что такое пятна на солнце

13.12.202307.07.2022 admin 0 Comments

Как устроены пятна на Солнце

На диске Солнца появилась одна из самых крупных в этом году активных областей, а значит, на Солнце снова есть пятна — притом что наша звезда вступает в период минимальной активности. О природе и истории обнаружения солнечных пятен, а также об их влиянии на земную атмосферу рассказывает сотрудник Лаборатории рентгеновской астрономии Солнца ФИАН, доктор физико-математических наук Сергей Богачев.

В первом десятилетии XVII века итальянский ученый Галилео Галилей и немецкий астроном и механик Кристоф Шейнер приблизительно одновременно и независимо друг от друга усовершенствовали изобретенную за несколько лет до этого подзорную трубу (или телескоп) и создали на ее основе гелиоскоп — прибор, позволяющий наблюдать Солнце, проецируя его изображение на стену. На этих изображениях ими были обнаружены детали, которые можно было бы принять за дефекты стены, если бы они не перемещались вместе с изображением — небольшие пятна, усеивающие поверхность идеального (и отчасти божественного) центрального небесного тела — Солнца. Так в историю науки вошли солнечные пятна, а в нашу жизнь — поговорка о том, что на свете нет ничего идеального: «И на Солнце есть пятна».

Солнечные пятна являются основной деталью, которую можно разглядеть на поверхности нашей звезды без применения сложной астрономической техники. Видимые размеры пятен составляю порядка одной угловой минуты (размер 10-копеечной монеты с расстояния в 30 метров), что находится на пределе разрешения человеческого глаза. Однако достаточно совсем простого оптического прибора, увеличивающего всего в несколько раз, чтобы эти объекты были обнаружены, что, собственно, и произошло в Европе в начале XVII века. Отдельные наблюдения пятен, впрочем, регулярно происходили и до этого, причем часто они делались просто глазом, но оставались незамеченными или непонятыми.

Природу пятен некоторое время пытались объяснить, не затрагивая идеальность Солнца, например, как облака в солнечной атмосфере, но довольно быстро стало понятно, что они относятся посредственно к солнечной поверхности. Природа их, тем не менее, оставалась загадкой вплоть до первой половины XX, когда на Солнце впервые были обнаружены магнитные поля и оказалось, что места их концентрации совпадают с местами формирования пятен.

Почему пятна выглядят темными? Прежде всего надо заметить, что их темнота не является абсолютной. Она, скорее, подобна темному силуэту человека, стоящего на фоне освещенного окна, то есть является лишь кажущейся на фоне очень яркого окружающего света. Если измерить «яркость» пятна, то можно обнаружить, что оно также излучает свет, но лишь на уровне 20-40 процентов от нормального света Солнца. Этого факта достаточно, чтобы без каких-либо дополнительных измерений определить температуру пятна, так как поток теплового излучения от Солнца однозначно связан с его температурой через закон Стефана-Больцмана (поток излучения пропорционален температуре излучающего тела в четвертой степени). Если положить яркость обычной поверхности Солнца с температурой около 6000 градусов Цельсия как единицу, то температура солнечных пятен должна составлять около 4000-4500 градусов. Собственно говоря, так оно и есть — солнечные пятна (а это впоследствии было подтверждено и иными методами, например спектроскопическими исследованиями излучения), являются просто участками поверхности Солнца более низкой температуры.

Связь пятен с магнитными полями объясняется влиянием магнитного поля на температуру газа. Такое влияние связано с наличием у Солнца конвективной (кипящей) зоны, которая простирается от поверхности на глубину примерно трети солнечного радиуса. Кипение солнечной плазмы непрерывно поднимает из его недр к поверхности горячую плазму и тем самым повышает температуру поверхности. В областях, где поверхность Солнца пробивают трубки сильного магнитного поля, эффективность конвекции подавляется вплоть до полной ее остановки. В результате без подпитки горячей конвективной плазмой поверхность Солнца остывает как раз до температур порядка 4000 градусов. Формируется пятно.

Активная область на Солнце 26 апреля 2018 года

Второй способ — это солнечные вспышки. В этом случае свободная энергия сжигается непосредственно в солнечной атмосфере, однако последствия этого тоже могут доходить до Земли — в виде потоков жесткого излучения и заряженных частиц. Такое воздействие, являющееся по своей природе радиационным, является одной из главных причин выхода из строя космических аппаратов, а также полярных сияний.

