Солнечное пятно -Sunspot

Солнечные пятна
SDO НАСА наблюдает за крупнейшим солнечным пятном солнечного цикла (15430820129).jpgСолнечные пятна 1302, сентябрь 2011 г., NASA.jpg
172197main NASA Flare Gband lg-withouttext.jpgСолнечное пятно TRACE.jpeg
Солнечный архипелаг — Flickr — NASA Goddard Photo and Video.jpg
  • Вверху: активная область 2192 в 2014 г., содержащая крупнейшее солнечное пятно 24-го солнечного цикла, и активная область 1302 в сентябре 2011 г.
  • В центре: крупное пятно в видимом спектре (слева) и еще одно пятно в УФ , снятое обсерваторией TRACE .
  • Внизу: большая группа солнечных пятен протяженностью около 320 000 км (200 000 миль) в поперечнике.

Солнечные пятнаявления на фотосфере Солнца , проявляющиеся в виде временных пятен, более темных, чем окружающие области. Это области с пониженной температурой поверхности, вызванной концентрацией магнитного потока , препятствующей конвекции . Солнечные пятна появляются внутри активных областей , обычно парами противоположной магнитной полярности . Их количество меняется в соответствии с примерно 11-летним солнечным циклом .

Отдельные солнечные пятна или группы солнечных пятен могут существовать от нескольких дней до нескольких месяцев, но в конечном итоге распадаются. Солнечные пятна расширяются и сжимаются по мере движения по поверхности Солнца, их диаметр варьируется от 16 км (10 миль) до 160 000 км (100 000 миль). Большие солнечные пятна можно увидеть с Земли без помощи телескопа . Они могут двигаться с относительной скоростью или собственным движением в несколько сотен метров в секунду, когда впервые появляются.

Указав на интенсивную магнитную активность, солнечные пятна сопровождают другие явления активной области, такие как корональные петли , протуберанцы и события пересоединения . Большинство солнечных вспышек и корональных выбросов массы происходят в этих магнитно-активных областях вокруг видимых групп солнечных пятен. Подобные явления, косвенно наблюдаемые на звездах, отличных от Солнца, обычно называют звездными пятнами, и были измерены как светлые, так и темные пятна.

История

Самая ранняя запись о солнечных пятнах содержится в китайском « И Цзин », написанном до 800 г. до н.э. В тексте описывается, что на солнце наблюдались доу и мэй , где оба слова относятся к небольшому затемнению. Самая ранняя запись о преднамеренном наблюдении за солнечными пятнами также происходит из Китая и датируется 364 годом до нашей эры на основе комментариев астронома Ган Де (甘德) в звездном каталоге . К 28 г. до н.э. китайские астрономы регулярно записывали наблюдения за солнечными пятнами в официальные имперские записи.

Первое четкое упоминание о солнечном пятне в западной литературе относится к 300 г. до н.э. древнегреческим ученым Теофрастом , учеником Платона и Аристотеля и преемником последнего.

Первые рисунки солнечных пятен были сделаны английским монахом Джоном Вустерским в декабре 1128 года.

Солнечные пятна были впервые обнаружены телескопом в конце 1610 года английским астрономом Томасом Харриотом и фризскими астрономами Иоганном и Давидом Фабрициусами , опубликовавшими описание в июне 1611 года. открытия и публикации о солнечных пятнах Кристофом Шайнером и Галилео Галилеем несколько месяцев спустя.

