık döngüye aitse çok yakın, eğer bir sonraki 11 yıllık döngüye aitse çok zayıf olduğunu buldu. Jeomanyetik aktivite indeksi ile aynı döngüye. Bundan, 11 yıllık güneş aktivitesi döngüsünün eskisinin "derinliklerinden" kaynaklandığı sonucu çıkıyor. Tekrarlayan jeomanyetik aktivite, bildiğimiz gibi, kural olarak fotosferik manyetik alanın tek kutuplu bölgelerinin üzerinde ortaya çıkan koronal deliklerden kaynaklanır. Sonuç olarak, gerçek 11 yıllık döngü, düşüş dalının ortasında, iki kutuplu değil, tek kutuplu manyetik bölgelerin ortaya çıkması ve yoğunlaşmasıyla başlar. Gelişimin bu ilk aşaması, alıştığımız 11 yıllık döngünün başlangıcında sona eriyor. Şu anda, bipolar manyetik bölgeler ve daha önce bahsettiğimiz tüm güneş aktivitesi fenomenleri geliştiğinde ikinci aşaması başlıyor. Yeni bir döngünün başladığı olağan 11 yıllık döngünün düşüş dalının ortasına kadar sürer. 11 yıllık döngünün bu kadar önemli bir özelliğinin doğrudan Güneş'te fark edilmemesi, ancak güneş aktivitesinin Dünya atmosferi üzerindeki etkisi incelenirken tespit edilmesi ilginçtir.
Tüm Rusya öğrenci araştırma ve tasarım çalışmaları yarışması
"Ekoloji ve Yaşam"
Adaylık: "Yaşayanların Sırları"
Ders: “Güneş aktivitesinin on bir yıllık döngüsünün ve bunun güneş lekelerinin sayısı üzerindeki etkisinin incelenmesi”
İş yeri: OU Ortaokul No. 9, 10. sınıf, şehir bölgesi Oktyabrsk
Bilim danışmanı: Uyutova L.V. Fizik öğretmeni
Moskova 2010
Giriiş. Sayfa 2
Bölüm I. Modern kozmogoni fikri. Sayfa 3-5
Bölüm II. Güneşin yapısı ve doğuşu teorileri. Sayfa 6-11
Bölüm III. Güneş aktivitesinin 11 yıllık döngüsü ve nedenleri s. 12-18
Bölüm IV. Deneysel kısım. Sayfa 19-23
Çözüm. Sayfa 24
Kullanılmış literatürün listesi. Sayfa 25
Giriiş.
Son yıllarda dünya çapında bilim insanları, gökbilimciler ve fizikçiler, küresel ısınmanın birkaç yıldır gezegenimizi tehdit ettiği konusunu tartışıyorlar. Ve çoğu, iklimdeki bu tür değişiklikleri Güneş'in davranışıyla, değişiklikleriyle ilişkilendiriyor. Bu sorunun çözümünde elimden geldiğince rol almaya karar verdim. 2005 yılından bu yana Güneş'i araştırıyorum, özelliklerini ve yapısını bilimsel eserlere ve kitaplara dayanarak inceliyorum.
Bir keresinde Koptev'in editörlüğünü yaptığı “Cosmos” kitabını okuduğumda şu soruyla ilgilenmeye başladım: kozmogoni nedir? Güneş sistemi nasıl ortaya çıktı, güneş nedir? Güneş'in doğuşu, temel fiziksel özellikleri ile ilgili sorularla karşılaştım. I.A. Klimishin'in "Günümüzün Astronomisi" kitabını inceledikten sonra, güneş aktivitesinin 11 yıllık bir döngüye sahip olduğunu, güneş aktivitesi zirvelerinin yıldan yıla değiştiğini, güneş aktivitesinin yüksek olduğu ve bazılarının düşük olduğu yıllar olduğunu öğrendim. aktivite.
Güneş aktivitesi çalışmalarının sonuçlarını Tiflis laboratuvarının materyallerinden (sayısal özellikleri) alarak, güneş aktivitesinin maksimum ve minimum değişimlerinin yaklaşık bir grafiğini oluşturdum. Bu özellikleri incelerken, 1996'dan bu yana Güneş'in enerjisini (aktivitesini) arttırdığı bir dönemde yaşadığımızı, 2006'nın Güneş'in zirve yılı olduğu sonucuna vardım. Artık 2007'den itibaren yaklaşık 10-11 yıl sürecek bir düşüş başlıyor. Dünyadaki sıcaklığın artması tam olarak bu değişikliklerle ilişkilidir.
Maksimum güneş aktivitesine güneş lekelerinin sayısı ve alanlarındaki artış eşlik ediyor. Yaz aylarında lekeleri teleskopla gözlemledim ve A.N. Tomilin'in "Cennet ve Dünya" kitabını inceleyerek Güneş'in özelliklerini hesaplamak için gerekli formülleri ondan alarak lekelerin alanlarını inceleyip hesapladım. Dünya'nın boyutundan 20 kat daha büyük oldukları ortaya çıktı. Normal şartlarda 2006 yazında güneşin doruk noktasına ulaştığı anı hesaplayabildim.
Bölüm 1. Modern kozmogoni fikri.
Kozmogoni, gezegenler ve uyduları, Güneş, yıldızlar ve galaksiler gibi gök cisimlerinin kökenini ve gelişimini inceleyen bir bilimdir. Gökbilimciler, yakın zamanda ve uzak geçmişte oluşan, gelişimlerinin çeşitli aşamalarındaki, hızla "yaşlanan" veya gelişimleri neredeyse "donmuş" kozmik cisimleri gözlemliyorlar. Bilim insanları, çok sayıda gözlemsel veriyi uzayda çeşitli koşullar altında meydana gelebilecek fiziksel süreçlerle karşılaştırarak gök cisimlerinin nasıl ortaya çıktığını açıklamaya çalışıyor. Yıldızların, gezegenlerin veya galaksilerin oluşumuna ilişkin tek ve eksiksiz bir teori henüz mevcut değildir. Bilim adamlarının karşılaştığı sorunların çözümü bazen zordur. Dünyanın ve bir bütün olarak Güneş sisteminin kökeni sorununun çözümü, henüz başka benzer sistemleri gözlemlememiş olmamız nedeniyle önemli ölçüde karmaşıktır. Güneş sistemimizin henüz karşılaştırılacak hiçbir şeyi yok, ancak buna benzer sistemler oldukça yaygın olmalı ve bunların oluşumu bir kaza değil, doğal bir olay olmalıdır.
İki yüzyıldır güneş sisteminin kökeni sorunu gezegenimizdeki seçkin düşünürleri endişelendiriyor. Bu problem, filozof Kant ve matematikçi Laplace'dan başlayarak, 19. ve 20. yüzyıl gökbilimcileri ve fizikçilerinden oluşan bir galaksi tarafından ele alındı.
Ancak yine de bu sorunu çözmekten oldukça uzağız. Ancak son otuz yılda yıldızların evrimsel yolları sorusu daha da netleşti. Ve bir gaz tozu bulutsusundan bir yıldızın doğuşunun ayrıntıları hala net olmaktan uzak olsa da, milyarlarca yıllık ileri evrim sürecinde ona ne olduğunu artık açıkça anlıyoruz.
Geçtiğimiz iki yüzyılda birbirinin yerini alan çeşitli kozmogonik hipotezlerin sunumuna geçerek, büyük Alman filozof Kant'ın hipotezi ve birkaç on yıl sonra Fransız matematikçi Laplace tarafından bağımsız olarak önerilen teoriyle başlayacağız. Bu teorilerin yaratılmasına yönelik öncüller zamana karşı dayanıklıydı.
Kant ve Laplace'ın bakış açıları bir dizi önemli konuda keskin bir şekilde farklılaşıyordu. Kant, merkezi bir büyük cismin (gelecekteki Güneş ve ardından gezegenler) ortaya çıktığı soğuk toz bulutsusunun evrimsel gelişiminden yola çıktı; Laplace ise orijinal bulutsunun gaz halinde ve yüksek dönüş hızına sahip çok sıcak olduğunu düşünüyordu. Evrensel yerçekiminin etkisi altında sıkışan bulutsu, açısal momentumun korunumu yasası nedeniyle giderek daha hızlı dönüyordu. Yüksek merkezkaç kuvvetleri nedeniyle halkalar art arda ondan ayrıldı. Daha sonra yoğunlaşarak gezegenleri oluşturmaya başladılar.
Yani Laplace'ın hipotezine göre gezegenler Güneş'ten önce oluşmuştur. Ancak farklılıklara rağmen ortak önemli özellik, güneş sisteminin bulutsunun doğal gelişimi sonucu ortaya çıktığı düşüncesidir. Bu nedenle bu kavrama "Kant-Laplace hipotezi" adını vermek gelenekseldir.
Ancak bu teori bir zorlukla karşı karşıyadır. Farklı boyut ve kütlelerdeki dokuz gezegenden oluşan Güneş Sistemimizin bir tuhaflığı vardır: Merkezi gövde, Güneş ve gezegenler arasındaki açısal momentumun alışılmadık bir dağılımı.
Momentum, dış dünyadan izole edilmiş herhangi bir mekanik sistemin en önemli özelliklerinden biridir. Güneş ve çevresindeki gezegenler böyle bir sistem olarak değerlendirilebilir. Açısal momentum sistemin “dönme rezervi” olarak tanımlanabilir. Bu dönme, gezegenlerin yörünge hareketi ile Güneş ve gezegenlerin eksenleri etrafındaki dönüşlerinden oluşur.
Güneş sisteminin açısal momentumundaki aslan payı dev gezegenlerin yörünge hareketlerinde yoğunlaşmıştır: Jüpiter ve Satürn.
