Що таке чорні плями на сонці. Вплив на планету

З сонячними плямами пов'язано кілька цікавих і досить повчальних історій, перші з яких дійшли до нас ще з давніх-давен.

Давньогрецькі астрономи вважали Сонце бездоганною ідеальною вогненною кулею, яка не має жодних вад. Така думка панувала аж до XVII століття, у разі – у Європі. А далеко на сході китайці, нічого не знаючи про уявлення еллінів, ще в I столітті до нашої ери описали у своїх літописах птахів, що літають перед Сонцем. Європейці ж про сонячні плями воліли взагалі не думати, оскільки вважали, що якщо релігія і філософія оголошують Сонце досконалим, то «плями» ці можуть бути парами, що проходять між Землею і Сонцем, або планетами.

У царювання Карла Великого (VIII ст.) населення Франції протягом восьми днів бачило на Сонці велику чорну пляму. Науковці того часу заявили, що це планета Меркурій. Їх здогад був не такий вже й дурний, оскільки Меркурій і справді іноді проходить диском Сонця, щоправда, він перетинає його всього за кілька годин.

З винаходом телескопа сонячні плями помістили поверхню Сонця, тобто туди, де вони справді перебувають. Перше повідомлення про результати їх спостережень опублікував 1611 року німецький астроном Йоганн Фабриціус. Приблизно в той же час Сонце спостерігав у телескоп професор математики (а за сумісництвом – єзуїт) Крістоф Шейнер, який через свою приналежність до всесильного Ордену подолати стіну диктату аристотелів про чисту Сонця так і не зміг. Отримавши від свого церковного начальства запевнення в тому, що помиляється або його телескоп, або його зір, вчений, щоб не накликати на свою голову звинувачень у страшній брехні, вважав за краще відступити і слухняно «забув» про проведені ним дослідження.

Менш згідливим виявився Галілео Галілей.

У 1612 році, коментуючи спостереження Фабриціуса у своїх листах, він докладно описав неправильну форму сонячних плям, їх виникнення, розпад, переміщення по диску Сонця і, що найголовніше, - підкреслив, що плями є явищами, що відбуваються на поверхні Сонця, але ніяк не тіла, що обертаються навколо нього.

Після авторитетної заяви Галілея вчені взялися за посилене вивчення незрозумілої «віспи», яка псує обличчя нашого світила. У 1613 році Йоганн Кеплер висловив припущення, що «мінливість плям вказує на їхню хмарну природу, але... земні аналогії тут мало можуть допомогти». У XVIII столітті сонячні плями вважали темними вершинами, що проглядають крізь фотосферу Сонця під час «відливів» речовини, що світиться. Потім виникла думка, що сонячні плями є отворами у фотосфері. Цей здогад близький до сучасних уявлень, але зараз відомо, що сонячні плями – це не дірки у фотосфері, а холодніші, хоча й досить яскраві її ділянки; вони здаються темними лише порівняно з надзвичайно яскравою поверхнею.

Що ж до періодичності появи сонячних плям, то люди ставили в пряму залежність від них незліченні прояви земного життя, насамперед – погоду, а також голод, мор, хвороби, війни, тобто, по суті, у цьому явищі знаходився зручний. цап-відбувайло», відповідальний за всілякі нещастя. Так, посуху в Італії 1632 пов'язували з відсутністю плям на Сонці. У ті ж роки, коли лик Сонця бував ними усіяний, урожаї славилися своєю рясністю, ціни на пшеницю знижувалися, а дерева зростали швидше.

У 1870 році професор Ієльського університету Еліас Луміс встановив зв'язок Магнітних бур та числа полярних сяйв, що спостерігалися, з періодичністю сонячних плям, що в той час пояснити ніхто не міг. Довгі роки вчені залишалися в повному невіданні щодо того, як може Сонце, віддалене від Землі на відстань 150 млн. км, «трусити» її магнітне поле і запалювати полярні сяйва... Американський космолог Джордж Гамов у своїй книзі «Зірка, названа Сонцем» трохи іронічно зауважує, що «кількість рисових шкурок, які купують Компанія Гудзонова затоки, зростає, коли на Сонці багато плям. Можливо, це відбувається тому, що в такі періоди полярні сяйва бувають яскравішими та надають більше можливостей для сприятливого полювання під час довгих полярних ночей». Ще більш вражаючим і дивним уявлялося збіг максимуму сонячних плям із французькою та російською революціями, обома світовими війнами та корейським конфліктом.

Безумовно, між сонячними та земними явищами існує багато тонких зв'язків. Якщо Сонце може стимулювати зростання дерев, то не можна виключати ймовірність того, що, як говорив Шекспір, «у діяльності людей існують припливи» – припливи з періодичністю в 11 років.

Виявив та переконливо обґрунтував наявність 11-ти та 22-річних сонячних циклів професор О. Чижевський, випередивши свій час на 50 років та потрапивши за це до ГУЛАГу. Він визначив зв'язок виникнення на Землі різних соціальних та біологічних катастроф із «ковзним» 11-річним циклом сонячної активності, який значно посилюється через кожні 22 роки. Проте стрункої теорії, яка пояснює таку взаємозалежність, нині немає. Щоправда, є гіпотези. Зокрема гіпотеза Роберта Брейсуела з Каліфорнійського університету, який багато років вивчає цикли сонячних плям. Більш менш надійні дані про сонячні плями є приблизно з 1800 року. На основі цих даних можна дійти невтішного висновку, що активність Сонця, виміряна «числом плям», різна у різних циклах, тобто максимум одного 11-річного циклу відрізняється від максимуму наступного чи попереднього. Брейсуел та низка інших вчених вважають, що в житті Сонця є й інші, більш тривалі цикли.