В начале 19 века Уильям Гершель был одним из первых, кто приравнял солнечные пятна к обилию нагревания и охлаждения, которые они способны вызывать на Земле. Он полагал, что «большие отмели (полутени солнечных пятен) гряды (яркие, приподнятые протяженные образования, напоминающие факелы), конкреции (яркие, приподнятые, но более мелкие образования, напоминающие люкулы) и гофры (менее светящиеся, шероховатые, пестрые, темные образования) вместо мелких углубления (вдавленные, расширенные темные черты) на Солнце пропускали бы большое количество тепла на Землю. С другой стороны, «поры, небольшие углубления - центральные области темных, вдавленных пятен - и отсутствие конкреций и гребней» означало меньше тепла, касающегося Земли. Во время своего исследования поведения Солнца и выдвижения гипотезы о структуре Солнца он непреднамеренно обнаружил относительное отсутствие пятен на Солнце с июля 1795 года по январь 1800 года. наблюдаемых или отсутствующих солнечных пятен и обнаружил, что, по крайней мере в Англии, отсутствие солнечных пятен совпало с высокими ценами на пшеницу. Гершель читал свою статью перед Королевским обществом. высмеивается перед этим телом.

Физика

Морфология

Распадающееся солнечное пятно, показанное в течение двух часов. Тень разделена на две части внутри полутени световым мостом. Солнечные поры также видны слева от полутени.

Солнечные пятна имеют две основные структуры: центральную тень и окружающую полутень . Тень — это самая темная область солнечного пятна, где магнитное поле самое сильное и примерно вертикальное, или нормальное , к поверхности Солнца, или фотосфере . Тень может быть полностью или частично окружена более яркой областью, известной как полутень. Полутень состоит из радиально вытянутых структур, известных как полутеневые волокна, и имеет более наклонное магнитное поле, чем тень. В группах солнечных пятен несколько теней могут быть окружены одной непрерывной полутенью.

Температура тени составляет примерно 3 000–4 500 К (2 700–4 200 ° C), в отличие от полутени около 5 780 К (5 500 ° C), оставляя солнечные пятна, четко видимые в виде темных пятен. Это связано с тем, что яркость нагретого черного тела (близкого к фотосфере) при этих температурах сильно зависит от температуры. Отдельное солнечное пятно, изолированное от окружающей фотосферы, сияло бы ярче полной Луны и имело бы малиново-оранжевый цвет.

Эффект Уилсона подразумевает, что солнечные пятна представляют собой впадины на поверхности Солнца.

Жизненный цикл

Возникновение и эволюция группы солнечных пятен в течение двух недель.

Появление отдельного пятна может длиться от нескольких дней до нескольких месяцев, хотя группы солнечных пятен и связанные с ними активные области , как правило, существуют недели или месяцы. Солнечные пятна расширяются и сжимаются по мере движения по поверхности Солнца, их диаметр варьируется от 16 км (10 миль) до 160 000 км (100 000 миль).

Формирование

Хотя детали образования солнечных пятен все еще являются предметом продолжающихся исследований, широко известно, что они являются видимыми проявлениями магнитных силовых трубок в конвективной зоне Солнца, проецирующихся через фотосферу в активных областях. Их характерное потемнение происходит из-за сильного магнитного поля, препятствующего конвекции в фотосфере. В результате поток энергии из недр Солнца уменьшается, а вместе с ним и температура поверхности, из-за чего участок поверхности, через который проходит магнитное поле, выглядит темным на ярком фоне фотосферных гранул .

Солнечные пятна первоначально появляются в фотосфере в виде небольших затемненных пятен без полутени. Эти структуры известны как солнечные поры. Со временем эти поры увеличиваются в размерах и смещаются друг к другу. Когда пора становится достаточно большой, обычно около 3500 км (2000 миль) в диаметре, начинает формироваться полутень.

Разлагаться

Магнитное давление должно стремиться к удалению концентрации поля, вызывая рассеивание солнечных пятен, но время жизни солнечных пятен измеряется от дней до недель. В 2001 г. наблюдения Солнечной и гелиосферной обсерватории (SOHO) с использованием звуковых волн, распространяющихся под фотосферой (местная гелиосейсмология ), были использованы для создания трехмерного изображения внутренней структуры под солнечными пятнами; эти наблюдения показывают, что мощный нисходящий поток под каждым солнечным пятном образует вращающийся вихрь , который поддерживает концентрированное магнитное поле.