Laplace'ın hipotezi açısından bu tamamen anlaşılmaz. Halkanın orijinal, hızla dönen bulutsudan ayrıldığı çağda, Güneş'in daha sonra yoğunlaştığı bulutsunun katmanları (birim kütle başına), ayrılan halkanın maddesiyle yaklaşık olarak aynı momentuma sahipti (çünkü Güneş'in açısal hızları). halka ve geri kalan kısımlar yaklaşık olarak aynıydı) ikincisinin kütlesi ana bulutsudan ("protosun") önemli ölçüde daha az olduğundan, halkanın toplam açısal momentumu "protosun" unkinden çok daha az olmalıdır. Laplace'ın hipotezinde momentumun “proto-güneş”ten halkaya aktarılmasını sağlayacak bir mekanizma yoktur. Bu nedenle, tüm ileri evrim boyunca, "proto-güneşin" ve ardından Güneş'in açısal momentumu, onlardan oluşan halkaların ve gezegenlerinkinden çok daha büyük olmalıdır. Ancak bu sonuç, Güneş ve gezegenler arasındaki momentumun gerçek dağılımıyla çelişiyor.
Laplace'ın hipotezine göre bu zorluğun aşılamaz olduğu ortaya çıktı.
İçinde bulunduğumuz yüzyılın ilk üçte birinde yaygınlaşan Jeans hipotezi üzerinde duralım. Kant-Laplace hipotezinin tam tersidir. Eğer ikincisi gezegen sistemlerinin oluşumunu basitten karmaşığa doğru evrimin tek doğal süreci olarak tasvir ediyorsa, o zaman Jeans'in hipotezinde bu tür sistemlerin oluşumu bir şans meselesidir. (Şekil 1)
Daha sonra gezegenlerin oluştuğu ilk madde, belirli bir yıldızın kazara yanından geçmesiyle (o zamanlar zaten oldukça "eski" ve günümüze benzer olan) Güneş'ten fırlatıldı. Bu geçit o kadar yakındı ki neredeyse bir çarpışma sayılabilirdi. Güneş'e çarpan bir yıldızın gelgit kuvvetleri sayesinde, Güneş'in yüzey katmanlarından bir gaz akışı püskürtüldü. Bu jet, yıldız Güneş'ten ayrıldıktan sonra bile Güneş'in çekim alanı içinde kalacaktır. Daha sonra jet yoğunlaşacak ve gezegenlere yol açacak.
Jeans'in hipotezi doğru olsaydı, evriminin on milyar yılı boyunca oluşan gezegen sistemlerinin sayısı bir yanda sayılabilirdi. Ancak aslında pek çok gezegen sistemi var, dolayısıyla bu hipotez savunulamaz. Ve bundan, Güneş'ten atılan bir sıcak gaz akışının yoğunlaşarak gezegenlere dönüşebileceği sonucu çıkmaz. Böylece Jeans'in kozmolojik hipotezinin savunulamaz olduğu ortaya çıktı.
Seçkin Sovyet bilim adamı O.Yu.Schmidt, 1944'te güneş sisteminin kökenine ilişkin teorisini önerdi: Gezegenimiz, bir zamanlar Güneş'in içinden geçtiği ve o zaman bile neredeyse "modern" bir yapıya sahip olan bir gaz tozu bulutsusu tarafından yakalanan maddeden oluşuyordu. " dış görünüş. Bu durumda, gezegenlerin dönme momentinde herhangi bir zorluk ortaya çıkmadı, çünkü başlangıçta bulut maddesinin momenti keyfi olarak büyük olabilir. 1961'den itibaren hipotez İngiliz kozmogonist Littleton tarafından geliştirildi ve o da üzerinde önemli iyileştirmeler yaptı. Her iki hipoteze göre, "neredeyse modern" Güneş, az çok "gevşek" bir kozmik nesneyle çarpışarak onun maddesinin bir kısmını yakalar. Dolayısıyla gezegenlerin oluşumu yıldız oluşumu süreciyle ilişkilidir.
Bölüm II. Güneşin doğuşu ve yapısı teorileri.
Şimdi Güneş'in doğuşuyla ilgili ana soru üzerinde duracağız.
Zamanda geriye, yaklaşık 7 milyar yıl öncesine gidelim. Bilim adamlarının dediği gibi modern bilim, o zaman meydana gelen olayları yeterli bir olasılıkla hayal etmemize izin veriyor. Kısacası, “uzayda asılı duruyoruz ve gaz-toz, hidrojen-helyum (ağır elementlerin karışımıyla) bulutsularından birinin yaşamını gözlemliyoruz. Gelecekte güneş sistemimizi, Güneş'i, Dünya'yı, seni ve beni doğuracak olan. Bulutsu duman gibi karanlık ve opaktır. Uğursuz bir görünmezlik gibi, yavaş yavaş siyah bir uçurumun arka planına doğru sürünür ve düzensiz, bulanık hatları, uzaktaki yıldızların yavaş yavaş kararıp arkasından çıkmasıyla tahmin edilebilir. Bir süre sonra nebulanın yavaş yavaş merkezi etrafında döndüğünü, neredeyse fark edilmeyecek kadar döndüğünü göreceğiz. Ayrıca yavaş yavaş küçüldüğünü, küçüldüğünü, açıkça yoğunlaştığını da fark ediyoruz.
Yerçekimi etki ederek bulutsu parçacıklarını merkeze doğru toplar. Aynı zamanda bulutsunun dönüşü de hızlanır. Bu olgunun mekaniğini anlamak istiyorsanız, buz üzerinde dönen bir patencinin basit dünyevi örneğini hatırlayın. Ek bir itme yapmadan sadece önceden yanlara açık olan kollarını vücuduna bastırarak dönüşünü hızlandırır. “Momentumun Korunumu Yasası” çalışıyor. Zaman geçer. Bulutsu gittikçe daha hızlı dönüyor. Ve bundan, yerçekimine karşı koyabilecek bir merkezkaç kuvveti ortaya çıkar ve artar. Merkezkaç kuvvetine çok aşinayız. Örneğin, herhangi bir otobüste keskin bir dönüşte ayakta duran yolcuları yere düşürdüğünde "çalışır". Bulutsunun dönüşü hızlandıkça iki kuvvet olan yerçekimi ve merkezkaç kuvveti arasındaki mücadele başlar. Yerçekimi bulutsuyu sıkıştırır ve merkezkaç kuvveti onu şişirip parçalama eğilimindedir. Ancak yerçekimi parçacıkları her taraftan eşit olarak merkeze doğru çeker. Ve bulutsunun "kutuplarında" merkezkaç kuvveti yoktur ve en çok "ekvatorunda" belirgindir. Bu nedenle, "ekvatorda" yerçekiminden daha güçlü olduğu ortaya çıkıyor ve bulutsuyu yanlara doğru şişiriyor. Gittikçe daha hızlı dönmeye devam eden bulutsu, düzleşerek bir toptan spor diskine benzer şekilde düz bir "pastaya" dönüşüyor. Öyle bir an gelir ki, “diskin” dış kenarlarında merkezkaç kuvveti dengelenir ve yerçekimine üstün gelir. Bulutsunun parçaları burada ayrılmaya başlar. Orta kısmı küçülmeye devam ediyor, dönüşünü hızlandırıyor ve giderek daha fazla küme, ayrı gaz ve toz bulutları dış kenardan uzaklaşmaya devam ediyor.
Ve şimdi bulutsu tamamen farklı bir görünüme büründü. Ortada, devasa, koyu, hafif düzleştirilmiş bir bulut görkemli bir şekilde dönüyor ve çevresinde, farklı mesafelerde, ondan ayrılan küçük "uydu bulutları", yaklaşık olarak aynı düzlemde bulunan dairesel yörüngelerde yüzüyor. Merkezi bulutu takip edelim. Kalınlaşmaya devam ediyor. Ancak şimdi yeni bir kuvvet yer çekimi kuvvetiyle, gaz basıncı kuvvetiyle savaşmaya başlıyor. Aslında bulutun ortasında giderek daha fazla madde parçacığı birikiyor. Parçacıkların "korkunç kalabalıklaşması" ve "inanılmaz ezilmesi" ortaya çıkar. Hızla etrafta koşuyorlar, birbirlerine giderek daha sert vuruyorlar. Fizikçilerin diliyle merkezde sıcaklık ve basınç artar. Önce ısınır orası, sonra ısınır. Bunu dışarıdan fark etmiyoruz: bulut çok büyük ve opak. Isı kaçmıyor. Ama içeride bir şey oldu! Bulut küçülmeyi bıraktı. Gaz basıncının ısınmasıyla artan güçlü kuvvet, yer çekimi işini durdurdu. Aniden açılan bir fırının havalandırma delikleri gibi, dayanılmaz bir sıcaklığın keskin bir kokusu vardı! Kara bulutun derinliklerinde dışarı doğru patlayan donuk kırmızı alev bulutları belli belirsiz görünmeye başladı. Ama giderek yaklaşıyor ve parlıyor. Top görkemli bir şekilde kaynıyor, çekirdeğin kaçan ateşini dış mahallelerin kara sisiyle karıştırıyor. Kavurucu sıcak bizi daha da geriye çekilmeye zorluyor. Ancak dışarı çıkan sıcak gaz yerçekimine karşı direnci zayıflattı. Bulut yeniden küçülmeye başladı. Merkezindeki sıcaklık yeniden yükselmeye başladı. Şimdiden yüzbinlerce dereceye ulaştı! Bu koşullar altında madde gaz halinde bile olamaz. Atomlar parçalanıyor. Madde plazma durumuna geçer. Ancak atom çekirdeklerinin ve elektronların çılgınca ezilmesi olan plazma, ısıtmaya süresiz olarak dayanamaz. Sıcaklığı 10 milyon derecenin üzerine çıktığında “ateşliyor” gibi görünüyor. Parçacıkların birbirlerine etkileri o kadar güçlü olur ki, hidrojen atomlarının çekirdekleri artık top gibi birbirine çarpmaz, çarpışır, birbirine baskı yapar ve birleşir. “Nükleer reaksiyon” başlıyor. Her dört hidrojen atomu çekirdeği için bir helyum çekirdeği oluşur. Bu muazzam bir enerji açığa çıkarır. Hidrojenin bu tür "nükleer yanması" sıcak topumuzda başladı. Bu “yangın” artık durdurulamaz. Plazma çıldırdı. Merkezdeki gaz basıncı on kat kuvvetle çalışmaya başladı. Plazma kazandan çıkan buhar gibi dışarı fırlıyor. Korkunç bir güçle topun dış katmanlarına içeriden baskı yapar ve onların merkeze doğru düşüşünü durdurur.