То що ж є сонячні плями, які небезпідставно вважаються найпомітнішим проявом активності? Виявляється, це проміжки між гранулами, що становлять фотосферу Сонця, що тільки непомірно розрослися. По контрасту з яскравою фотосферою плями здаються темними, хоча теж світяться, тобто випромінюють енергію. Температура середньої частини плями (найтемнішої і найхолоднішої) близько 4500°.

Сонячні плями виникають у вигляді маленьких темних пір, що мають у діаметрі близько двох тисяч кілометрів. За кілька днів пляма збільшується в розмірах і за два тижні досягає свого максимального розвитку. Звичайна сонячна пляма має в поперечнику 50 тис. км, що в 4 рази більше за діаметр Землі! Велика пляма може досягти значно більших розмірів – до 130 тисяч кілометрів. Великі плями живуть близько трьох місяців, рядові – кілька днів. Кожна пляма має темну центральну область, звану тінню, яка оточена сірою хмарою – напівтінню – як би волокнистої будови зі слідами завихрення навколо центру плями.

Найважливішою особливістю плям є наявність у них сильних магнітних полів, що досягає в області тіні найбільшої напруженості. В цілому пляма являє собою трубку силових ліній магнітного поля, що виходить у фотосферу, повністю заповнюють одну з декількох осередків хромосферної сітки. Верхня частина трубки розширюється, і силові лінії у ній розходяться, як колосся у снопі.

Здебільшого плями з'являються групами, змінюються, розпадаються деякі частини, зникають. В основному плями з'являються поблизу екватора Сонця. Рух плям на Сонці відбувається з різною швидкістю: що далі від екватора, то швидкість руху плями менша. Це свідчить, що Сонце обертається не як тверде, бо як газоподібне тіло. (Області поблизу сонячного екватора здійснюють повний оберт навколо своєї осі за 27 земних діб; біля полярної зони – за 34.)

Найбільша сонячна пляма

У 1947 р. спостерігалася сонячна пляма, що мала площу 18 млрд км 2 .

Періодично Сонце покривається темними плямами по всьому периметру. Вперше вони виявили неозброєним поглядом давньокитайськими астрономами, тоді як офіційне відкриття плям відбулося на початку XVII століття, в період появи перших телескопів. Їх виявили Крістоф Шейнер та Галілео Галілей.

Галілей, незважаючи на те, що Шейнер виявив плями раніше, був першим, хто опублікував дані про своє відкриття. За підсумками цих плям йому вдалося розрахувати період обертання світила. Він відкрив, що Сонце обертається так, як би оберталося тверде тіло, і швидкість обертання його речовини різна в залежності від широт.

На сьогодні ж вдалося визначити, що плями це ділянки більш холодної речовини, які формуються в результаті впливу високої магнітної активності, що створює перешкоди для рівномірного струму розпеченої плазми. Однак плями все ще залишаються не до кінця вивченими.

Наприклад, астрономи що неспроможні точно сказати, що причиною виникнення яскравішої облямівки, що оточує темну частину плями. У довжину вони можуть бути до двох тисяч кілометрів, завширшки до ста п'ятдесяти. Вивчення плям не може порівняно невеликими їх розмірами. Однак, існує думка, що тяжі це висхідні та низхідні потоки газу, утворені в результаті того, що гаряча речовина з надр Сонця піднімається до поверхні, де остигає і провалюється вниз. Вчені визначили, що низхідні потоки рухаються зі швидкістю 3,6 тисяч км/год, тоді як висхідні потоки зі швидкістю близько 10,8 тисяч км/год.

Розв'язано загадку темних плям на Сонці

Вчені з'ясували природу яскравих тяжів, що обрамляють темні плями на Сонці. Темні плями на Сонці є ділянками холоднішої речовини. Вони виникають через те, що дуже висока магнітна активність Сонця може перешкоджати рівномірному струму гарячої плазми. Однак на сьогоднішній день багато деталей будови плям залишаються неясними.

Зокрема, вчені не мають однозначного пояснення, яка природа яскравіших тяжів, що оточують темну частину плями. Довжина таких тяг може досягати двох тисяч кілометрів, а ширина - 150 кілометрів. Через відносно невеликі розміри плями досить важко вивчати. Багато астрономів вважали, що тяжи є висхідними і низхідними потоками газу - гаряча речовина піднімається з надр Сонця до поверхні, де розтікається, остигає і з величезною швидкістю провалюється вниз.

Автори нової роботи спостерігали за допомогою шведського сонячного телескопа з діаметром головного дзеркала один метр. Вчені виявили темні низхідні потоки газу, що рухаються зі швидкістю близько 3,6 тисячі кілометрів на годину, а також яскраві висхідні потоки, швидкість яких становила близько 10,8 тисячі кілометрів на годину.

Нещодавно інший колектив вчених зумів досягти дуже значущого результату в дослідженні Сонця - апарати NASA STEREO-A та STEREO-B розташувалися навколо світила так, що тепер фахівці можуть спостерігати тривимірне зображення Сонця.