Не стоит, впрочем, обнаружив на Солнце пятно, сразу готовиться к солнечным вспышкам и магнитным бурям. Довольно частой является ситуация, когда появление на диске Солнца пятен, даже рекордно крупных, не приводит даже к минимальному повышению уровня солнечной активности. Почему так происходит? Связано это с природой высвобождения магнитной энергии на Солнце. Такая энергия не может высвободиться из одного магнитного потока, точно так же как лежащий на столе магнит, как бы его ни трясли, не создаст никакой солнечной вспышки. Таких потоков должно быть, как минимум, два, и они должны иметь возможность для взаимодействия друг с другом.

Поскольку одна магнитная трубка, пробивающая поверхность Солнца в двух местах, создает два пятна, то все группы пятен, в которых пятен всего два или одно, создавать вспышки не способны. Эти группы образованы одним потоком, которому не с чем взаимодействовать. Такая пара пятен может быть гигантской и существовать на диске Солнца месяцами, пугая Землю своими размерами, но не создаст ни одной, даже минимальной, вспышки. Подобные группы имеют классификацию и называются типом Альфа, если пятно одно, или Бета, если их два.

Сложное солнечное пятно типа Бета-Гамма-Дельта. Сверху — пятно в видимом диапазоне, внизу — магнитные поля, показанные с помощью прибора HMI на борту космической обсерватории SDO

Источник

Солнечные пятна

Со́лнечные пя́тна — тёмные области на Солнце, температура которых понижена примерно на 1500 К по сравнению с окружающими участками фотосферы. Наблюдаются на диске Солнца (с помощью оптических приборов, а в случае крупных пятен — и невооружённым глазом) в виде тёмных пятен. Солнечные пятна являются областями выхода в фотосферу сильных (до нескольких тысяч гаусс) магнитных полей. Потемнение фотосферы в пятнах обусловлено подавлением магнитным полем конвективных движений вещества и, как следствие, снижением потока переноса тепловой энергии в этих областях.

Количество пятен на Солнце (и связанное с ним число Вольфа) — один из главных показателей солнечной магнитной активности.

На более холодных звёздах (класса K и холоднее) наблюдаются пятна намного большей площади, чем на Солнце. [3]

Содержание

История изучения

Первые сообщения о пятнах на Солнце относятся к наблюдениям 800 года до н. э. в Китае.

Впервые пятна были зарисованы в 1128 году в хронике Иоанна Вустерского. [4]

Первое известное упоминание солнечных пятен в древнерусской литературе содержится в Никоновской летописи, в записях, относящихся ко второй половине XIV века: [5]

бысть знамение на небеси, солнце бысть, аки кровь, и по нем места черны

бысть знамение в солнце, места черны по солнцу, аки гвозди, и мгла велика была

С 1610 года начинается эпоха инструментального исследования Солнца. Изобретение телескопа и его специальной разновидности для наблюдения за Солнцем — гелиоскопа, позволило Галилею, Томасу Хэрриоту, Кристофу Шейнеру и другим учёным рассмотреть солнечные пятна. Галилей, по-видимому, первым среди исследователей понял, что пятна являются частью солнечной структуры, в отличие от Шейнера, посчитавшего их проходящими перед Солнцем планетами. Это предположение позволило Галилею открыть вращение Солнца и вычислить его период. Приоритету открытия пятен и их природе была посвящена более чем десятилетняя полемика между Галилеем и Шейнером, однако, скорее всего, и первое наблюдение и первая публикация не принадлежат ни одному из них. [6]

Первые исследования фокусировались на природе пятен и их поведении. [4] Несмотря на то, что физическая природа пятен оставалась неясной вплоть до XX века, наблюдения продолжались. К XIX веку уже имелся достаточно продолжительный ряд наблюдений пятен, чтобы заметить периодические вариации в активности Солнца. В 1845 году Д. Генри и С. Александер (англ. S. Alexander ) из Принстонского университета провели наблюдения Солнце с помощью специального термометра (en:thermopile) и определили, что интенсивность излучения пятен, по сравнению с окружающими областями Солнца, понижена. [7]

