| ||||
| ||||
Солнечные пятна - это временные явления на фотосфере Солнца , которые выглядят как пятна более темные, чем окружающие области. Это области пониженной температуры поверхности из-за концентрации потока магнитного поля , препятствующего конвекции . Солнечные пятна обычно появляются парами с противоположной магнитной полярностью . [2] Их количество варьируется в зависимости от приблизительно 11-летнего солнечного цикла .
Отдельные пятна или группы пятен могут длиться 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) [3] до 160 000 км (100 000 миль). [4] Более крупные солнечные пятна можно увидеть с Земли без помощи телескопа . [5] Они могут двигаться с относительной скоростью или собственным движением до нескольких сотен метров в секунду, когда они впервые появляются.
Указывая на интенсивную магнитную активность, солнечные пятна сопровождают вторичные явления, такие как корональные петли , протуберанцы и события пересоединения . Большинство солнечных вспышек и корональных выбросов массы происходят в магнитоактивных областях вокруг видимых групп пятен. Подобные явления, косвенно наблюдаемые на других звездах, помимо Солнца, обычно называют звездными пятнами, и были измерены как светлые, так и темные пятна. [6]
История [ править ]
Первое значимое упоминание о солнечном пятне произошло примерно в 300 г. до н.э. древнегреческим ученым Теофрастом , учеником Платона и Аристотеля и преемником последнего. [7] Самая ранняя сохранившаяся запись о преднамеренном наблюдении солнечных пятен датируется 364 годом до нашей эры и основана на комментариях китайского астронома Ган Де в звездном каталоге . [8] К 28 г. до н.э. китайские астрономы регулярно регистрировали наблюдения солнечных пятен в официальных имперских записях. [9] Первые рисунки солнечных пятен были сделаны английским монахом по имени Джон Вустерский в декабре 1128 года. [10]Впервые солнечные пятна были обнаружены телескопом в конце 1610 года английским астрономом Томасом Харриотом и фризскими астрономами Йоханнесом и Дэвидом Фабрициусом , которые опубликовали описание в июне 1611 года. [11] После ранней смерти Иоганна Фабрициуса в возрасте 29 лет книга оставалась малоизвестной и была несколько месяцев спустя затмили независимые открытия и публикации о солнечных пятнах Кристофа Шайнера и Галилео Галилея . [12] В начале 19 века Уильям Гершельбыл одним из первых, кто приравнял солнечные пятна к изобилию тепла и охлаждения, которое они способны вызвать на Земле. Он считал, что на «больших отмелях» (полутени солнечных пятен) гребни (яркие, приподнятые протяженные детали, напоминающие факелы), узелки (яркие, приподнятые, но более мелкие детали, напоминающие лукулы) и гофры (менее светящиеся, грубые, пестрые, темные детали) вместо мелких углубления (вдавленные, расширенные темные детали) на Солнце пропускали бы большое количество тепла на Землю. С другой стороны, «поры, небольшие углубления - центральные области темных вдавленных пятен - и отсутствие узелков и гребней», означало меньше тепла, соприкасающегося с Землей. [13]Во время распознавания поведения Солнца и гипотезы о структуре Солнца он непреднамеренно обнаружил относительное отсутствие пятен на Солнце с июля 1795 года по январь 1800 года. Возможно, он был самым первым, кто построил прошлые записи или наблюдаемые или отсутствующие солнечные пятна и обнаружили, что, по крайней мере, в Англии отсутствие солнечных пятен совпало с высокими ценами на пшеницу. Гершель прочитал свою статью перед Королевским обществом. Его полностью неверно истолковали и высмеяли перед этим телом. [14]
Физика [ править ]
| Гелиофизика |
|---|
| Явления |
|
Солнечные пятна состоят из двух частей: центральной тени , самой темной части, где магнитное поле примерно вертикально ( перпендикулярно поверхности Солнца), и окружающей полутени , которая светлее, где магнитное поле более наклонно.