Новини науки та техніки

Американський астроном-аматор Ховард Ескільдсен нещодавно зробив фотографії темної плями на Сонці і виявив, що ця пляма наче розрізає яскравий світловий міст.

Ескільдсен спостерігав за активністю Сонця зі своєї домашньої обсерваторії у м. Окала, штат Флорида. На фотографіях темної плями №1236 він помітив одне цікаве явище. Яскравий каньйон, який також називають світловим мостом, розділив цю темну пляму приблизно навпіл. Дослідник оцінив, що довжина цього каньйону становить близько 20 тис. км, що майже вдвічі більше за діаметр Землі.

Я застосував фіолетовий Ca-K фільтр, у якому висвічуються яскраві магнітні прояви навколо групи сонячних плям. Також було чудово видно, як світловий міст розрізав сонячну пляму на дві частини, пояснює феномен Ескільдсен.

Природа світлових мостів до кінця не вивчена. Їх виникнення дуже часто віщує розпад сонячних плям. Деякі дослідники відзначають, що світлові мости виникають внаслідок перехресного перетину магнітних полів. Ці процеси подібні до тих, які викликають яскраві спалахи на Сонці.

Можна сподіватися, що найближчим часом на цьому місці виник яскравий спалах або пляма №1236 може остаточно розділитися навпіл.

Темні сонячні плями – це порівняно холодні ділянки Сонця, які виникають у тих місцях, де на поверхню зірки виходять потужні магнітні поля, вважають учені.

NASA зняло рекордно великі сонячні плями

Американське космічне агентство зафіксувало на поверхні Сонця великі плями. Фотографії сонячних плям та їх опис можна переглянути на сайті NASA.

Спостереження проводились 19 та 20 лютого. Плями, виявлені фахівцями NASA, вирізнялися високою швидкістю зростання. Одне з них за 48 годин виросло до розмірів, що у шість разів перевищують діаметр Землі.

Сонячні плями формуються внаслідок підвищення активності магнітного поля. Через посилення поля в цих областях пригнічується активність заряджених частинок, внаслідок чого температура на поверхні плям виявляється значно нижчою, ніж в інших областях. Це пояснює локальне потемніння, що спостерігається з Землі.

Сонячні плями є нестабільними утвореннями. У разі взаємодії з аналогічними структурами іншої полярності вони колапсують, що призводить до викиду в навколишній простір потоків плазми.

Коли такий потік досягає Землі, більша його частина нейтралізується магнітним полем планети, а залишки стікаються до полюсів, де їх можна спостерігати у вигляді полярних сяйв. Сонячні спалахи високої потужності можуть призвести до порушень у роботі супутників, електроприладів та енергетичних мереж Землі.

На Сонці зникли темні плями

Вчені стурбовані, оскільки на поверхні Сонця не видно жодної темної плями, яка спостерігалася ще кілька днів тому. І це незважаючи на те, що зірка знаходиться у середині 11-річного циклу сонячної активності.

Зазвичай темні плями з'являються у тих місцях, де спостерігається підвищена магнітна активність. Це може бути сонячні спалахи чи викиди корональної маси, у яких вивільняється енергія. Чим зумовлено подібне затишшя у період активізації магнітної діяльності, не відомо.

На думку деяких фахівців, днів з відсутністю плям на Сонці варто було очікувати і це лише тимчасовий антракт. Наприклад, 14 серпня 2011 року на зірці не було помічено жодної темної плями, проте загалом рік супроводжувався досить серйозною сонячною активністю.

Все це підкреслює, що вчені по суті не знають, що відбувається на Сонці, не знають, як передбачати його активність, вважає фахівець у галузі сонячної фізики Тоні Філліпс.

Такої ж думки дотримується Алекс Янг із центру Goddard Space Flight. Ми в подробицях спостерігаємо сонце лише 50 років. Це не так довго з огляду на те, що воно обертається близько 4,5 млрд років, - зазначає Янг.

Сонячні плями є основним показником сонячної магнітної активності. У темних областях температура нижча, ніж у навколишніх ділянках фотосфери.

Джерела: tainy.net, lenta.ru, www.epochtimes.com.ua, respect-youself.livejournal.com, mir24.tv

Зороастризм і царство Брехні

Фенікс-3

Привид Лінкольна

Таємниці сну

Адріанів вал

Опріснювач морської води

Прісна вода є цінною складовою морської води. Нестача прісної води все більше відчувається в індустріально розвинених країнах, як США.

Сицилійський замок біля бухти

Відоме в минулому як один із центрів сицилійської мафії, але тихе та затишне, приморське місто Кастелламмаре-дель-Гольфо (назва перекладається як «Замок...

Теплохід Вірменія

Капітаном «Вірменії» було призначено 39-річного Володимира Яковича Плаушевський, старпомом — Миколу Фадєєвича Знаюненка. Екіпаж судна складався з 96 осіб, плюс...

Карта підземної Москви

Підземна карта Москви було розроблено на замовлення Уряди Москви Інститутом геоекології імені Є.М. Сергєєва спеціально для того, щоб отримати ясну картину.

Кораловий замок Едварда Лідскалнінша

У Флориді існує таємниче місце, куди щороку приїжджають сотні тисяч туристів із різних куточків світу. Це Кораловий замок у місті.

Користь та основи проведення ранкової гімнастики

Вплив ранкової розминки на організм, основи грамотного її виконання та комплекс вхідних до неї розминочних вправ. Для того, щоб вранці ефективно підбадьоритися.