Солнечный цикл

Точечная диаграмма, показывающая площадь солнечных пятен в процентах от общей площади на различных широтах, над сгруппированной гистограммой, показывающая среднесуточную площадь солнечных пятен в процентах от видимого полушария.
Диаграмма-бабочка, показывающая поведение парного закона Шперера
Полный солнечный диск в течение 13 дней во время восхода солнечного цикла 24 .

Солнечные циклы обычно длятся около одиннадцати лет, варьируясь от чуть менее 10 до чуть более 12 лет. В течение солнечного цикла популяции солнечных пятен быстро увеличиваются, а затем медленнее уменьшаются. Точка наибольшей активности солнечных пятен во время цикла называется солнечным максимумом, а точка наименьшей активности - солнечным минимумом. Этот период также наблюдается в большинстве других видов солнечной активности и связан с изменением солнечного магнитного поля, которое меняет полярность в этот период.

В начале цикла солнечные пятна появляются в более высоких широтах, а затем перемещаются к экватору по мере приближения цикла к максимуму, следуя закону Шпёрера . Пятна из двух последовательных циклов сосуществуют несколько лет в годы, близкие к солнечному минимуму. Пятна из последовательных циклов можно отличить по направлению их магнитного поля и их широте.

Индекс числа солнечных пятен Вольфа подсчитывает среднее количество солнечных пятен и групп солнечных пятен в течение определенных интервалов времени. 11-летние солнечные циклы нумеруются последовательно, начиная с наблюдений 1750-х годов.

Джордж Эллери Хейл впервые связал магнитные поля и солнечные пятна в 1908 году. Хейл предположил, что период цикла солнечных пятен составляет 22 года, охватывая два периода увеличения и уменьшения числа солнечных пятен, сопровождаемых инверсиями полярности солнечного магнитного дипольного поля. Позже Гораций В. Бэбкок предложил качественную модель динамики внешних слоев Солнца. Модель Бэбкока объясняет, что магнитные поля вызывают поведение, описываемое законом Шперера, а также другие эффекты, которые искажаются вращением Солнца.

Долгосрочные тренды

Количество солнечных пятен также меняется в течение длительных периодов времени. Например, в период, известный как современный максимум с 1900 по 1958 год, тенденция количества солнечных пятен к солнечным максимумам была восходящей; в течение следующих 60 лет тенденция была в основном нисходящей. В целом, Солнце в последний раз было столь же активным, как современный максимум, более 8000 лет назад.

Количество солнечных пятен коррелирует с интенсивностью солнечной радиации за период с 1979 г., когда стали доступны спутниковые измерения. Отклонение, вызванное циклом солнечных пятен, в солнечной мощности составляет порядка 0,1% солнечной постоянной (диапазон от пика до минимума 1,3 Вт·м −2 по сравнению с 1366 Вт·м −2 для средней солнечной постоянной) .

400-летняя история количества солнечных пятен , показывающая минимумы Маундера и Дальтона, а также современный максимум (слева) и реконструкция солнечных пятен за 11 000 лет, показывающая тенденцию к снижению в период с 2000 г. до н.э. - 1600 г. н.э., за которой следует недавний 400-летний восходящий тренд.

Современное наблюдение

Солнечные пятна наблюдают с помощью наземных и околоземных солнечных телескопов . Эти телескопы используют методы фильтрации и проекции для прямого наблюдения в дополнение к различным типам камер с фильтрами. Специальные инструменты, такие как спектроскопы и спектрогелиоскопы , используются для изучения солнечных пятен и областей солнечных пятен. Искусственные затмения позволяют увидеть окружность Солнца, когда солнечные пятна вращаются по горизонту.

Поскольку прямой взгляд на Солнце невооруженным глазом наносит непоправимый ущерб человеческому зрению , любительское наблюдение за солнечными пятнами обычно проводится с использованием проецируемых изображений или непосредственно через защитные фильтры . Небольшие участки очень темного фильтрующего стекла , такого как стекло сварщика № 14, эффективны. Окуляр телескопа может проецировать изображение без фильтрации на белый экран, где его можно косвенно рассмотреть и даже проследить, чтобы проследить эволюцию солнечных пятен. Узкополосные водородно-альфа- фильтры специального назначения и стеклянные аттенюационные фильтры с алюминиевым покрытием (имеющие вид зеркал из-за чрезвычайно высокой оптической плотности ) на передней части телескопа обеспечивают безопасное наблюдение через окуляр.