Denge kuruldu. Plazma topu parçalamayı başaramıyor ve parçalarını yanlara saçıyor. Ancak yerçekimi plazmanın basıncını kırmayı başaramaz ve topu sıkıştırmaya devam eder. Beyaz-sarı ışıkla göz kamaştırıcı bir şekilde parlayan top, sabit bir aşamaya girdi. Bir yıldız oldu. Güneşimiz oldu! Artık milyarlarca yıl boyunca boyutu değişmeden, soğumadan, aşırı ısınmadan kalacak ve aynı derecede parlak beyaz-sarı bir ışıkla parlayacak. Ta ki içindeki tüm hidrojen yanana kadar. Ve hepsi helyuma dönüştüğünde Güneş'in içindeki “destek” kaybolacak, küçülecek. Bu, derinliklerindeki sıcaklığın yeniden yükselmesine neden olacaktır. Şimdi yüz milyonlarca dereceye kadar. Ancak daha sonra helyum "tutuşacak" ve daha ağır elementlere dönüşecektir. Ve sıkıştırma tekrar duracaktır.
Yu.I. Koptev ve S.A.'nın "Popüler Bilim Edebiyatı" kitabındaki materyali kullanmak. Nikitin'in yanı sıra diğer kaynaklardan şunu öğrendik:
Güneş sisteminin merkezi gövdesi olan Güneş, sıcak bir plazma topudur; Güneş Dünya'ya en yakın yıldızdır. Güneş'in kütlesi 1.990 "1.030 k·a (Dünya kütlesinin 332958 katı)'dır. Güneş sisteminin kütlesinin %99.866'sı Güneş'te yoğunlaşmıştır. Güneş paralaksı 8.794"'tir. Dünya'dan Dünya'ya olan uzaklık Güneş 1.4710 * 10 11 m.'den (Ocak ayında) kadar değişir.
1,5210·10]"m. (Temmuz ayında), ortalama 1,4960·10]"m. Bu mesafe bir astronomik birim olarak kabul edilir. Güneş'in ortalama açısal çapı 1919,26" olup, Güneş'in doğrusal çapının 1,392·109 m'ye (Dünya ekvator çapının 109 katı) karşılık gelir. Güneş'in ortalama yoğunluğu 1,41"103 kg/m3'tür. . Güneş yüzeyindeki yerçekimi ivmesi 273,98 m/sn 2'dir. Güneş yüzeyindeki ikinci kaçış hızı 6,18·10 5 m/sn'dir. Stefan-Boltzmann radyasyon yasasına göre Güneş'in toplam radyasyonuna göre belirlenen güneş yüzeyinin etkin sıcaklığı 5770K'dır. (İncir. 2)
Güneş'in teleskopik gözlemlerinin tarihi, G. Galilei'nin 1611 yılında yaptığı gözlemlerle başlar; Güneş lekeleri keşfedildi, Güneş'in kendi ekseni etrafında dönme süresi belirlendi. 1843'te Alman gökbilimci Bay Schwabe, güneş aktivitesinin döngüselliğini keşfetti. Spektral analiz yöntemlerinin gelişmesi, Güneş'in fiziksel koşullarının incelenmesini mümkün kılmıştır. 1814'te J. Fraunhofer, Güneş'in spektrumunda karanlık soğurma çizgilerini keşfetti - bu, Güneş'in kimyasal bileşimine ilişkin çalışmanın başlangıcını işaret ediyordu. 1836'dan bu yana, güneş tutulmalarının yanı sıra güneş patlamalarının gözlemleri düzenli olarak gerçekleştirilmektedir. 1913 yılında Amerikalı gökbilimci J. Hale, güneş lekelerinin spektrumunda Fraunhofer çizgilerinin Zeeman bölünmesini gözlemledi ve böylece Güneş'te manyetik alanların varlığını kanıtladı. 1942'ye gelindiğinde İsveçli gökbilimci B. Edlen ve diğerleri, güneş koronasının spektrumunda yüksek derecede iyonize elementlerden oluşan birkaç çizgi belirlediler ve böylece güneş koronasındaki yüksek sıcaklığı kanıtladılar. 1931'de B. Lio, tutulmaların dışında koronayı ve kromosferi gözlemlemeyi mümkün kılan bir güneş koronagrafı icat etti. Yirminci yüzyılın 40'lı yıllarının başında Güneş'ten radyo emisyonu keşfedildi. (Şek. 3)
Yirminci yüzyılın ikinci yarısında güneş fiziğinin gelişmesinde önemli bir ivme, manyetik hidrodinamik ve plazma fiziğinin gelişmesiydi. Uzay çağının başlangıcından bu yana, Güneş'ten gelen ultraviyole ve X-ışını radyasyonunun incelenmesi, roketler, Dünya uyduları üzerindeki otomatik yörünge gözlemevleri ve gemide insanların bulunduğu uzay laboratuvarları kullanılarak atmosfer dışı astronomi yöntemleri kullanılarak gerçekleştirilmiştir. (şekil4)
Güneş'in kendi ekseni etrafında dönüşü, Dünya'nın dönüşüyle aynı yönde, Dünya'nın yörünge düzlemine (ekliptik) 715" eğimli bir düzlemde gerçekleşir. Dönüş hızı, çeşitli nesnelerin görünür hareketi ile belirlenir. Güneş'in atmosferindeki parçalar ve Doppler etkisi nedeniyle Güneş diskinin kenarının spektrumundaki spektral çizgilerin kayması ile Güneş'in dönme periyodunun aynı olmadığı keşfedilmiştir. farklı enlemler Güneş yüzeyindeki çeşitli özelliklerin konumu, güneş ekvatorundan (heliografik enlem) ve Güneş'in görünür diskinin merkezi meridyeninden veya ilk olarak seçilen bazı meridyenlerden ölçülen heliografik koordinatlar kullanılarak belirlenir ( Carrington meridyeni olarak adlandırılan) Güneş'in katı bir cisim olarak döndüğüne inanılmaktadır. Heliografik enlemi 17 0 olan bir nokta, Dünya'ya göre 27.275 günde (sinodik dönem) - 25.38 günde bir devrim yapar. Açısal hız dönüşü yıldız dönüşü için j, yasaya göre heliografik enleme w göre değişir: w=14,33° - günde 30 sin 2 j. Güneş'in ekvatorundaki doğrusal dönüş hızı yaklaşık 2000 m/sn'dir.
Güneş bir yıldız olarak tipik bir sarı cücedir ve Hertzsprung-Russell diyagramında ana yıldız dizisinin orta kısmında yer alır. Güneş'in görünür foto-görsel büyüklüğü -26,74, mutlak görsel büyüklüğü M y +4,83'tür. Güneşin spektral sınıfı G2V'dir. En yakın yıldız kümesine göre hareket hızı 19,7"103 m/sn'dir. Güneş, Galaksimizin sarmal dallarından birinin içinde, merkezinden yaklaşık 10 kpc uzaklıkta yer alır. Güneş'in devrim periyodu Galaksinin merkezinin çevresi yaklaşık 200 milyon yıl, Güneş'in yaşı ise yaklaşık 5"109 yıldır. (Şekil 5)
Güneş'in iç yapısı küresel simetrik bir cisim olduğu ve dengede olduğu varsayımına göre belirlenmektedir. Enerji transfer denklemi, enerjinin korunumu yasası, ideal gaz durum denklemi, Stefan-Boltzmann yasası ve hidrostatik, ışınım ve konveksiyon dengesi koşulları ile toplam parlaklık, toplam kütle ve yarıçap değerleri Güneş'in kimyasal bileşimine ilişkin gözlemlerden ve verilerden belirlenen veriler, Güneş'in iç yapılarının bir modelini oluşturmayı mümkün kılar. Güneş'teki hidrojen içeriğinin kütlece yaklaşık %70, helyumun yaklaşık %27 ve diğer tüm elementlerin içeriğinin yaklaşık %2,5 olduğuna inanılmaktadır. Bu varsayımlara dayanarak Güneş'in merkezindeki sıcaklığın 10"106 K, yoğunluğun yaklaşık 1,5"105 kg/m3, basıncın ise 3,4*10 16 olduğu hesaplanmakta ve bu kaynak olarak kabul edilmektedir. Radyasyon kayıplarını telafi eden ve yüksek sıcaklığı koruyan enerji Güneş, güneşin derinliklerinde meydana gelen nükleer reaksiyonlardır. Güneş'in içinde üretilen ortalama enerji miktarı 1,92 erg/g/sn'dir. Enerjinin salınımı, hidrojenin helyuma dönüştüğü nükleer reaksiyonlarla belirlenir. Güneş'te iki grup termonükleer reaksiyon mümkündür: proton - proton (hidrojen) döngüsü ve karbon döngüsü (Bethe döngüsü). Proton-proton döngüsünün Güneş'te baskın olması muhtemeldir; üç reaksiyondan oluşur; bunlardan ilkinde döteryum çekirdekleri hidrojen çekirdeklerinden oluşur (hidrojenin ağır izotopu, atom kütlesi 2); Hidrojen çekirdeklerinin ikincisinde atom kütlesi 3 olan helyum izotopunun çekirdekleri oluşur ve son olarak üçüncüsünde atom kütlesi 4 olan kararlı helyum izotopunun çekirdekleri oluşur (Şekil 6).