Саркофаг Тамерлана

Запахи, що заповнили приміщення гробниці, були випарами ароматичних речовин, якими було просочено внутрішній простір герметизованого саркофагу. Світло в гробниці з'явилося...

Повернення на Місяць

У Росії сьогодні існує єдине розуміння того, що космічну галузь слід виводити на принципово нові позиції, а отже, потрібні нові завдання.

Отримання електрики з повітря

Альтернативні способи отримання електроенергії привертають дедалі більше уваги, оскільки ціна енергоносії зростає. Ось і виникають проекти, в яких...

Мало купити мотоцикл і їздити на ньому, заправляючи його час.

Історія їжі стародавніх слов'ян

Стародавні слов'яни, як і багато народів того часу, вірили, що багато...

Акули у Балтійському морі

Якось вийшло, що з акул у Балтійському морі представлені лише...

Як зробити морений дуб у домашніх умовах

Морений дуб – чудовий будівельний матеріал. Його незвичайний колір дуже...

Хвіст у людей

Смішно, але хвіст у людини є. До певного періоду. Відомо, що ...

Для розуміння фізичної природи процесів, що протікають на Сонці, важливо встановити причини нижчої температури плям у порівнянні з фотосферою, роль магнітних явищ у їх розвитку та існуванні та механізм 11(22)-річної циклічності сонячної активності.

Таблиця 6. Модель сонячної плями за Мішаром (1953). У кожній подвійній колонці перша відноситься до фотосфери, друга до плями. Тиск виражений в дин/см2. Невпевнені значення поставлені у дужки. Аргументом обрано оптичну глибину при .

Температура плям, як сказано було раніше, значно нижча за температуру фотосфери, що підтверджується їх відносною темрявою і набагато нижчим ступенем іонізації та збудження, як це випливає з їх спектрів. Зменшення числа електронів у плямах спричиняє зменшення непрозорості сонячної речовини (насамперед за рахунок сильного зменшення числа іонів). Таким чином, у плямах ми «заглядаємо» у більші геометричні глибини, ніж у фотосфері. Однак ці глибини все одно вкрай незначні, як видно з таблиці 6.

Таким чином, з огляду на ефект Вільсона, видиму пляму можна уподібнити дрібній тарілці. Простежити простягання плями в глибину дуже важко, оскільки воно залежить від розподілу магнітного поля з глибиною. Дійсно, як видно з таблиці 6, тиск на тому самому рівні в плямі приблизно на дин/см2 (близько 0,2 атм) менше, ніж у сусідній фотосфері. Рівнавага може підтримуватися тільки при додатковому тиску, який створюється магнітним полем [див. § 2, формулу (2.26)]. Тиск дорівнює і ця величина дорівнюватиме дин/см2, якщо . Саме таке магнітне поле зазвичай для верхнього рівня плям. Наступні чисельні характеристики типові для середньої сонячної плями:

Зважаючи на великий масштаб рухів у сонячній фотосфері та під нею згасання магнітних полів на Сонці протікає виключно повільно (потрібні сотні років). Тому активні області Сонця мають тривале існування і магнітні поля то занурюються в глиб фотосфери, то спливають на її поверхню. Поблизу поверхні, де щільність речовини стає малою, умова рівності кінетичної енергії та енергії магнітного поля порушується на користь останньої, і конвекція виявляється сильно пригніченою, проте нормально конвекційні потоки несуть із собою тепло. Крім того, на субфотосферному рівні плям конвективний приплив тепла з периферії також заборонений, оскільки він протікає поперек магнітних силових ліній. Саме відсутність конвекції є причиною низької температури плям. Втім, це не єдина причина. Можливий також винесення тепла з тіні магнітогідродинамічними хвилями.

Тривалі магнітні поля на Сонці пов'язані, мабуть, з існуванням великих циркуляційних рухів у конвективній зоні Сонця до глибини в кілька десятків тисяч кілометрів, що виникають внаслідок неоднорідності обертання Сонця. Циркуляція плазми породжує магнітні вихори, і коли вони виходять на поверхню, з'являються біполярні групи, прості або складні, видимим виразом яких стають плями (рис. 40). Одночасно на Сонці є багато таких вихорів на різних меридіанах. Ймовірно, протягом циклу вони переміщаються до екватора, тоді як нові вихори зароджуються біля полюсів і змінюються старим. Природно, що напрямок вихорів по-різному в обох півкулях. Швидкість, з якою спускаються до екватора великі вихори, визначає тривалість циклу сонячної активності.

22-річна циклічність залишається незрозумілою. Звичайно, магнітні силові лінії виходять далеко за поверхню Сонця, в хромосферу і корону, але вони повинні бути винесені певними масами речовини. Ми побачимо далі ознаки втручання магнітних сил у хромосферні та корональні процеси.

Рис. 40. Магнітні області на Сонці (схема)

Невеликі магнітні поля, подібні до тих, що існують на периферії плям, замість того, щоб пригнічувати конвекцію, посилюють її. Це відбувається тому, що слабке поле, не в змозі завадити енергійній конвекції, пригнічує порівняно слабку турбулентність і тим самим зменшує в'язкість газу, що прискорює конвективні рухи. Виходячи у верхні шари фотосфери, надлишковий за рахунок конвекції потік тепла нагріває газ, і тому навколо плям спостерігаються смолоскипи, а над смолоскипами - флоккули, кальцієві та водневі. Кордон кальцієвих флоккул визначає в цілому межу активної області, водневі ж флоккули тісняться ближче до плями - туди, де магнітне поле дещо сильніше: 10-15 Е. Можливо, що петлеподібна форма магнітних силових ліній, що «випирають» (рис. 41) визначає просування газових потоків (вздовж силових ліній), що узгоджується зі спостережуваним за допомогою променевих швидкостей явищем втікання речовини всередину плями на великій висоті.