Возникновение

Пятна возникают в результате возмущений отдельных участков магнитного поля Солнца. В начале этого процесса трубки магнитного поля «прорываются» сквозь фотосферу в область короны, и сильное поле подавляет конвективное движение плазмы в гранулах, препятствуя в этих местах переносу энергии из внутренних областей наружу. Сначала в этом месте возникает факел, чуть позже и западнее — маленькая точка, называемая по́ра, размером несколько тысяч километров. В течение нескольких часов величина магнитной индукции растет (при начальных значениях 0,1 тесла), размер и количество пор увеличивается. Они сливаются друг с другом и формируют одно или несколько пятен. В период наибольшей активности пятен величина магнитной индукции может достигать 0,4 тесла.

Срок существования пятен достигает нескольких месяцев, то есть отдельные группы пятен могут наблюдаться в течение нескольких оборотов Солнца. Именно этот факт (движение наблюдаемых пятен по солнечному диску) послужил основой для доказательства вращения Солнца и позволил провести первые измерения периода обращения Солнца вокруг своей оси.

Пятна обычно образуются группами, однако иногда возникает одиночное пятно, живущее всего несколько дней, или биполярная группа: два пятна разной магнитной полярности, соединённые линиями магнитного поля. Западное пятно в такой биполярной группе называется «ведущим», «головным» или «P-пятном» (от англ. preceding ), восточное — «ведомым», «хвостовым» или «F-пятном» (от англ. following ).

Только половина пятен живёт больше двух дней, и всего десятая часть — более 11 дней.

В начале 11-летнего цикла солнечной активности пятна на Солнце появляются на высоких гелиографических широтах (порядка ±25—30°), а с ходом цикла пятна мигрируют к солнечному экватору, в конце цикла достигая широт ±5—10°. Эта закономерность носит название «закон Шпёрера».

Группы пятен ориентируются приблизительно параллельно солнечному экватору, однако отмечается некоторый наклон оси группы относительно экватора, который имеет тенденцию к увеличению для групп, расположенных дальше от экватора (т. н. «закон Джоя»).

Свойства

Средняя температура поверхности Солнца около 6000 К (эффективная температура — 5770 К, температура излучения — 6050 К). Центральная, самая темная, область пятен имеет температуру всего около 4000 К, наружные области пятен, граничащие с нормальной поверхностью, — от 5000 до 5500 К. Несмотря на то, что температура пятен ниже, их вещество все равно излучает свет, пусть и в меньшей степени, чем остальная поверхность. Именно из-за этой разницы температур при наблюдении и возникает ощущение, что пятна темные, почти черные, хотя на самом деле они тоже светятся, однако их свечение теряется на фоне более яркого солнечного диска.

Центральная тёмная часть пятна носит название тени. Обычно её диаметр составляет около 0,4 диаметра пятна. В тени напряжённость магнитного поля и температура довольно однородны, а интенсивность свечения в видимом свете составляет 5-15 % от фотосферной величины. Тень окружена полутенью, состоящей из светлых и тёмных радиальных волокон с интенсивностью свечения от 60 до 95 % от фотосферного. [8]

Поверхность Солнца в области, где располагается пятно, расположена примерно на 500—700 км ниже, чем поверхность окружающей фотосферы. Это явление носит название «вильсоновской депресии».

Пятна — области наибольшей активности на Солнце. В случае, если пятен много, то существует высокая вероятность того, что произойдет пересоединение магнитных линий — линии, проходящие внутри одной группы пятен, рекомбинируют с линиями из другой группы пятен, имеющими противоположную полярность. Видимым результатом этого процесса является солнечная вспышка. Всплеск излучения, достигая Земли, вызывает сильные возмущения её магнитного поля, нарушает работу спутников и даже оказывает влияние на расположенные на планете объекты. Из-за нарушений магнитного поля Земли увеличивается вероятность возникновения северных сияний в низких географических широтах. Ионосфера Земли также подвержена флуктуациям солнечной активности, что проявляется в изменении распространения коротких радиоволн.

Классификация

Пятна классифицируют в зависимости от срока жизни, размера, расположения.

