Солнечная активность: Циклы, пятна и вспышки
СОЛНЕЧНЫЕ ПЯТНА. Солнечные пятна — это области на поверхности Солнца, которые темнее окружающей их фотосферы, так как в них сильное магнитное поле подавляет конвекцию плазмы и снижает её температуру примерно на 2000 кельвинов. Пятна появляются из-за локальных усилений магнитного поля. Сильное магнитное поле препятствует переносу энергии в плазме, охлаждая эти участки, из-за чего они и кажутся темнее и холоднее, чем остальная поверхность Солнца. Из-за того, что экваториальные области Солнца вращаются быстрее, чем полюса, линии магнитного поля растягиваются, скручиваются и перекручиваются. Обычно они существуют от нескольких дней до нескольких недель. Используя статистику числа солнечных пятен, наблюдения за которыми осуществлялось в течение сотен лет, и наблюдаемые взаимосвязи в последние десятилетия, производятся оценки светимости Солнца за весь исторический период. Также, наземные инструменты калибруются на основании сравнения с наблюдениями на высотных и космических обсерваториях, что позволяет уточнить старые данные. Другие достоверные данные, такие как наличие и количество радиоизотопов, происхождение которых обусловлено космическим излучением, используются для определения магнитной активности и — с большой вероятностью — для определения солнечной активности. СОЛНЕЧНЫЕ ЦИКЛЫ. Солнечными циклами называются периодические изменения в солнечной активности. Предполагается наличие большого количества циклов с периодами 11, 22, 87, 210, 2300 и 6000 лет. Основные циклы продолжительностью 11, 22 и 2300 лет носят также название, соответственно, циклов Швабе, Хейла и Холлстатта. Наиболее известен и лучше всего изучен солнечный цикл с длительностью около 11 лет. Иногда, в узком смысле, под солнечным циклом понимают именно 11-летний цикл солнечной активности. Уровень солнечной активности в 1750—2006 годах. 11-летний цикл является наиболее заметно выраженным циклом солнечной активности. Этот цикл характеризуется довольно быстрым (в среднем примерно за 4 года) увеличением числа солнечных пятен, а также другими проявлениями солнечной активности, и последующим, более медленным (около 7 лет), его уменьшением. В ходе цикла наблюдаются и другие периодические изменения, например — постепенный сдвиг зоны образования солнечных пятен к экваторуноябре 2019 года, после чего начался 25-й цикл солнечной активности, который продлится примерно до 2030 года. 22-летний цикл является, в сущности, удвоенным 11-летним циклом. Он был открыт после того, как в начале XX века была понята связь между солнечными пятнами и магнитными полями Солнца. При этом оказалось, что за один цикл пятенной активности общее магнитное поле Солнца меняет знак: если в минимуме одного цикла фоновые магнитные поля преимущественно положительны вблизи одного из полюсов Солнца и отрицательны — вблизи другого, то примерно через 11 лет картина меняется на противоположную. Каждые 11 лет меняется и характерное расположение магнитных полярностей в группах солнечных пятен. Таким образом, для того, чтобы общее магнитное поле Солнца вернулось к своему исходному состоянию, должно пройти два цикла, то есть около 22 лет. Вековой цикл солнечной активности имеет длину около 70—100 лет. Последний максимум векового цикла наблюдался в середине XX века, последующий должен прийтись примерно на середину XXI века. Наблюдается также двухвековой цикл, в качестве минимумов которого можно рассматривать происходящие примерно раз в 200 лет устойчивые снижения солнечной активности, длящиеся многие десятки лет. Солнечный цикл с периодом 2 300 лет по данным радиоуглеродного анализа. Природа цикла солнечной активности всё еще остается одной из самой увлекательных нерешенных проблем астрофизики СОЛНЕЧНЫЕ ВСПЫШКИ. Солнечная вспышка — взрывной процесс выделения энергии в атмосфере Солнца. Вспышки так или иначе охватывают все слои солнечной атмосферы: фотосферу и корону Солнца. Солнечные вспышки часто, но не всегда, сопровождаются выбросом корональной массы.Продолжительность импульсной фазы солнечных вспышек обычно не превышает нескольких минут, а количество энергии, высвобождаемой за это время, может достигать миллиардов мегатонн в тротиловом эквиваленте.Энергию вспышки традиционно определяют в видимом диапазоне электромагнитных волн по произведению площади свечения в линии излучения водорода, характеризующей нагрев нижней хромосферы, на яркость этого свечения, связанную с мощностью источника. Солнечные вспышки имеют прикладное значение, например, при исследовании элементного состава поверхности небесного тела с разреженной атмосферой или при её отсутствии, выступая в роли возбудителя рентгеновского излучения для рентгенофлуоресцентных спектрометров, установленных на борту космических аппаратов. Жёсткое ультрафиолетовое и рентгеновское излучение вспышек — основной фактор, ответственный за формирование ионосферы, способный также существенно менять свойства верхней атмосферы. #астрономия #вселенная #солнце