Enerjinin Güneş'in iç katmanlarından aktarımı esas olarak aşağıdan gelen elektromanyetik radyasyonun emilmesi ve ardından yeniden emisyonu yoluyla gerçekleşir. Güneş'ten uzaklaştıkça sıcaklığın azalması sonucunda radyasyonun dalga boyu giderek artar ve enerjinin çoğu üst katmanlara aktarılır. Enerjinin iç katmanlardan sıcak maddenin ve içteki soğutulmuş maddenin (konvansiyon) hareketi yoluyla aktarılması, yaklaşık 0,2 güneş yarıçapı derinlikte başlayan Güneş'in konvektif bölgesini oluşturan nispeten daha yüksek katmanlarda önemli bir rol oynar. kalınlığı yaklaşık 108 m'dir.Konvektif hareketlerin hızı Güneş'in merkezinden itibaren uzadıkça artar ve konvektif bölgenin dış kısmında (2---.5)-103 m/s'ye ulaşır. Daha da yüksek katmanlarda (güneş atmosferinde) enerji aktarımı yine radyasyonla gerçekleştirilir. Güneş atmosferinin üst katmanlarında (kromosferde ve koronada), enerjinin bir kısmı, konvektif bölgede üretilen ancak yalnızca bu katmanlarda emilen mekanik ve manyetohidrodinamik dalgalar tarafından iletilir. Üst atmosferdeki yoğunluk çok düşüktür ve enerjinin radyasyon ve termal iletim yoluyla gerekli şekilde uzaklaştırılması ancak bu katmanların kinetik enerjisinin yeterince yüksek olması durumunda mümkündür. Son olarak, güneş koronasının üst kısmında enerjinin çoğu, güneş rüzgarı adı verilen, Güneş'ten uzaklaşan maddeler tarafından taşınır. Her katmandaki sıcaklık, enerji dengesinin otomatik olarak sağlanacağı bir seviyeye ayarlanır: her türlü radyasyonun emilmesi, termal iletkenlik veya maddenin hareketi nedeniyle getirilen enerji miktarı, tüm enerji kayıplarının toplamına eşittir. katmandan.
Güneş'in toplam radyasyonu, Dünya yüzeyinde yarattığı aydınlatma ile belirlenir - Güneş zirvedeyken yaklaşık 100 bin lüks. Atmosferin dışında, Dünya'nın Güneş'e ortalama mesafesindeki aydınlatma 127 bin lükstür. Güneş'in ışık şiddeti 2,84"1027 mumdur. Atmosfer dışında, Dünya'nın Güneş'e ortalama uzaklığında, güneş ışınlarına dik olarak yerleştirilen 1 cm2'lik alana dakikada gelen enerji miktarına denir. güneş sabiti.Güneşin toplam radyasyonunun gücü 3,83 "1026 watt olup, bunun yaklaşık 2"1017 watt'ı Dünya'ya düşer, Güneş yüzeyinin ortalama parlaklığı (Dünya atmosferi dışında gözlemlendiğinde) 1,98" 10 9 nit, güneş diskinin merkezinin parlaklığı 2.48"109 nit'tir. Güneş diskinin parlaklığı merkezden kenara doğru azalır ve bu azalma dalga boyuna bağlıdır, böylece güneş diskinin kenarındaki parlaklık artar. 3600A dalga boyuna sahip ışık için disk merkezinin 0,2 parlaklığındadır ve 5000A için - güneş diskinin merkezinin yaklaşık 0,3 parlaklığıdır güneş diskinin kenarı Parlaklık bir yay saniyesinden daha kısa sürede 100 kat azalır, bu nedenle Güneş diskinin kenarı çok keskin görünüyor.
Güneş tarafından yayılan ışığın spektral bileşimi, yani Güneş'in merkezindeki enerji dağılımı (dünya atmosferindeki soğurma etkisi ve Fraunhofer çizgilerinin etkisi dikkate alındıktan sonra), genel anlamda şuna karşılık gelir: Yaklaşık 6000K sıcaklıktaki siyah bir cismin radyasyonundaki enerji dağılımı. Ancak spektrumun bazı kısımlarında gözle görülür sapmalar var. Güneş spektrumundaki maksimum enerji 4600A dalga boyuna karşılık gelir. Güneş'in spektrumu, üzerine 20 binden fazla soğurma çizgisinin (Fraunhofer çizgileri) üst üste bindiği sürekli bir spektrum değildir. Bunların %60'ından fazlası, güneş spektrumundaki soğurma çizgisinin dalga boyları ve bağıl yoğunluğunun laboratuvar spektrumları ile karşılaştırılması yoluyla bilinen kimyasal elementlerin spektral çizgileriyle tanımlanmıştır. Fraunhofer çizgilerinin emisyonu, yalnızca güneş atmosferinin kimyasal bileşimi hakkında değil, aynı zamanda belirli soğurmaların oluştuğu katmanlardaki fiziksel koşullar hakkında da bilgi sağlar. Güneş'teki baskın element hidrojendir. Helyum atomlarının sayısı hidrojenden 4-5 kat daha azdır. Diğer tüm elementlerin birleştirilmiş atom sayısı, hidrojen atomu sayısından en az 1000 kat daha azdır. Bunların arasında en çok bulunanlar oksijen, karbon, nitrojen, magnezyum, demir ve diğerleridir. Güneşin spektrumunda belirli moleküllere ve serbest radikallere ait çizgiler de tanımlanabilir:
OH, NH, CH, CO ve diğerleri.
Güneş'teki manyetik alanlar esas olarak güneş spektrumundaki soğurma çizgilerinin Zeeman bölünmesiyle ölçülür. Güneş'te çeşitli manyetik alanlar vardır. Güneş'in toplam manyetik alanı küçüktür ve şu veya bu polaritenin 1'i kadar güce ulaşır ve zamanla değişir. Bu alan gezegenler arası manyetik alan ve onun sektör yapısıyla yakından ilgilidir. Güneş aktivitesiyle ilişkili manyetik alanlar, güneş lekelerindeki birkaç bin Oe'ye ulaşabilir. Aktif bölgelerdeki manyetik alanların yapısı çok karmaşıktır; farklı kutuplardaki manyetik kutuplar dönüşümlüdür. Güneş lekelerinin dışında yüzlerce Oe'lik alan gücüne sahip yerel manyetik bölgeler de vardır. Manyetik alanlar hem kromosfere hem de güneş koronasına nüfuz eder. Manyetogazdinamik ve plazma süreçleri Güneş'te önemli bir rol oynamaktadır. 5000 - 10000K sıcaklıkta gaz yeterince iyonize olur, iletkenliği yüksektir ve güneş olaylarının muazzam ölçeği nedeniyle elektromekanik ve manyetomekanik etkileşimlerin önemi çok yüksektir.
Güneş'in atmosferi, gözlemcilerin erişebildiği dış katmanlardan oluşur. Güneş radyasyonunun neredeyse tamamı atmosferin fotosfer adı verilen alt kısmından gelir. Işınımsal enerji aktarımı, ışınımsal ve yerel termodinamik denge ve gözlemlenen ışınım akısı denklemlerine dayanarak, fotosferde derinlikle birlikte sıcaklık ve yoğunluk dağılımının bir modelini teorik olarak oluşturmak mümkündür. Fotosferin kalınlığı yaklaşık üç yüz kilometredir ve ortalama yoğunluğu 3.10 kg/m3'tür. Daha dış katmanlara ilerledikçe fotosferdeki sıcaklık düşer, ortalama değeri yaklaşık 6000 K, fotosferin sınırında ise yaklaşık 4200 K'dir. Basınç 2·104 ila 102 n/m2 arasında değişir. Güneş'in fotosfer altı bölgesinde konveksiyonun varlığı, fotosferin eşit olmayan parlaklığında, granülasyon yapısı adı verilen görünür taneciklerinde kendini gösterir. Granüller parlak, daha az yuvarlak noktalardır. Granüllerin boyutu 150 - 1000 km, ömrü 5 - 10 dakika, kesit 20 dakika içinde gözlemlenebilmektedir. Bazen granüller 30 bin kilometreye kadar büyüklükte kümeler oluşturur. Granüller, tanecikler arası boşluklardan %20 daha parlaktır, bu da hayvanat bahçesi başına ortalama sıcaklık farkına karşılık gelir. Güneş yüzeyindeki diğer oluşumlardan farklı olarak granülasyon, tüm heliografik enlemlerde ve güneş aktivitesinde aynıdır. Kaotik hareketlerin hızları (türbülanslı hızlar) çeşitli tanımlara göre 1 km/s'dir. Fotosferde radyal yönde yarı periyodik, salınımlı hareketler tespit edilmiştir. Binlerce kilometrelik alanlarda, yaklaşık beş dakikalık bir periyotla ve 500 m/birkaç periyot mertebesinde bir hız genliğiyle meydana gelirler, belirli bir yerdeki salınımlar söner, sonra tekrar ortaya çıkabilirler. Gözlemler ayrıca hücrenin merkezinden sınırlarına kadar yatay yönde hareket eden hücrelerin varlığını da gösterdi. Bu tür hareketlerin hızı yaklaşık 500 m/sn'dir. Hücrelerin - süpergranüllerin - boyutları 30 bin kilometredir. Süpergranüllerin konumu, kromosferik ağın hücreleriyle çakışır. Süpergranüllerin sınırlarında manyetik alan artar. Süpergranüllerin, yüzeyin birkaç bin kilometre altında aynı büyüklükteki konvektif hücreleri yansıttığı varsayılmaktadır. Başlangıçta fotosferin yalnızca sürekli radyasyon ürettiği ve üzerinde bulunan ters katmanda soğurma çizgilerinin oluştuğu varsayılmıştır. Daha sonra fotosferde hem çizgi spektrumunun hem de sürekli spektrumun oluştuğu bulundu. Bununla birlikte, spektral çizgileri hesaplarken matematiksel hesaplamaları basitleştirmek için bazen ters çeviren katman kavramı kullanılır.