Рис. 41. Вихід магнітного поля поверхню Сонця (схема)

Хоча в неактивних областях Сонця магнітне поле має напруженість 1-2 е, в окремих місцях, невеликих за розмірами, воно може досягати 100 е. У тих же місцях у фотосфері спостерігаються тоді невеликі яскраві вузли.

Більш висока, ніж навколишня, температура разом з магнітним полем породжує перевагу тиску над навколишнім речовиною, так що вузол повинен швидко розсіятися, а для тривалого його існування необхідний приплив газів ззовні, який може здійснитися, якщо основа вузла у фотосфері холодніше, а тиск нижче, ніж у навколишньому середовищі.

Більш детальну картину горизонтальних рухів різних рівнях сонячної атмосфери у зв'язку з тонкою структурою магнітних полів дають модифіковані спектрогеліографічні спостереження методом Лейтона. Метод цей полягає в тому, що одночасно отримують спектрогеліографічні великомасштабні зображення вільної від плям ділянки Сонця в променях коротко- та довгохвильового крила тієї чи іншої спектральної лінії. Як уже говорилося вище (с. 47), віддаляючись від центру лінії, ми спостерігаємо все більш глибокі шари атмосфери Сонця, тим часом як праве і ліве крила лінії відповідають в одному випадку переважно наближається, а в іншому - газовим масам, що віддаляються. Зіставлення обох спектрогеліограм виявляє на поверхні Сонця потоки, що рухаються до спостерігача та від нього. Виявилося, що вони локалізуються в межах осередків діаметром близько 30 тис. км, так що в кожному осередку є систематичний рух газових мас від центру до периферії. Ці осередки отримали назву супергранул. Вони набагато довговічніші, ніж звичайні гранули, - їхня середня тривалість життя становить 40 годин. Вони мають незграбну форму, схожу на багатокутники.

Супергрануляція відбиває явище конвекції на Сонці набагато більшому масштабі, ніж грануляція, захоплюючи як великі площі, а й великі глибини. За умовами спостережень (у крилах різних ліній) вдається простежити цю конвекцію лише у верхніх шарах сонячної фотосфери. Спостережувана на -спектрогеліограмах комірчаста сітка відноситься вже до верхньої хромосфери і не збігається з сіткою супергрануляції. Навпаки, явище гранул, що спостерігається в інтегральному світлі, відноситься до більших глибин, ніж спостерігаються області супергрануляції. Але як за розподілом швидкостей у супергранулах, так і з вивчення руху індивідуальних гранул всі переміщення сонячної плазми йдуть до кордонів супергранул, несучи з собою магнітне поле. Тут, зустрічаючись з подібним потоком сусідньої супергранули, плазма йде вглиб, чим і забезпечується постійна циркуляція її. Магнітне поле при цьому залишається (оскільки рух плазми відбувається вздовж силових ліній), і тут його напруженість досягає значень у кілька десятків і навіть сотень ерстед, а в кутах осередків навіть до 1,5-2 тис. ерстед, як це видно зі спостережень ефекту Зеємана. Таким чином, у кожної супергранули є магнітний бар'єр, що обмежує і охороняє її. Але крім цього межа супергранули має більш високу температуру, ніж її центр, приблизно на 2-4 %, що випливає з зростання яскравості спектральних ліній, які посилюються в плямах, тобто ліній низького збудження. Зростання яскравості в лініях свідчить про зменшення кількості поглинаючих атомів, що у цьому випадку відбувається через зростання збудження чи іонізації.

Допускається, що у глибині фотосфери супергранули частково зливаються, оскільки, крім кутів осередків, стінки супергранул представляють досить слабкий магнітний бар'єр при зростаючій щільності газів.

Вплив супер грануляційної структури більше тягнеться вгору. При спостереженнях поблизу сонячного краю супергранули збігаються з осередками смолоскипів. Тут, у фотосфері, тільки в цьому випадку супергрануляція може бути видимою. Навпаки, у хромосфері супергрануляція виявляє себе тією сіткою флоккул, яка чітко виступає на спектрогеліограмах у променях CaII К. Ця сітка добре видно і на заатмосферних фотографіях Сонця у променях ультрафіолетових ліній, перерахованих на с. 72, що випромінюють над хромосферою в перехідному шарі, але зникає в променях корональних ліній, як, наприклад, лінії . Треба думати, що так далеко простягаються й магнітні поля супер гранул, що їх оточують. Тільки на корональних висотах вони набувають упорядкованого вигляду: магнітні лінії йдуть радіально, визначаючи канали, якими рухаються теплопровідні електрони. Їх рух, таким чином, обмежений, теплопровідність перехідного шару зменшується і товщина його стає більшою, ніж за відсутності поля. Зрозуміло, все сказане відноситься до спокійних хромосфери та корони.