Стадии развития

Локальное усиление магнитного поля, как было сказано выше, тормозит движение плазмы в конвекционных ячейках, тем самым замедляя вынос тепла на поверхность Солнца. Охлаждение затронутых этим процессом гранул (примерно на 1000 °C) приводит к их потемнению и формированию единичного пятна. Некоторые из них исчезают через несколько дней. Другие развиваются в биполярные группы из двух пятен, магнитные линии в которых имеют противоположную полярность. Из них могут сформироваться группы из множества пятен, которые в случае дальнейшего увеличения области полутени объединяют до сотни пятен, достигая размеров в сотни тысяч километров. После этого происходит медленное (в течение нескольких недель или месяцев) снижение активности пятен и уменьшение их размеров до маленьких двойных или одинарных точек.

Самые крупные группы пятен всегда имеют связанную группу в другом полушарии (северном или южном). Магнитные линии в таких случаях выходят из пятен в одном полушарии и входят в пятна в другом.

Размеры групп пятен

Размеры группы пятен принято характеризовать её геометрической протяжённостью, а также количеством входящих в неё пятен и их полной площадью.

В группе может насчитываться от одного до полутора сотен и более пятен. Площади групп, которые удобно измерять в миллионных долях площади солнечной полусферы (м.с.п.), варьируются от нескольких м.с.п. до нескольких тысяч м.с.п.

Максимальную площадь за весь период непрерывных наблюдений групп пятен (с 1874 по 2012 годы) имела группа № 1488603 (по Гринвичскому каталогу), появившаяся на диске Солнца 30 марта 1947 года, в максимуме 18-го 11-летнего цикла солнечной активности. К 8 апреля её полная площадь достигла 6132 м.с.п. (1,87·10 10 км², что более чем в 36 раз превышает площадь земного шара). [9] На фазе своего максимального развития эта группа состояла из более чем 170 отдельных солнечных пятен. [10]

Цикличность

Солнечный цикл связан с частотой появления пятен, их активностью и сроком жизни. Один цикл охватывает примерно 11 лет. В периоды минимума активности пятен на Солнце очень мало или нет вообще, в то время как в период максимума их может наблюдаться несколько сотен. В конце каждого цикла полярность солнечного магнитного поля меняется на противоположную, поэтому правильнее говорить о 22-летнем солнечном цикле.

Длительность цикла

Хотя в среднем цикл солнечной активности длится около 11 лет, бывают циклы длиной от 9 до 14 лет. Средние значения также меняются на протяжении столетий. Так, в XX веке средняя длина цикла составила 10,2 года.

Форма цикла непостоянна. Швейцарский астроном Макс Вальдмайер утверждал, что переход от минимума к максимуму солнечной активности происходит тем быстрее, чем больше максимальное количество солнечных пятен, зарегистрированное в этом цикле (т. н. «правило Вальдмайера»).

Начало и конец цикла

В прошлом началом цикла считался момент, когда солнечная активность пребывала в точке своего минимума. Благодаря современным методам измерений стало возможно определять изменение полярности солнечного магнитного поля, поэтому сейчас за начало цикла принимают момент изменения полярности пятен. [источник не указан 67 дней]

Нумерация циклов была предложена Р. Вольфом. Первый цикл, согласно этой нумерации, начался в 1749 году. В 2009 году начался 24 солнечный цикл.

Существует периодичность изменения максимального количества солнечных пятен с характерным периодом около 100 лет («вековой цикл»). Последние минимумы этого цикла приходились примерно на 1800—1840 и 1890—1920 годы. Есть предположение о существовании циклов ещё большей длительности.

Источник

Откуда на Солнце пятна и как они влияют на Землю

Солнце представляет собой плотный горячий шар, состоящий в основном из водорода и гелия. Всю эту массу газов удерживает вместе гравитационная сила, благодаря которой в недрах звезды протекает реакция термоядерного синтеза. В результате этой реакции выделяется огромное количество энергии, которое разогревает внешние слои звезды до нескольких тысяч градусов и заставляет их светиться.

Однако время от времени на Солнце формируются темные области в виде пятен. Их температура примерно на 1500 градусов ниже, чем у всей остальной атмосферы звезды. Эти области называются солнечными пятнами и по их поведению можно многое сказать об активности нашей звезды.