Заявление

Из-за их корреляции с другими видами солнечной активности солнечные пятна можно использовать для прогнозирования космической погоды , состояния ионосферы и условий, связанных с распространением коротковолнового радио или спутниковой связи . Члены радиолюбительского сообщества отмечают высокую активность солнечных пятен как предвестник отличных условий распространения в ионосфере, которые значительно увеличивают дальность радиосвязи в КВ - диапазонах. Во время пиков активности солнечных пятен всемирная радиосвязь может осуществляться на таких высоких частотах, как 6-метровый диапазон ОВЧ .

Солнечная активность (и солнечный цикл) считаются фактором глобального потепления . Первым возможным примером этого является период минимума Маундера с низкой активностью солнечных пятен, который имел место во время малого ледникового периода в Европе. Однако подробные исследования нескольких палеоклиматических индикаторов показывают, что более низкие температуры северного полушария в Малый ледниковый период начались, когда количество солнечных пятен было еще высоким до начала минимума Маундера, и сохранялись до тех пор, пока минимум Маундера не прекратился. Численное моделирование климата показывает, что вулканическая активность была основной движущей силой Малого ледникового периода .

Сами солнечные пятна по величине дефицита лучистой энергии слабо влияют на солнечный поток. Суммарный эффект солнечных пятен и других магнитных процессов в солнечной фотосфере заключается в увеличении примерно на 0,1% яркости Солнца по сравнению с его яркостью на уровне солнечного минимума. Это разница в полном солнечном излучении на Земле в течение цикла солнечных пятен, близкая к . Другие магнитные явления, которые коррелируют с активностью солнечных пятен, включают факелы и хромосферную сеть. Комбинация этих магнитных факторов означает, что отношение количества солнечных пятен к общему солнечному излучению (TSI) в течение десятилетнего солнечного цикла. и их взаимосвязь в масштабах веков не обязательно должна быть одинаковой. Основная проблема с количественной оценкой долгосрочных тенденций TSI заключается в стабильности измерений абсолютной радиометрии, сделанных из космоса, которая улучшилась в последние десятилетия, но остается проблемой. Анализ показывает, что возможно, что TSI был на самом деле выше в минимуме Маундера по сравнению с современными уровнями, но неопределенности высоки, с лучшими оценками в диапазоне ± с диапазоном неопределенности ± .

Звездное пятно

В 1947 г. Г. Э. Крон предположил, что звездные пятна являются причиной периодических изменений яркости красных карликов . С середины 1990-х годов наблюдения звездных пятен проводились с использованием все более мощных методов, дающих все больше и больше деталей: фотометрия показывала рост и распад звездных пятен и демонстрировала циклическое поведение, подобное солнечному; спектроскопия исследовала структуру областей звездных пятен, анализируя вариации расщепления спектральных линий из-за эффекта Зеемана; Доплеровское изображение показало дифференциальное вращение пятен для нескольких звезд и распределение, отличное от солнечного; анализ спектральных линий измерял диапазон температур пятен и звездных поверхностей. Например, в 1999 году Штрассмайер сообщил о самом большом холодном звездном пятне, которое когда-либо наблюдалось при вращении гигантской звезды K0  XX Треугольника (HD 12545) с температурой 3500 К (3230 °C) вместе с теплым пятном 4800 К (4530 °C). .

Смотрите также

Рекомендации

дальнейшее чтение

  • Карл Люцельшваб, K9LA (октябрь 2016 г.). «Новые числа солнечных пятен». КСТ . 100 (10): 38–41. ISSN  0033-4812 .

Внешние ссылки

Данные о солнечных пятнах