Güneş lekeleri ve fakülalar sıklıkla fotosferde gözlenir. Güneş lekeleri, genellikle daha koyu bir çekirdek (umbra) ve onu çevreleyen kısmi gölgeden oluşan karanlık oluşumlardır. Noktaların çapları iki yüz bin kilometreye ulaşıyor. Bazen nokta hafif bir kenarlıkla çevrilidir. Çok küçük noktalara gözenek adı verilir. Lekelerin ömrü birkaç saatten birkaç aya kadar değişir. Güneş lekelerinin spektrumu, fotosferin spektrumundan daha fazla soğurma çizgisi ve bandı içerir; spektral KO tipi bir yıldızın spektrumuna benzer. Doppler etkisi nedeniyle noktaların spektrumundaki çizgilerin kayması, noktalardaki maddenin hareketini gösterir - daha düşük seviyelerde dışarı akış ve daha yüksek seviyelerde içeri akış, hareket hızları 3 bin m/s'ye ulaşır. 1 bin derecede (4500 K ve altı) güneş lekelerinin ve fotosferin çizgi yoğunluğu ve sürekli spektrumunun karşılaştırılması. Sonuç olarak, noktalar fotosferin arka planına karşı karanlık görünüyor, çekirdeğin parlaklığı fotosferin parlaklığı 0,2 - 0,5'tir, kısmi gölgenin parlaklığı fotosferik olanın yaklaşık% 80'idir. Tüm güneş lekeleri, büyük güneş lekeleri için binlerce ester gücüne ulaşan güçlü bir manyetik alana sahiptir. Tipik olarak noktalar, manyetik alanları açısından tek kutuplu, iki kutuplu ve çok kutuplu olabilen, yani farklı kutuplara sahip birçok noktayı içeren ve genellikle ortak bir yarı gölge ile birleşen gruplar oluşturur. Güneş lekesi grupları her zaman fakülalar ve topaklarla, çıkıntılarla çevrilidir; bazen yakınlarında güneş patlamaları meydana gelir ve üstlerindeki güneş koronasında kask ve yelpaze ışınları şeklinde oluşumlar gözlenir - tüm bunlar hep birlikte Güneş'te aktif bir bölge oluşturur. . Gözlemlenen noktaların ve aktif bölgelerin yıllık ortalama sayısı ve bunların kapladığı ortalama alan, yaklaşık 11 yıllar.
Bu ortalama bir değerdir, ancak bireysel güneş aktivitesi döngülerinin süresi 7,5 ila 16 yıl arasında değişmektedir. Güneş'in yüzeyinde aynı anda görülebilen en fazla nokta sayısı, farklı döngüler için iki kattan fazla değişiklik gösterir. Noktalar esas olarak kraliyet bölgeleri olarak adlandırılan bölgelerde bulunur ve 5 ila 30 0 arasında uzanır. Güneş ekvatorunun her iki tarafındaki heliografik enlem. Güneş aktivite döngüsünün başlangıcında, güneş lekesinin bulunduğu yerin enlemi daha yüksek, döngünün sonunda daha düşük, daha yüksek enlemlerde ise döngü etrafında güneş lekeleri belirir. Daha sıklıkla, iki büyük güneş lekesinden oluşan iki kutuplu güneş lekeleri grupları gözlenir - baş ve sonrakiler, zıt manyetik polariteye sahip olanlar ve birkaç küçük olan. Başlık noktaları güneş aktivite döngüsü boyunca aynı polariteye sahiptir; bu polariteler Güneş'in kuzey ve güney yarımkürelerinde zıttır. Görünüşe göre lekeler fotosferdeki çöküntülerdir ve içlerindeki maddenin yoğunluğu, fotosferdeki aynı seviyedeki maddenin yoğunluğundan daha azdır.
Güneş'in aktif bölgelerinde fakülalar gözlenir - esas olarak güneş diskinin kenarına yakın beyaz ışıkta görülebilen parlak fotosferik oluşumlar. Tipik olarak işaret fişekleri lekelerden önce ortaya çıkar ve kaybolduktan sonra bir süre daha devam eder. Parlama alanlarının alanı, karşılık gelen nokta grubunun alanından birkaç kat daha büyüktür. Güneş diskindeki fakülaların sayısı güneş aktivite döngüsünün evresine bağlıdır. Fakülalar, güneş diskinin kenarına yakın yerde maksimum kontrasta (%18) sahip, ancak en uçta değil. Güneş diskinin merkezinde fakülalar neredeyse görünmezdir, kontrastları çok düşüktür. Meşaleler karmaşık bir lifli yapıya sahiptir, kontrastları gözlemlerin yapıldığı dalga boyuna bağlıdır. Meşalelerin sıcaklığı, fotosferin sıcaklığından birkaç yüz derece daha yüksektir; bir santimetrekareden gelen toplam radyasyon, fotosferik radyasyonu% 3 oranında aşmaktadır. Görünüşe göre meşaleler fotosferin biraz üzerinde yükseliyor. Varlıklarının ortalama süresi 15 gündür, ancak neredeyse üç aya ulaşabilir.
Fotosferin üstünde, Güneş atmosferinin kromosfer adı verilen bir katmanı vardır. Özel teleskoplar olmadan, kromosfer yalnızca tam güneş tutulmaları sırasında, Ay'ın fotosferi tamamen kapladığı dakikalarda karanlık bir diski çevreleyen pembe bir halka olarak görülebilir. Daha sonra kromosferin spektrumu gözlemlenebilir. Güneş diskinin kenarında, kromosfer, gözlemciye, kromosferik spiküllerin tek tek dişlerinin çıktığı düzensiz bir şerit olarak görünür. Spiküllerin çapı 200 kilometre, yüksekliği yaklaşık 10.000 kilometre, spiküllerdeki plazmanın yükselme hızı ise 30 km/sn kadardır. Güneş'te aynı anda 250 bin kadar spikül bulunmaktadır. Tek renkli ışıkta gözlemlendiğinde, güneş diskinde, küçük, çapı 1000 km'ye kadar olan ve büyük, çapı 2000 ila 8000 km olan, bireysel nodüllerden oluşan parlak bir kromosferik ağ görülebilir. Büyük nodüller küçük olanlardan oluşan kümelerdir. Izgara hücrelerinin boyutları 30 bin kilometredir. Kromosferik ağın hücrelerinin sınırlarında spiküllerin oluştuğuna inanılmaktadır. Kromosferdeki yoğunluk, Güneş'in merkezinden uzaklaştıkça azalır. Bir santimetre küpteki atom sayısı, fotosfer yakınında 10 15'ten, renk kürenin üst kısmında 10 9'a kadar değişir. Kromosferin spektrumları üzerine yapılan bir çalışma, fotosferden kromosfere geçişin meydana geldiği katmanda sıcaklığın minimumdan geçtiği ve kromosfer tabanının üzerindeki yükseklik arttıkça eşit hale geldiği sonucuna varmıştır. 8 bin Kelvin ve birkaç bin kilometre yükseklikte 15 bin Kelvin'e ulaşıyor. Kromosferde gaz kütlelerinin 15.10 3 m/sn'ye varan hızlarda kaotik bir hareketi olduğu tespit edilmiştir. Kromosferin aktif bölgelerinde genellikle flocculi adı verilen ışık oluşumları görülür. Hidrojen spektrumunun kırmızı çizgisinde filament adı verilen koyu renkli oluşumlar görülüyor. Güneş diskinin kenarında, filamentler diskin dışına doğru çıkıntı yapar ve gökyüzüne karşı parlak çıkıntılar halinde gözlenir. Çoğu zaman, filamentler ve çıkıntılar güneş ekvatoruna göre simetrik olarak yerleştirilmiş dört bölgede bulunur: +40 0'nin kuzeyinde ve -40 0'nin güneyindeki kutup bölgeleri ve güneş aktivite döngüsünün başlangıcında 30 0 civarındaki alçak enlem bölgeleri. ve döngünün sonunda 17 0. Alçak enlem bölgelerinin filamentleri ve çıkıntıları, iyi tanımlanmış 11 yıllık bir döngüyü gösterir; maksimumları, güneş lekelerinin maksimumuyla çakışır. Yüksek enlemlerdeki çıkıntılarda, güneş aktivitesi döngülerinin aşamalarına bağımlılık daha az belirgindir; maksimum, noktaların maksimumundan iki yıl sonra ortaya çıkar. Sessiz çıkıntılar olan filamentler, güneş yarıçapı uzunluğuna ulaşabilir ve Güneş'in birkaç dönüşü boyunca var olabilirler. Çıkıntıların Güneş yüzeyinden ortalama yüksekliği 30 bin kilometre, ortalama uzunluğu 200 bin kilometre, genişliği ise 5 bin kilometredir. A.B. Severny'nin araştırmasına göre, tüm çıkıntılar hareketlerinin doğasına göre 3 gruba ayrılabilir: hareketlerin sıralı kavisli yörüngeler boyunca meydana geldiği elektromanyetik - manyetik alan çizgileri; düzensiz türbülanslı hareketlerin hakim olduğu kaotik (saniyede 10 km civarında hızlar); Kaotik hareketlerle başlangıçtaki sessiz çıkıntının maddesinin aniden artan bir hızla (saniyede 700 km'ye ulaşan) Güneş'ten uzağa fırlatıldığı patlamalı. Çıkıntılardaki (filamentlerdeki) sıcaklık 5 bin Kelvin'dir, yoğunluk ise kromosferin ortalama yoğunluğuna yakındır. Aktif olan ve hızla değişen çıkıntılara sahip olan filamentler genellikle saatler hatta dakikalar içinde önemli ölçüde değişir. Önemlerdeki hareketlerin şekli ve doğası, kromosferdeki ve güneş koronasındaki manyetik alanla yakından ilişkilidir.