Температура тени составляет примерно 3,000–4,500 К (2,700–4,200 ° C), в отличие от полутени, равной примерно 5,780 K (5,500 ° C), оставляя солнечные пятна отчетливо видимыми в виде темных пятен, иногда видимых даже невооруженным глазом. Это связано с тем, что яркость (которая, по сути, является «яркостью» в видимом свете) нагретого черного тела (близко аппроксимируемого фотосферой) при этих температурах сильно зависит от температуры. Изолированное от окружающей фотосферы одиночное пятно будет сиять ярче, чем полная луна , малиново-оранжевым цветом. [15]
Жизненный цикл [ править ]
Любое конкретное появление пятен может длиться от нескольких дней до нескольких месяцев, хотя группы пятен и их активные области, как правило, сохраняются недели или месяцы, но все в конечном итоге распадаются и исчезают. 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).
Хотя детали образования солнечных пятен все еще являются предметом исследований, похоже, что солнечные пятна являются видимыми аналогами трубок магнитного потока в конвективной зоне Солнца, которые "заводятся" из-за дифференциального вращения . Если напряжение в трубках достигает определенного предела, петля трубки может выступать через фотосферу , видимую поверхность Солнца. Конвекция подавлена в точках прокола; поток энергии из недр Солнца уменьшается, а вместе с ним и температура поверхности, в результате чего область поверхности, через которую проходит магнитное поле, выглядит темной на ярком фоне фотосферы.
Эффект Вильсона подразумевает, что солнечные пятна представляют собой углубления на поверхности Солнца. Наблюдения с использованием эффекта Зеемана показывают, что прототипы солнечных пятен попадают в пары с противоположной магнитной полярностью. От цикла к циклу полярности ведущих и замыкающих (относительно вращения Солнца) пятен меняются с севера / юга на юг / север и обратно. Пятна обычно появляются группами.
Магнитное давление должно стремиться к удалению концентраций поля, вызывая рассредоточение солнечных пятен, но время жизни солнечных пятен измеряется от нескольких дней до недель. В 2001 году наблюдения Солнечной и гелиосферной обсерватории (SOHO) с использованием звуковых волн, распространяющихся ниже фотосферы (местная гелиосейсмология ), были использованы для получения трехмерного изображения внутренней структуры под солнечными пятнами; эти наблюдения показывают, что мощный нисходящий поток под каждым пятном образует вращающийся вихрь , поддерживающий концентрированное магнитное поле. [16]
Солнечный цикл [ править ]
Продолжительность солнечного цикла обычно составляет около одиннадцати лет, варьируя от чуть менее 10 до чуть более 12 лет. В течение солнечного цикла популяция солнечных пятен быстро увеличивается, а затем уменьшается медленнее. Точка наивысшей активности солнечных пятен во время цикла называется солнечным максимумом, а точка самой низкой активности - солнечным минимумом. Этот период также наблюдается в большинстве других видов солнечной активности и связан с изменением солнечного магнитного поля, которое меняет полярность с этим периодом.
В начале цикла солнечные пятна появляются на более высоких широтах, а затем движутся к экватору по мере приближения цикла к максимуму в соответствии с законом Шперера . Пятна из двух последовательных циклов сосуществуют несколько лет в течение нескольких лет около солнечного минимума. Пятна из последовательных циклов можно отличить по направлению их магнитного поля и широте.