Нашей звезде удается поддерживать такие высокие температуры в своей атмосфере благодаря постоянному перемешиванию (конвекции) потоков плазмы — более горячие внутренние слои поднимаются, а охладившиеся внешние — опускаются. Но в некоторых местах сильное магнитное поле мешает этому процессу, в результате чего формируются солнечные пятна, в которых конвекция не происходит.

Количество солнечных пятен связано с так называемым числом Вольфа. Зная количество солнечных пятен, можно рассчитать число Вольфа, которое покажет текущую активность светила. Это возможно благодаря стойкой взаимосвязи между количеством солнечных пятен и фазой цикла активности звезды. Фаза цикла активности Солнца, в свою очередь, влияет на жизнь на Земле.

Так, при увеличении солнечной активности на Земле могут возникать сильные магнитные бури, приводящие к проблемам в телекоммуникационных и энергетических сетях. Кроме того, высокая активность нашей звезды может стать причиной обострения симптомов некоторых заболеваний. Также при активном Солнце люди быстрее утомляются и становятся менее внимательными.

Источник

Пятна на Солнце

Со́лнечные пя́тна — тёмные области на Солнце, температура которых понижена примерно на 1500 К по сравнению с окружающими участками фотосферы. Наблюдаются на диске Солнца (с помощью оптических приборов, а в случае крупных пятен — и невооружённым глазом) в виде тёмных пятен. Солнечные пятна являются областями выхода в фотосферу сильных (до нескольких тысяч гауссов) магнитных полей. Потемнение фотосферы в пятнах обусловлено подавлением магнитным полем конвективных движений вещества и, как следствие, снижением потока переноса тепловой энергии в этих областях.

На более холодных звёздах (класса K и холоднее) наблюдаются пятна намного большей площади, чем на Солнце. [1]

Содержание

Возникновение

Пятна возникают в результате возмущений отдельных участков магнитного поля Солнца. В начале этого процесса пучок магнитных линий «прорывается» сквозь фотосферу в область короны и тормозит конвекционное движение плазмы в грануляционных ячейках, препятствуя в этих местах переносу энергии из внутренних областей наружу. Первым в этом месте возникает факел, чуть позже и западнее – маленькая точка, называемая пора, размером несколько тысяч километров. В течение нескольких часов величина магнитной индукции растет (при начальных значениях 0,1 тесла), и размер и количество пор увеличивается. Они сливаются друг с другом и формируют одно или несколько пятен. В период наибольшей активности пятен величина магнитной индукции может достигать 0,4 тесла.

Срок существования пятен достигает нескольких месяцев, то есть отдельные пятна могут наблюдаться в течение нескольких оборотов Солнца вокруг себя. Именно этот факт (движение наблюдаемых пятен вдоль солнечного диска) послужил основой для доказательства вращения Солнца и позволил провести первые измерения периода обращения Солнца вокруг своей оси.

Пятна обычно формируются группами, однако иногда возникает одиночное пятно, живущее всего несколько дней, или два пятна, с направленными из одного в другое магнитными линиями.

Первое возникшее в такой двойной группе называется P-пятно (англ. preceding) старейшее – F-пятно (англ. following).

Только половина пятен живут больше двух дней, и всего десятая часть переживает 11-дневный порог

Группы пятен всегда вытягиваются параллельно солнечному экватору.

Свойства

Пятна – области наибольшей активности на Солнце. В случае, если пятен много, то существует высокая вероятность того, что произойдет пересоединение магнитных линий – линии, проходящие внутри одной группы пятен, рекомбинируют с линиями из другой группы пятен, имеющими противоположную полярность. Видимым результатом этого процесса является солнечная вспышка. Всплеск излучения, достигая Земли, вызывает сильные возмущения ее магнитного поля, нарушает работу спутников и даже оказывает влияние на расположенные на планете объекты. Благодаря нарушениям магнитного поля увеличивается вероятность возникновения северных сияний в низких географических широтах. Ионосфера Земли также подвержена флуктуациям солнечной активности, что проявляется в изменении распространения коротких радиоволн.

В годы, когда пятен на солнце мало, размер Солнца уменьшается на 0,1%. Годы в промежутке между 1645 и 1715 (минимум Маундера), известны глобальным похолоданием, и называют малым ледниковым периодом.