Güneş koronası, güneş atmosferinin en dıştaki ve en ince kısmıdır ve birkaç (daha fazla) güneş yarıçapına kadar uzanır. 1931 yılına kadar korona yalnızca tam güneş tutulmaları sırasında Güneş'in etrafında Ay tarafından gizlenen gümüşi inci rengi bir parıltı şeklinde gözlemlenebiliyordu. Yapısının ayrıntıları tepede açıkça öne çıkıyor: kasklar, fanlar, koronal ışınlar ve kutup fırçaları. Korografın icadından sonra güneş koronası tutulmaların dışında da gözlemlenmeye başlandı. Koronanın genel şekli güneş aktivite döngüsünün aşamasına göre değişir: minimum yıllarda korona ekvator boyunca kuvvetli bir şekilde uzar, maksimum yıllarda ise neredeyse küreseldir. Beyaz ışıkta, güneş koronasının yüzey parlaklığı, güneş diskinin merkezinin parlaklığından milyon kat daha azdır. Parıltısı esas olarak fotosferik radyasyonun serbest elektronlar tarafından saçılması sonucu oluşur. Koronadaki neredeyse tüm atomlar iyonizedir. Korona tabanındaki iyonların ve serbest elektronların konsantrasyonu 1 cm3 başına 10 9 parçacıktır. Korona, kromosfere benzer şekilde ısıtılır. En büyük enerji salınımı koronanın alt kısmında meydana gelir, ancak yüksek termal iletkenlik nedeniyle korona neredeyse izotermaldir - sıcaklık dışarıya doğru çok yavaş düşer. Koronadaki enerjinin çıkışı birkaç yolla gerçekleşir. Koronanın alt kısmında ana rol, termal iletkenlik nedeniyle aşağıya doğru enerji aktarımıyla oynanır. Enerji kaybına en hızlı parçacıkların koronadan ayrılması neden olur. Koronanın dış kısımlarında, enerjinin çoğu güneş rüzgârı tarafından taşınır; bu, hızı Güneş'ten uzaklaştıkça yüzeyindeki birkaç km/sn'den 450 km/sn'ye kadar artan bir koronal gaz akışıdır. Dünya'nın uzaklığı. Koronadaki sıcaklık 10 6 K'yi aşıyor. Koronanın aktif katmanlarında sıcaklık daha yüksektir - 10 7 K'ye kadar. Partikül konsantrasyonunun onlarca arttığı aktif bölgelerin üzerinde koronal yoğunlaşmalar oluşabilir. zamanlar. Koronanın içindeki radyasyonun bir kısmı, demir, kalsiyum, magnezyum, karbon, kükürt ve diğer kimyasal elementlerin çoklu iyonize atomlarının emisyon çizgileridir. Hem spektrumun görünür kısmında hem de ultraviyole bölgede gözlenirler. Güneş koronası, metre aralığında güneş radyo emisyonu ve aktif bölgelerde birçok kez güçlendirilen X-ışını emisyonu üretir. Hesaplamaların gösterdiği gibi, güneş koronası gezegenler arası ortamla dengede değil. Parçacık akımları koronadan gezegenler arası uzaya yayılarak güneş rüzgarını oluşturur. Kromosfer ve korona arasında, koronanın karakteristik değerlerine göre sıcaklıkta keskin bir artışın meydana geldiği nispeten ince bir geçiş tabakası vardır. İçindeki koşullar, termal iletkenliğin bir sonucu olarak koronadan gelen enerji akışıyla belirlenir. Geçiş katmanı, güneşin ultraviyole radyasyonunun çoğunun kaynağıdır. Kromosfer, geçiş katmanı ve korona, Güneş'ten gelen gözlemlenebilir tüm radyo emisyonlarını üretir. Aktif bölgelerde kromosferin, koronanın ve geçiş katmanının yapısı değişir. Ancak bu değişiklik henüz tam olarak anlaşılamamıştır.(3]
Kromosferin aktif bölgelerinde, birçok spektral çizgide aynı anda görülebilen ani ve nispeten kısa süreli parlaklık artışları gözlenir. Bu parlak oluşumlar birkaç dakikadan birkaç saate kadar sürer. Bunlara güneş patlamaları denir (eskiden kromosferik patlamalar olarak biliniyordu). Flaşlar en iyi hidrojen çizgisinin ışığında görülür, ancak en parlakları bazen beyaz ışıkta da görülebilir. Bir güneş patlamasının spektrumunda, nötr ve iyonize çeşitli elementlerden oluşan birkaç yüz emisyon çizgisi vardır. Güneş atmosferinin kromosferik çizgilerde parıltı üreten katmanlarının sıcaklığı (1 -) · 10 4 K'dir, daha yüksek katmanlarda - 10 7 K'ye kadar. Bir parlamadaki parçacıkların yoğunluğu 10 13 - 10 14'e ulaşır. santimetre küp. Güneş patlamalarının alanı 10 15 m2'ye ulaşabilir. Tipik olarak güneş patlamaları, karmaşık konfigürasyonda bir manyetik alana sahip, hızla gelişen güneş lekesi gruplarının yakınında meydana gelir. Bunlara liflerin ve topakların aktivasyonu ve ayrıca madde emisyonları eşlik eder. Bir flaş sırasında büyük miktarda enerji açığa çıkar (10 21 - 10 25 joule'e kadar). Bir güneş patlamasının enerjisinin başlangıçta manyetik alanda depolandığı ve daha sonra hızlı bir şekilde serbest bırakıldığı, bunun da protonların ve elektronların yerel ısınmasına ve hızlanmasına yol açarak gazın daha fazla ısınmasına, elektromanyetik radyasyonun farklı kısımlarında parlamasına neden olduğu varsayılmaktadır. spektrum ve bir şok dalgasının oluşumu. Güneş patlamaları, Güneş'ten gelen ultraviyole radyasyonda önemli bir artışa neden olur ve buna X-ışını radyasyonu patlamaları (bazen çok güçlü), radyo emisyonu patlamaları ve 10 10 eV'ye kadar yüksek enerjili parçacıkların salınması eşlik eder. Bazen kromosferdeki parıltıyı artırmadan X-ışını emisyonları gözlemlenir. Bazı patlamalara (proton patlamaları adı verilir), güneş kökenli kozmik ışınlardan gelen özellikle güçlü enerjik parçacık akıntıları eşlik eder. Proton patlamaları, uçuş halindeki astronotlar için tehlike oluşturur çünkü enerjik parçacıklar, gemi kabuğundaki atomlarla çarpışarak, bazen tehlikeli dozlarda X-ışını ve gama radyasyonu üretir.
Bölüm PI. Güneş aktivitesinin 1 yıllık döngüsü ve nedenleri
Güneş aktivitesinin düzeyi (aktif bölgelerin ve güneş lekelerinin sayısı, güneş patlamalarının sayısı ve gücü vb.) yaklaşık 11 yıllar. Yaklaşık 90 yıllık bir periyoda sahip 11 yıllık döngünün maksimumlarının büyüklüğünde de zayıf dalgalanmalar var. Yeryüzünde, organik ve inorganik nitelikteki bir dizi olayda (manyetik alan bozuklukları, auroralar, iyonosferik bozukluklar, ağaçların büyüme hızındaki değişiklikler) yaklaşık 11 yıllık bir döngü izlenebilir. 11 yıllık halkaların değişen kalınlıkları vb. ile belirlenen yıllar). Dünyevi süreçler aynı zamanda Güneş'teki bireysel aktif bölgelerden ve kısa vadede, ancak bazen bunlarda meydana gelen çok güçlü patlamalardan da aktif olarak etkilenir. Güneş üzerindeki ayrı bir manyetik bölgenin ömrü bir yıla ulaşabilmektedir. Bu bölgenin manyetosferinde ve Dünya'nın üst atmosferinde yarattığı rahatsızlıklar 27 gün sonra (Güneş'in Dünya'dan gözlemlenen dönüş süresiyle birlikte) tekrarlanır. En güçlü belirtiler düzensiz olarak ortaya çıkar (genellikle maksimum aktivite dönemlerine yakın), süreleri 5 dakika, nadiren birkaç saattir. Kromosferik bir parlamanın enerjisi 10 25 joule'e ulaşabilir; bir parlama sırasında açığa çıkan enerjinin yalnızca %1'i optik aralıktaki elektromanyetik radyasyondur. Güneş'in optik aralıktaki toplam radyasyonuyla karşılaştırıldığında parlama enerjisi yüksek değildir, ancak parlamanın kısa dalga radyasyonu ve patlamalar sırasında üretilen elektronlar ve bazen güneş kozmik ışınları X'e gözle görülür bir katkı sağlayabilir. -Güneşin ışını ve parçacık radyasyonu. Güneş aktivitesinin arttığı dönemlerde, X-ışını emisyonu 30 nm aralığında iki kat, 10 nm aralığında 3 kat, 1 - 0,2 nm aralığında yüz kattan fazla artar. Radyasyon dalga boyu azaldıkça, aktif bölgelerin Güneş'in toplam radyasyonuna katkısı artar ve belirtilen aralıkların sonuncusunda radyasyonun neredeyse tamamı aktif bölgelerden kaynaklanmaktadır. Dalga boyu 0,2 nm'den küçük olan sert X-ışınları, güneş spektrumunda patlamalardan yalnızca kısa bir süre sonra ortaya çıkar.
Ultraviyole aralığında (dalga boyu 180 nm), güneş ışınımı 11 yıllık bir döngüde yalnızca %1 oranında değişir ve 290 nm aralığında neredeyse sabit kalır ve 3,6'ya ulaşır. 10 26 watt.
Dünyanın Güneş'ten aldığı enerjinin sabitliği, Dünyanın sabit termal dengesini sağlar. Güneş aktivitesi bir gezegen olarak Dünya'nın enerjisini önemli ölçüde etkilemez, ancak kromosferik patlamaların bireysel bileşenleri Dünya üzerindeki birçok fiziksel, biyofiziksel ve biyokimyasal süreç üzerinde önemli bir etkiye sahip olabilir.
Aktif bölgeler güçlü bir korpüsküler radyasyon kaynağıdır. Aktif bölgelerden gezegenler arası manyetik alan çizgileri boyunca yayılan yaklaşık 1 keV enerjili parçacıklar (çoğunlukla protonlar) güneş rüzgarını arttırır. Güneş rüzgârının bu artışları (gürültüleri) 27 gün sonra tekrarlanır ve tekrarlı olarak adlandırılır. Benzer akışlar, ancak daha büyük enerji ve yoğunlukta alevlenmeler sırasında ortaya çıkar. Güneş rüzgârında sporadik rahatsızlıklara neden olurlar ve Dünya'ya 8 saatten 2 güne kadar zaman aralıklarında ulaşırlar. Güneş kozmik ışınlarının bir parçası olan çok güçlü “proton” patlamalarından gelen yüksek enerjili protonlar (100 MeV'den 1 GeV'ye kadar) ve 10 keV enerjiye sahip elektronlar, patlamalardan onlarca dakika sonra Dünya'ya gelir; Bir süre sonra gezegenler arası manyetik alanın “tuzaklarına” düşüp güneş rüzgarıyla birlikte hareket edenler geldi. Kısa dalga radyasyonu ve güneş kozmik ışınları (yüksek enlemlerde) dünyanın atmosferini iyonize eder, bu da ultraviyole ve kızılötesi aralıklarda şeffaflığında dalgalanmalara ve ayrıca kısa radyo dalgalarının yayılma koşullarındaki değişikliklere yol açar (bazı durumlarda) , radyo iletişiminde kesintiler gözlenir).