Виникнення

Виникнення сонячної плями: магнітні лінії проникають крізь поверхню Сонця

Плями виникають внаслідок збурень окремих ділянок магнітного поля Сонця. На початку цього процесу пучок магнітних ліній проривається крізь фотосферу в область корони і гальмує конвекційний рух плазми в грануляційних осередках, перешкоджаючи в цих місцях перенесення енергії з внутрішніх областей назовні. Першим у цьому місці виникає смолоскип, трохи пізніше і на захід - маленька точка, звана часрозміром кілька тисяч кілометрів. Протягом кількох годин величина магнітної індукції зростає (при початкових значеннях 0,1 тесла), і розмір і кількість пір збільшується. Вони зливаються один з одним і формують одну або кілька плям. У період максимальної активності плям величина магнітної індукції може досягати 0,4 тесла.

Термін існування плям досягає кількох місяців, тобто окремі плями можуть спостерігатися протягом кількох обертів Сонця довкола себе. Саме цей факт (рух спостережуваних плям уздовж сонячного диска) послужив основою для доказу обертання Сонця та дозволив провести перші виміри періоду обертання Сонця навколо своєї осі.

Плями зазвичай формуються групами, проте іноді виникає одиночна пляма, що живе всього кілька днів, або дві плями, з спрямованими з одного в інше магнітними лініями.

Перше, що виникло в такій подвійній групі, називається P-пляма (англ. preceding) найстаріше - F-пляма (англ. following).

Лише половина плям живе більше двох днів, і всього десята частина переживає 11-денний поріг

Групи плям завжди витягуються паралельно сонячному екватору.

Властивості

Середня температура поверхні Сонця близько 6000 (ефективна температура – ​​5770 К, температура випромінювання – 6050 К). Центральна, найтемніша, область плям має температуру всього близько 4000 С, зовнішні області плям, що межують з нормальною поверхнею, - від 5000 до 5500 С. Незважаючи на те, що температура плям нижче, їхня речовина все одно випромінює світло, хоч і в меншій ступеня, ніж решта поверхні. Саме через цю різницю температур при спостереженні і виникає відчуття, що плями темні, майже чорні, хоча насправді вони теж світяться, проте їхнє свічення втрачається на тлі яскравішого сонячного диска.

Плями – області найбільшої активності на Сонці. У випадку, якщо плям багато, існує висока ймовірність того, що відбудеться переєднання магнітних ліній - лінії, що проходять всередині однієї групи плям, рекомбінують з лініями з іншої групи плям, що мають протилежну полярність. Видимим результатом цього процесу є сонячний спалах. Сплеск випромінювання, досягаючи Землі, викликає сильні обурення її магнітного поля, порушує роботу супутників і навіть впливає на розташовані планети об'єкти. Завдяки порушенням магнітного поля збільшується ймовірність виникнення північних сяйв у низьких географічних широтах. Іоносфера Землі також схильна до флуктуацій сонячної активності, що проявляється у зміні поширення коротких радіохвиль.

У роки, коли плям на сонці мало, розмір Сонця зменшується на 0,1%. Роки в проміжку між 1645 і 1715 (мінімум Маундера) відомі глобальним похолоданням і називають малим льодовиковим періодом.

Класифікація

Плями класифікують залежно від терміну життя, розміру, розташування.

Стадії розвитку

Локальне посилення магнітного поля, як було зазначено вище, гальмує рух плазми в конвекційних осередках, уповільнюючи винесення тепла на поверхню Сонця. Охолодження порушених цим процесом гранул (приблизно на 1000 С) призводить до їх потемніння та формування одиничної плями. Деякі з них зникають за кілька днів. Інші розвиваються у біполярні групи з двох плям, магнітні лінії у яких мають протилежну полярність. З них можуть сформуватися групи з безлічі плям, які у разі подальшого збільшення області півтініоб'єднують до сотні плям, досягаючи розмірів у сотні тисяч кілометрів. Після цього відбувається повільне (протягом кількох тижнів або місяців) зниження активності плям та зменшення їх розмірів до маленьких подвійних чи одинарних точок.

Найбільші групи плям завжди мають пов'язану групу в іншій півкулі (північній або південній). Магнітні лінії в таких випадках виходять з плям в одній півкулі та входять у плями в іншій.

Циклічність

Реконструкція сонячної активності за 11 000 років

Сонячний цикл пов'язаний із частотою появи плям, їх активністю та терміном життя. Один цикл охоплює приблизно 11 років. У періоди мінімуму активності плям на Сонці дуже мало чи ні взагалі, тоді як у період максимуму їх може спостерігатися кілька сотень. Наприкінці кожного циклу полярність сонячного магнітного поля змінюється на протилежну, тому правильніше говорити про 22-річний сонячний цикл.

Тривалість циклу

11 років – приблизний проміжок часу. Хоча в середньому він триває 11,04 роки, бувають цикли завдовжки від 9 до 14 років. Середні значення також змінюються протягом століть. Так було в 20 столітті середня довжина циклу становила 10,2 року. Мінімум Маундера (поряд з іншими мінімумами активності) кажуть, що можливе збільшення циклу до сотні років. За аналізами ізотопу Be 10 у гренландських льодах отримано дані, що за останні 10 000 років було понад 20 таких довгих мінімумів.

Довжина циклу є непостійною. Швейцарський астроном Макс Вальдмайєр стверджував, що перехід від мінімуму до максимуму сонячної активності відбувається тим швидше, чим більша максимальна кількість сонячних плям, зареєстрована в цьому циклі.