СОЛНЕЧНЫЕ ПЯТНА. Солнечные пятна — это области на поверхности Солнца, которые темнее окружающей их фотосферы, так как в них сильное магнитное поле подавляет конвекцию плазмы и снижает её температуру примерно на 2000 кельвинов. Пятна появляются из-за локальных усилений магнитного поля. Сильное магнитное поле препятствует переносу энергии в плазме, охлаждая эти участки, из-за чего они и кажутся темнее и холоднее, чем остальная поверхность Солнца. Из-за того, что экваториальные области Солнца вращаются быстрее, чем полюса, линии магнитного поля растягиваются, скручиваются и перекручиваются. Обычно они существуют от нескольких дней до нескольких недель. Используя статистику числа солнечных пятен, наблюдения за которыми осуществлялось в течение сотен лет, и наблюдаемые взаимосвязи в последние десятилетия, производятся оценки светимости Солнца за весь исторический период. Также, наземные инструменты калибруются на основании сравнения с наблюдениями на высотных и космических обсерваториях, что позволяет уточнить старые данные. Другие достоверные данные, такие как наличие и количество радиоизотопов, происхождение которых обусловлено космическим излучением, используются для определения магнитной активности и — с большой вероятностью — для определения солнечной активности. СОЛНЕЧНЫЕ ЦИКЛЫ. Солнечными циклами называются периодические изменения в солнечной активности. Предполагается наличие большого количества циклов с периодами 11, 22, 87, 210, 2300 и 6000 лет. Основные циклы продолжительностью 11, 22 и 2300 лет носят также название, соответственно, циклов Швабе, Хейла и Холлстатта. Наиболее известен и лучше всего изучен солнечный цикл с длительностью около 11 лет. Иногда, в узком смысле, под солнечным циклом понимают именно 11-летний цикл солнечной активности. Уровень солнечной активности в 1750—2006 годах. 11-летний цикл является наиболее заметно выраженным циклом солнечной активности. Этот цикл характеризуется довольно быстрым (в среднем примерно за 4 года) увеличением числа солнечных пятен, а также другими проявлениями солнечной активности, и последующим, более медленным (около 7 лет), его уменьшением. В ходе цикла наблюдаются и другие периодические изменения, например — постепенный сдвиг зоны образования солнечных пятен к экваторуноябре 2019 года, после чего начался 25-й цикл солнечной активности, который продлится примерно до 2030 года. 22-летний цикл является, в сущности, удвоенным 11-летним циклом. Он был открыт после того, как в начале XX века была понята связь между солнечными пятнами и магнитными полями Солнца. При этом оказалось, что за один цикл пятенной активности общее магнитное поле Солнца меняет знак: если в минимуме одного цикла фоновые магнитные поля преимущественно положительны вблизи одного из полюсов Солнца и отрицательны — вблизи другого, то примерно через 11 лет картина меняется на противоположную. Каждые 11 лет меняется и характерное расположение магнитных полярностей в группах солнечных пятен. Таким образом, для того, чтобы общее магнитное поле Солнца вернулось к своему исходному состоянию, должно пройти два цикла, то есть около 22 лет. Вековой цикл солнечной активности имеет длину около 70—100 лет. Последний максимум векового цикла наблюдался в середине XX века, последующий должен прийтись примерно на середину XXI века. Наблюдается также двухвековой цикл, в качестве минимумов которого можно рассматривать происходящие примерно раз в 200 лет устойчивые снижения солнечной активности, длящиеся многие десятки лет. Солнечный цикл с периодом 2 300 лет по данным радиоуглеродного анализа. Природа цикла солнечной активности всё еще остается одной из самой увлекательных нерешенных проблем астрофизики СОЛНЕЧНЫЕ ВСПЫШКИ. Солнечная вспышка — взрывной процесс выделения энергии в атмосфере Солнца. Вспышки так или иначе охватывают все слои солнечной атмосферы: фотосферу и корону Солнца. Солнечные вспышки часто, но не всегда, сопровождаются выбросом корональной массы.Продолжительность импульсной фазы солнечных вспышек обычно не превышает нескольких минут, а количество энергии, высвобождаемой за это время, может достигать миллиардов мегатонн в тротиловом эквиваленте.Энергию вспышки традиционно определяют в видимом диапазоне электромагнитных волн по произведению площади свечения в линии излучения водорода, характеризующей нагрев нижней хромосферы, на яркость этого свечения, связанную с мощностью источника. Солнечные вспышки имеют прикладное значение, например, при исследовании элементного состава поверхности небесного тела с разреженной атмосферой или при её отсутствии, выступая в роли возбудителя рентгеновского излучения для рентгенофлуоресцентных спектрометров, установленных на борту космических аппаратов. Жёсткое ультрафиолетовое и рентгеновское излучение вспышек — основной фактор, ответственный за формирование ионосферы, способный также существенно менять свойства верхней атмосферы. #астрономия #вселенная #солнце