Parlamanın neden olduğu güneş rüzgarının güçlenmesi, Dünya'nın manyetosferinin güneş tarafında sıkışmasına, dış sınırında artan akımlara, güneş rüzgarı parçacıklarının manyetosferin derinliklerine kısmen nüfuz etmesine, Dünya'nın radyasyonundaki yüksek enerjili parçacıkların yenilenmesine yol açar. kemerler vb. Bu süreçlere, jeomanyetik alanın (manyetik fırtına), auroraların ve dünyanın manyetik alanının genel rahatsızlığını yansıtan diğer jeofizik olayların gücündeki dalgalanmalar eşlik eder. Aktif süreçlerin Güneş (güneş fırtınaları) üzerindeki jeofizik olaylar üzerindeki etkisi hem kısa dalga radyasyonu hem de Dünya'nın manyetik alanı aracılığıyla gerçekleştirilir. Görünüşe göre bu faktörler fizikokimyasal ve biyolojik süreçlerin ana faktörleridir. Dünya üzerindeki birçok sürecin 11 yıllık periyodikliğine yol açan tüm bağlantı zincirinin izini sürmek henüz mümkün olmadı, ancak biriken kapsamlı gerçek materyal, bu tür bağlantıların varlığına dair hiçbir şüpheye yer bırakmıyor. Böylece, 11 yıllık güneş aktivitesi döngüsü ile depremler, tarımsal verimler, kalp-damar hastalıklarının sayısı vb. arasında bir korelasyon kuruldu. Bu veriler güneş-karasal bağlantıların sürekli hareketini göstermektedir.
Tiflis Astronomi Gözlemevi'nden alınan verileri kullanarak dönem boyunca güneş aktivitesindeki değişikliklerin görsel bir resmini oluşturmaya çalıştık. 1655'ten itibaren 1944'e ve şunu öğrendim:
Güneş gözlemleri, küçük veya orta büyüklükteki refraktörler ve optiklerin çoğunun sabit olduğu büyük yansıtıcı teleskoplar kullanılarak gerçekleştirilir ve güneş ışınları, bir veya iki hareketli ayna kullanılarak teleskopun yatay veya kule montajına yönlendirilir. Tutulma dışı bir koronagraf olan özel bir tür güneş teleskobu oluşturuldu. Koronagrafın içinde Güneş özel opak bir ekranla karartılmıştır. Bir koronagrafta saçılan ışık miktarı birçok kez azaltılır, böylece Güneş atmosferinin en dış katmanları tutulma dışında gözlemlenebilir. Güneş teleskopları genellikle tek bir spektral çizginin ışığında gözlem yapılmasına olanak tanıyan dar bant filtrelerle donatılmıştır. Değişken radyal şeffaflığa sahip nötr yoğunluk filtreleri de oluşturuldu ve bu, güneş koronasının birkaç güneş yarıçapı mesafesinden gözlemlenmesini mümkün kıldı. Tipik olarak, büyük güneş teleskopları, spektrumların fotografik veya fotoelektrik kaydını yapan güçlü spektrograflarla donatılmıştır. Spektrografta ayrıca Zeeman bölünmesini ve spektral çizgilerin polarizasyonunu incelemek ve Güneş üzerindeki manyetik alanın büyüklüğünü ve yönünü belirlemek için bir cihaz olan bir manyetograf da bulunabilir. Dünya atmosferinin yıkama etkisini ortadan kaldırma ihtiyacının yanı sıra, ultraviyole, kızılötesi ve spektrumun Dünya atmosferinde emilen diğer bazı bölgelerindeki güneş radyasyonu çalışmaları, atmosfer dışında yörünge gözlemevlerinin oluşturulmasına yol açtı. Güneş'in ve Dünya atmosferi dışındaki yüzeyindeki bireysel oluşumların spektrumlarının elde edilmesini mümkün kılıyor.
Zaman zaman güneş atmosferinde ortaya çıkarlar aktif alanlar, sayısı ortalama 11 yıllık bir döngüyle düzenli olarak değişir.
Aktif bir bölgenin ortaya çıkışı şu şekilde gösterilir: güneş lekeleri, fotosferde gözlenir. Küçük siyah noktalar - gözenekler şeklinde görünürler. Birkaç gün içinde gözenekler büyük koyu oluşumlara dönüşür. Genellikle nokta, radyal olarak uzun damarlardan oluşan daha az karanlık bir yarı gölge ile çevrilidir. Nokta, Güneş'in yüzeyinde bir "delik" gibi görünse de o kadar büyüktür ki içine Dünya büyüklüğünde bir "topu" kolaylıkla atabilirsiniz.
Güneş'i her gün gözlemlerseniz, noktaların hareketiyle kendi ekseni etrafında döndüğünden ve yaklaşık 27 gün sonra bir veya başka bir noktanın güneş diskinde neredeyse aynı yere döndüğünden emin olabilirsiniz. Farklı enlemlerde Güneş'in dönüş hızı farklıdır; ekvatorun yakınında dönüş daha hızlı, kutuplarda ise daha yavaştır.
Noktalar ortaya çıkmadan önce, fotosferin küçük bir bölgesinde bir bölge belirir - meşale, en iyi güneş diskinin kenarında gözlemlenir. Meşaleler fotosferden birkaç yüz Kelvin daha sıcaktır. Meşalelerin üzerindeki atmosfer de daha sıcak ve daha yoğun. Noktalar her zaman güneş diskinin orta kısmında neredeyse görünmez olan fakülalarla çevrilidir. Aktif bölgede duman büyüdükçe manyetik alan, özellikle daha sonra bir noktanın oluşabileceği küçük bir alanda giderek yoğunlaşır. Noktalar, iyonize gazın tüm hareketini durduran güçlü bir manyetik alana sahiptir. Bu nedenle fotosferin altındaki güneş lekesi bölgesinde normal konveksiyon durur ve dolayısıyla daha derin katmanlardan dış katmanlara ek enerji aktarımı durur. Noktanın sıcaklığının, karanlık göründüğü çevredeki fotosferden yaklaşık 1000K daha düşük olduğu ortaya çıktı. Meşalenin görünümü de manyetik alanla açıklanıyor, ancak yalnızca daha zayıf. Konveksiyonu durduramadığında, konvektif bölgede yükselen gaz jetlerinin hareketlerinin yalnızca rastgele doğası engellenir. Bu nedenle, bir duman bulutunda sıcak gazlar derinliklerden daha kolay yükselir ve onu çevreleyen fotosferden daha parlak hale getirir.
Güneş lekelerinin ve fakülaların aktif bölgesinin boyutları ve konumu, konvektif bölge ile yakından ilişkilidir: bireysel bir noktanın gölgesi, kural olarak düğümlerde bulunan konvektif bölgenin ara katmanının bir veya birkaç hücresini kapsar. (sınırların kesiştiği yerler) en derin kademedeki dev hücrelerin. Genellikle lekeler bütün gruplarda görünür; iki En büyük noktalar, manyetik alanın zıt kutbuna sahip olan, grubun doğu ve diğeri batı kenarındadır. Bu tür nokta gruplarına denir iki kutuplu. Bipolar grubun tamamının kapladığı bölge, konvektif bölgenin dev hücresi ile boyut olarak örtüşmektedir.
Aktif bölgenin üzerindeki kromosferde ve koronada pek çok ilginç olay gözlemleniyor.
Bunlara kromosferik işaret fişekleri ve çıkıntılar dahildir (Şekil 9).
Yanıp söner- Güneş'teki en hızlı süreçlerden biri. Genellikle birkaç dakika içinde aktif bölgedeki bir noktadaki, özellikle hidrojen atomları ve kalsiyum iyonları tarafından yayılan ışınlardaki parlaklığın büyük ölçüde artmasıyla başlarlar. Göz kamaştırıcı fotosferden daha parlak olan çok güçlü işaret fişekleri vardı. Onlarca dakika tutuşturulduktan sonra parıltı yavaş yavaş zayıflayarak orijinal durumuna geri döner. Manyetik alanlardaki özel değişiklikler nedeniyle alevler ortaya çıkar ve kromosferin maddesinin ani bir şekilde sıkıştırılmasına yol açar (Şekil 10) Patlamaya benzer bir şey meydana gelir ve çok hızlı yüklü parçacıklardan ve kozmik ışınlardan oluşan yönlendirilmiş bir akış oluşur. Koronadan geçen bu akış, plazma parçacıklarını da beraberinde taşır; parçacıklar titreşir ve radyo dalgaları yayar.
Parlamanın kapladığı küçük alan (sadece birkaç yüz bin kilometre kare) çok güçlü radyasyon yaratıyor. X ışınları, morötesi ve görünür ışınlar, radyo dalgaları, saniyede binlerce kilometre hızla hareket eden hızlı parçacıklar (parçacıklar) ve kozmik ışınlardan oluşur. Tüm bu radyasyon türlerinin dünya atmosferi, özellikle de üst katmanları üzerinde güçlü bir etkisi vardır.