Початок та кінець циклу

Просторово-часовий розподіл магнітного поля поверхнею Сонця.

У минулому початком циклу вважався момент, коли сонячна активність перебувала у точці свого мінімуму. Завдяки сучасним методам вимірювань стало можливим визначати зміну полярності сонячного магнітного поля, тому зараз за початок циклу приймають момент зміни полярності плям.

Цикли ідентифікуються за порядковим номером, починаючи з першого, відзначеного в 1749 р. Johann Rudolf Wolfом. Поточний цикл (квітень 2009 року) має номер 24.

У 19 столітті і приблизно до 1970 року існував здогад, що існує періодичність зміни максимальної кількості сонячних плям. Ці 80-річні цикли (з найменшими максимумами плям у 1800-1840 та 1890-1920 рр.) нині пов'язують із процесами конвекції. Інші гіпотези говорять про існування ще більших 400-річних циклів.

Література

• Фізика Космосу. Маленька енциклопедія, М: Радянська Енциклопедія, 1986

Сонце
Структура	Ядро · Зона променистого перенесення · Конвективна зона
Атмосфера	Фотосфера · Хромосфера · Сонячна корона
Розширена структура	Геліосфера (Геліосферний струмовий шар · Кордон ударної хвилі) · Геліосферна мантія · Геліопауза · Головна ударна хвиля
Що відносяться до Сонця феномени	Корональні дірки · Корональні петлі · Корональні викиди маси · Сонячне затемнення · Сонячні плями · Сонячний смолоскип · Гранули · Хвилі Моуртона · Протуберанець · Сонячна радіація (Сонячні варіації) · Спікули · Супергрануляція · сонячний вітер · Сонячний спалах
Відносні теми	сонячна система · Сонячне динамо
Спектральний клас:

Wikimedia Foundation. 2010 .

Дивитись що таке "Плями на Сонці" в інших словниках:

Див … Словник синонімів

Як сонце на небі, на одному сонці онучи сушили, плями в сонці, плями на сонці. Словник російських синонімів і схожих за змістом виразів. під. ред. Н. Абрамова, М.: Російські словники, 1999. сонце сонцепек, (найближча до нас) зірка, паргелій, ... Словник синонімів

Цей термін має й інші значення, див. Сонце (значення). Сонце … Вікіпедія

Сергій Богачов

Як влаштовані плями на Сонці

На диску Сонця з'явилася одна з найбільших цього року активних областей, а значить, на Сонці знову є плями – притому, що наша зірка вступає в період. Про природу та історію виявлення сонячних плям, а також їх вплив на земну атмосферу розповідає співробітник Лабораторії рентгенівської астрономії Сонця ФІАН, доктор фізико-математичних наук Сергій Богачов.

У першому десятилітті XVII століття італійський вчений Галілео Галілей і німецький астроном і механік Крістоф Шейнер приблизно одночасно і незалежно один від одного вдосконалили винайдену за кілька років до цього підзорну трубу (або телескоп) і створили на її основі геліоскоп - прилад, що дозволяє спостерігати Сонце, проеціюючи його зображення на стіні. На цих зображеннях ними були виявлені деталі, які можна було б сприйняти за дефекти стіни, якби вони не переміщалися разом із зображенням – невеликі плями, що всеюють поверхню ідеального (і частково божественного) центрального небесного тіла – Сонця. Так в історію науки увійшли сонячні плями, а в наше життя приказка про те, що на світі немає нічого ідеального: «І на Сонці є плями».

Сонячні плями є основною деталлю, яку можна розглянути на поверхні зірки без застосування складної астрономічної техніки. Видимі розміри плям становлю близько однієї кутової хвилини (розмір 10-копійчаної монети з відстані 30 метрів), що знаходиться на межі дозволу людського ока. Однак досить простого оптичного приладу, що збільшує всього в кілька разів, щоб ці об'єкти були виявлені, що, власне, і сталося в Європі на початку XVII століття. Окремі спостереження плям, втім, регулярно відбувалися і раніше, причому часто вони робилися просто оком, але залишалися непоміченими чи незрозумілими.

Природу плям деякий час намагалися пояснити, не торкаючись ідеальності Сонця, наприклад, як хмари в сонячній атмосфері, але швидко стало зрозуміло, що вони ставляться посередньо до сонячної поверхні. Природа їх проте залишалася загадкою аж до першої половини XX, коли на Сонці вперше були виявлені магнітні поля і виявилося, що місця їх концентрації збігаються з місцями формування плям.

Чому плями виглядають темними? Насамперед треба зауважити, що їхня темрява не є абсолютною. Вона, скоріше, подібна до темного силуету людини, що стоїть на тлі освітленого вікна, тобто є здається на тлі дуже яскравого навколишнього світла. Якщо виміряти «яскравість» плями, можна виявити, що вона також випромінює світло, але лише на рівні 20-40 відсотків від нормального світла Сонця. Цього факту достатньо, щоб без будь-яких додаткових вимірювань визначити температуру плями, оскільки потік теплового випромінювання від Сонця однозначно пов'язаний з його температурою через закон Стефана-Больцмана (потік випромінювання пропорційний температурі випромінюючого тіла четвертою мірою). Якщо покласти яскравість звичайної поверхні Сонця з температурою близько 6000 градусів за Цельсієм як одиницю, то температура сонячних плям повинна становити близько 4000-4500 градусів. Власне кажучи, так воно і є – сонячні плями (а це згодом було підтверджено й іншими методами, наприклад, спектроскопічними дослідженнями випромінювання), є просто ділянками поверхні Сонця нижчої температури.