Ultraviyole ve X ışınları Dünya'ya, özellikle de atmosferinin üst iyonize katmanlarına - iyonosfere - ulaşan ilk ışınlardır. Radyo dalgalarının yayılması ve radyo yayınlarının duyulabilirliği dünyanın iyonosferinin durumuna bağlıdır. Güneşin ultraviyole ve X ışınlarının etkisi altında iyonosferin iyonlaşması artar. Alt katmanlarında kısa radyo dalgaları güçlü bir şekilde emilmeye başlar. Bu nedenle kısa dalgalardaki radyo yayınlarının duyulabilirliği azalır. Aynı zamanda iyonosfer uzun radyo dalgalarını daha iyi yansıtma yeteneği kazanır. Bu nedenle, bir güneş patlaması sırasında uzaktaki uzun dalga radyo istasyonunun duyulabilirliğinde ani bir artış tespit edilebilir.
Parçacıkların (parçacıkların) akışı, Güneş'te meydana gelen patlamadan yalnızca bir gün sonra Dünya'ya ulaşır. Güneş koronasını "kıran" parçacık akışı, maddesini yapılarına özgü uzun ışınlara çeker.
Dünya'nın yakınında parçacık akışı, yüklü parçacıkların geçmesine izin vermeyen Dünya'nın manyetik alanıyla buluşuyor. Ancak parçacıkların büyük bir hızla hareket etmesini durdurmak zordur. Bariyeri aşarlar ve sanki dünyayı çevreleyen manyetik kuvvet çizgilerine baskı yaparlar. Bu da yeryüzünde manyetik alanda hızlı ve düzensiz değişikliklerden oluşan manyetik fırtınaya neden olur. Manyetik fırtınalar sırasında pusula iğnesi düzensiz bir şekilde salınır ve bu da pusulanın kullanılmasını imkansız hale getirir.
Dünya'ya yaklaşan bir güneş parçacıkları akışı, Dünya'yı çevreleyen çok hızlı yüklü parçacıkların katmanlarına çarparak radyasyon kuşakları oluşturur. Bazı güneş parçacıkları bu kuşaklardan geçtikten sonra atmosferin üst katmanlarının derinliklerine doğru kırılır ve çok güzel hava parıltılarına, yani auroralara neden olur.
Dolayısıyla güneş patlamaları önemli sonuçlara yol açmakta ve Dünya'da meydana gelen çeşitli olaylarla yakından ilişkilidir. Aktif bölgenin üzerindeki koronada da ilginç olaylar meydana geliyor. Bazen koronanın malzemesi parlak bir şekilde parlamaya başlar ve akıntılarının kromosfere nasıl aktığını görebilirsiniz. Onbinlerce kilometre uzunluğundaki bu dev sıcak gaz bulutlarına ne ad verilir? çıkıntıları.(Şekil 9 ) Çıkıntıları Çeşitli şekilleri, zengin yapıları, bireysel düğümlerin karmaşık hareketleri ve ani değişimleri ve ardından uzun süreli sessiz varoluşları ile hayrete düşürüyorlar. Çıkıntılar çevredeki koronadan daha yoğun ve daha soğuktur ve renk küreyle aynı sıcaklığa sahiptir. Önemlerin görünümü ve hareketi manyetik alanlardan etkilenir. Görünüşe göre bu alanlar, güneş atmosferinde meydana gelen tüm aktif olayların ana nedenidir.
Güneş aktivitesinin döngüselliği manyetik alanlarla ilişkilidir. Güneş'teki lekeleri her gün sayarsanız bunu fark etmek kolaydır. Döngünün başlangıcında hiç nokta yoktur veya neredeyse hiç yoktur. Bu çağın adı minimum. Daha sonra lekeler güneş ekvatorundan uzakta belirir. Yavaş yavaş sayıları ve bipolar grupların sayısı artar ve noktalar ekvator'a giderek daha yakın görünür. 3-4 yıl sonra gelir maksimum Güneş üzerindeki en fazla sayıda aktif oluşumla karakterize edilen güneş lekeleri. Daha sonra güneş aktivitesi azalır ve yaklaşık olarak 11 yıllar minimum düzeyde geliyor.
Güneş aktivitesinin tüm döngüsü boyunca, bipolar grupların aynı kutupsallık dizisi korunur ve Güneş'in kuzey ve güney yarım kürelerinde bunun tersidir. Yani, örneğin, tüm döngü boyunca kuzey yarımkürede grupların tüm batı noktaları (öncü olarak adlandırılır) kuzey kutupluluğuna sahipse, o zaman doğu noktaları (kuyruk) güney kutupluluğuna sahiptir. Güney yarımkürede ise durum tam tersidir. Bir sonraki döngüde kutupların sırası zorunlu olarak tersine değişir.
Güneş aktivitesinin periyodikliği hala Güneş'in büyüleyici bir gizemi olmaya devam ediyor.
Ancak son yıllarda bu sorunu çözmeye yaklaşmak mümkün oldu. Görünüşe göre, Güneş'in iyonize maddesinin ve onun genel manyetik alanının karmaşık etkileşimi ile ilişkilidir. Bu etkileşimin sonucu, manyetik alanlardaki periyodik bir artıştır ve bu da güneş lekelerinin ve diğer aktif oluşumların ortaya çıkmasına neden olur.
Güneş sayısız yıldızdan biridir; kendinden ışıklı, sıcak gaz toplarıdır. Bu nedenle Güneş'i inceleyerek, uzaklıkları nedeniyle henüz bu kadar ayrıntılı bir çalışmaya erişilemeyen diğer birçok yıldızda da meydana gelmesi gereken süreçleri öğreniyoruz.
Bölüm IV. Deneysel kısım.
Son yıllarda Güneş'in davranışını inceleyerek ve güneş lekelerinin varlığını on bir yıllık güneş aktivitesi döngüsüyle ilişkilendirerek güneş lekelerinden birinin alanını hesapladım. Hesaplama, merkezi güneş diskinin konum açısı ve enlemine ilişkin ek veriler gerektirir.
Ortografik ızgarayı kullanmak için, güneş diskinin merkezine göre konumsal açıyı (β) ve geometrik enlemi (β) bilmek gerekir. Bu veriler astronomi takvimi yıllığında mevcuttur.
Merkez noktadan ölçülen konum açısı P, projeksiyonun konumunu belirleyen bu açıdır.
Noktaların alanını hesaplayalım: α n = 0,2 mm
D s = 12800 km.
Rs = 109 Rs
R = 6400 km
R = görüntü ile 5cm
R n =0,1 mm(görüntü)
R s – R s (resim)
R n – R n (resim)
R= R İle * R P itibaren - 109 * Rз * 0,1 = 109 * 6400 =1395,2km
N,
R sizobr 50 500
Rn =0,218 Rz
Bu nokta Dünya'nın yarıçapının 20 katıdır
S= pR 2 = z, 14(0,22R z )2=0,222(3,14·R 2 s) =0,22 2·S з =0,05·S з Sn=0,05·3,14·6400 2 =643·10 4 (KM 2)
Şimdi güneş aktivitesini belirleyelim. 1748'den beri nokta sayısına göre belirlenmektedir. Wolf, noktaları belirlemek için Wolf numarası adı verilen bir sayı tanıttı:
W=K(f + 10q)
K, teleskobun yeteneğini karakterize eden bir sayıdır, f, noktaların sayısıdır; q, nokta gruplarının sayısıdır.
q=2 W=7+ 10 2=27 f =7
Zirve≈200 nokta
1940'tan 2005'e kadar Kurt sayılarını dikkate alarak güneş lekelerini belirlemek. bir grafik oluşturduk.[l]
Grafik, on bir yıl sonra gözlemlenen maksimum ve minimumları göstermektedir. 2005 yılında Yüksek güneş aktivitesi nedeniyle güneş lekelerinin sayısı yaklaşık 200 güneş lekesi gibi bir zirveye ulaşmalıdır.
Laboratuvar verilerini analiz ederek, 1850-1940 arasındaki Wolf sayısını hesaba katarak güneş lekelerinin bir grafiğini oluşturdum. Ve Ginzburg'a göre 1632-1947 yılları için 80-90 yıllık döngünün minimum güneş aktivitesi döngüsünü gösteren bir grafik.
Çözüm.
Astrofiziğin bu alanındaki araştırmalar oldukça önemlidir.
İlk olarak, teoride öngörülemeyen kozmik ışınların güneş tarafından modüle edilmesi olgusu deneysel olarak keşfedildi. İkincisi, güneş aktivitesinin 11 yıllık döngüsüne ilişkin çalışmalar, güneş patlamaları ve Dünya'da meydana gelen çeşitli olaylarla ilişkilidir. Bu çalışmalar, Dünya'daki ısınma olgusunu ve sıcaklıklardaki düşüşü belirli bir periyodiklikle analiz etmeyi mümkün kılmaktadır. Bu çalışmalara dayanarak, gezegenin ısınmasının artan güneş aktivitesi dönemiyle ilişkili olduğu varsayılabilir. Son 2 yılda güneş aktivitesinde kademeli bir düşüş gözlemledik; Dünya'daki ısınma, Güneş'in zirvede olduğu önceki yıllara göre önemli ölçüde daha düşük olacak.
Bu nedenle, deneysel astrofiziğin yetenekleri, hem benzersiz güçlü fenomenlerin araştırılması ve incelenmesi hem de güneş sisteminin ve bir bütün olarak galaksinin radyasyon geçmişinin araştırılması ve incelenmesi için çok önemlidir.
Kullanılmış literatür listesi
1. Ginzburg V.L., Syrovsky S.I., “Kozmik ışınların ve güneş değişimlerinin kökeni” // Moskova, 1963.
2. Ginzburg V.L., “11 yıllık güneş aktivitesi döngüsünün incelenmesi” // Moskova, 1968.
Dorman L.I. “Kozmik ışınların çeşitleri ve uzay araştırmaları” // Moskova, 1969. 4. Dorman L.I., Miroshnichenko L.I. “Güneş kozmik ışınları” // Moskova, 1968.
5. Dorman L.I., Smirnov V.S., Tyasto M.I. “Dünyanın manyetik alanındaki kozmik ışınlar” // Moskova, 1971.
Koptev Yu.I., Nikitin S.A. Toplamak. Popüler bilim literatürü // Moskova, 1987.
Klimishin I.A. “Günümüzün astronomisi” // Moskova, 1976.