Зв'язок плям із магнітними полями пояснюється впливом магнітного поля на температуру газу. Такий вплив пов'язаний з наявністю у Сонця конвективної (киплячої) зони, яка тягнеться від поверхні на глибину приблизно третини сонячного радіусу. Кипіння сонячної плазми безперервно піднімає з його надр до поверхні гарячу плазму і цим підвищує температуру поверхні. У областях, де поверхню Сонця пробивають трубки сильного магнітного поля, ефективність конвекції пригнічується до її зупинки. У результаті без підживлення гарячою конвективною плазмою поверхню Сонця остигає до температур близько 4000 градусів. Формується пляма.

У наші дні плями вивчають переважно як центри активних сонячних областей, у яких концентруються сонячні спалахи. Справа в тому, що магнітне поле, «джерелом» якого є плями, приносить в атмосферу Сонця додаткові запаси енергії, які є для Сонця «зайвими», і воно, як і будь-яка фізична система, що прагне мінімізувати свою енергію, намагається їх позбутися. Ця додаткова енергія так і називається – вільна. Для скидання зайвої енергії є два основних механізми.

Перший, коли Сонце просто викидає в міжпланетний простір обтяжливу його частину атмосфери разом із зайвими магнітними полями, плазмою та струмами. Ці явища називають корональними викидами маси. Відповідні викиди, поширюючись від Сонця, досягають часом колосальних розмірів у кілька мільйонів кілометрів і є, зокрема, головною причиною магнітних бур - удар такого згустку плазми по магнітному полю Землі виводить його з рівноваги, змушує коливатися, а також посилює електричні струми магнітосфері Землі, що і становить суть магнітної бурі.

Другий спосіб – це сонячні спалахи. У цьому випадку вільна енергія спалюється безпосередньо в сонячній атмосфері, проте наслідки цього можуть доходити до Землі - у вигляді потоків жорсткого випромінювання і заряджених частинок. Така дія, що є за своєю радіаційною природою, є однією з головних причин виходу з ладу космічних апаратів, а також полярних сяйв.

Не варто, втім, виявивши на Сонці пляму, відразу готуватися до сонячних спалахів та магнітних бур. Досить частою є ситуація, коли поява на диску Сонця плям, навіть рекордно великих, не призводить навіть до мінімального підвищення рівня сонячної активності. Чому так відбувається? Це пов'язано з природою вивільнення магнітної енергії на Сонці. Така енергія не може вивільнитися з одного магнітного потоку, так само як магніт, що лежить на столі, як би його не трясли, не створить ніякого сонячного спалаху. Таких потоків має бути, як мінімум, два, і вони повинні мати можливість взаємодії один з одним.

Оскільки одна магнітна трубка, що пробиває поверхню Сонця у двох місцях, створює дві плями, то всі групи плям, у яких плям всього дві або одна, створювати спалахи не здатні. Ці групи утворені одним потоком, якому нема з чим взаємодіяти. Така пара плям може бути гігантською і існувати на диску Сонця місяцями, лякаючи Землю своїми розмірами, але не створить жодного навіть мінімального спалаху. Подібні групи мають класифікацію і називаються типом Альфа, якщо пляма одна, або Бета, якщо їх дві.

Складна сонячна пляма типу Бета-Гамма-Дельта. Зверху – пляма у видимому діапазоні, внизу – магнітні поля, показані за допомогою приладу HMI на борту космічної обсерваторії SDO

Якщо ви знайшли повідомлення про появу на Сонці нової плями, не полінуйтеся і перегляньте тип групи. Якщо це Альфа чи Бета, то можете не турбуватися – ні спалахів, ні магнітних бур Сонце найближчими днями не зробить. Більш складним класом є Гамма. Це групи плям, у яких існує кілька плям північної та південної полярності. У такій області існує як мінімум два взаємодіючі магнітні потоки. Відповідно, така область втрачатиме магнітну енергію та підживлюватиме сонячну активність. І, нарешті, останній клас – Бета-Гамма. Це максимально складні області з гранично заплутаним магнітним полем. Якщо така група з'явилася в каталозі, можна не сумніватися - розплутувати цю систему Сонце буде не менше кількох днів, спалюючи енергію у вигляді спалахів, у тому числі великих, і викидаючи плазму, доки не спростить цю систему до простої конфігурації Альфа або Бета.

Втім, незважаючи на «жахливий» зв'язок плям зі спалахами та магнітними бурями, не слід забувати, що це одне з найбільш чудових астрономічних явищ, яке можна спостерігати з поверхні Землі в аматорські інструменти. Нарешті, сонячні плями, це дуже гарний об'єкт – достатньо подивитися на їхні знімки, отримані з високою роздільною здатністю. Тим же, хто навіть після цього не здатний забути про негативні аспекти цього явища, можна потішитися тим, що кількість плям на Сонці все-таки відносно мало (не більше 1% поверхні диска, а частіше набагато менше).

Ряд типів зірок, як мінімум червоні карлики, «страждають» значно більшою мірою - плямами в них може бути покрито до десятків відсотків площі. Можна уявити, які мають гіпотетичні жителі відповідних планетних систем, і ще раз порадіти, поряд із якою відносно спокійною зіркою нам пощастило жити.