Индекс солнечных пятен по числу Вольфа подсчитывает среднее количество солнечных пятен и групп солнечных пятен в определенные интервалы времени. 11-летние солнечные циклы нумеруются последовательно, начиная с наблюдений 1750-х годов. [17]
Джордж Эллери Хейл впервые связал магнитные поля и солнечные пятна в 1908 году. [18] Хейл предположил, что период цикла солнечных пятен составляет 22 года, охватывая два периода увеличения и уменьшения количества солнечных пятен, сопровождаемых полярными инверсиями солнечного магнитного дипольного поля. Позднее Гораций 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 тенденции [ править ]
Число солнечных пятен также меняется с течением времени. Например, в период, известный как современный максимум с 1900 по 1958 год, тенденция солнечных максимумов количества солнечных пятен была восходящей; в последующие 60 лет тенденция была преимущественно нисходящей. [19] В целом, Солнце было последним таким активным, как современный максимум, более 8000 лет назад. [20]
Число солнечных пятен коррелирует с интенсивностью солнечной радиации за период с 1979 года, когда стали доступны спутниковые измерения. Отклонение, вызванное циклом солнечных пятен от солнечной мощности, составляет порядка 0,1% солнечной постоянной (диапазон размаха 1,3 Вт · м −2 по сравнению с 1366 Вт · м −2 для средней солнечной постоянной) . [21] [22]
Современное наблюдение [ править ]
Солнечные пятна наблюдаются с помощью наземных и орбитальных солнечных телескопов . Эти телескопы используют методы фильтрации и проецирования для прямого наблюдения в дополнение к различным типам фильтрованных камер. Специальные инструменты, такие как спектроскопы и спектрогелиоскопы , используются для исследования солнечных пятен и их областей. Искусственные затмения позволяют наблюдать окружность Солнца, когда солнечные пятна вращаются по горизонту.
Поскольку прямой взгляд на Солнце невооруженным глазом наносит непоправимый вред человеческому зрению , любительские наблюдения за солнечными пятнами обычно проводятся с использованием проецируемых изображений или непосредственно через защитные фильтры . Небольшие участки очень темного фильтрующего стекла , такого как стекло сварщика №14, являются эффективными. Окуляр телескопа может проецировать изображение без фильтрации на белый экран, где его можно рассматривать косвенно и даже отслеживать, чтобы проследить эволюцию солнечных пятен. Узкополосные водородно-альфа- фильтры специального назначения и ослабляющие фильтры из стекла с алюминиевым покрытием (которые имеют вид зеркал из-за их чрезвычайно высокойоптическая плотность ) на передней панели телескопа обеспечивает безопасное наблюдение через окуляр.
Заявление [ править ]
Поскольку солнечные пятна связаны с другими видами солнечной активности , их можно использовать для предсказания космической погоды , состояния ионосферы и, следовательно, условий распространения 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 солнечных пятен радиосвязь по всему миру может быть возможна на частотах вплоть до 6-метрового диапазона VHF . [24] Солнечная активность (и солнечный цикл) были вовлечены вглобальное потепление , первоначально являвшееся ролью минимума Маундера появления солнечных пятен в малый ледниковый период в условиях европейского зимнего климата. [25] Сами по себе солнечные пятна, с точки зрения величины их дефицита лучистой энергии, слабо влияют на поток солнечной энергии [26], однако общий поток солнечной энергии увеличивается: «В максимуме солнечной активности Солнце примерно на 0,1% ярче, чем его солнечная энергия». минимальный уровень ». В более длительных временных масштабах, таких как солнечный цикл, другие магнитные явления ( факелы и хромосферная сеть) коррелируют с появлением солнечных пятен. [27]
Звездное пятно [ править ]
В 1947 году Г.Е. Крон предположил, что звездные пятна являются причиной периодических изменений яркости красных карликов . [6] С середины 1990-х годов наблюдения звездных пятен проводились с использованием все более мощных методов, дающих все больше и больше деталей: фотометрия показала рост и распад звездных пятен и показала циклическое поведение, подобное солнечному; спектроскопия исследовала структуру областей звездных пятен, анализируя вариации в расщеплении спектральных линий из-за эффекта Зеемана; Допплеровская визуализацияпоказал дифференциальное вращение пятен для нескольких звезд и распределения, отличные от солнечного; Анализ спектральных линий позволил измерить температурный диапазон 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 Triangulum (HD 12545) с температурой 3500 K (3230 ° C) вместе с теплым пятном 4800 K (4530 ° C). . [6] [28]
Галерея [ править ]
Солнечные пятна, сентябрь 2011 г.
Вид на корональную структуру над другим пятном в октябре 2010 года.
Солнечное пятно 923 на закате и в солнечном телескопе.
Закатный верхний мираж пятна №930.
Закат в Бангладеш, январь 2004 г.
Отслеживание солнечных пятен с Марса (анимация; 8 июля 2015 г.).
Видео [ редактировать ]
См. Также [ править ]
- Письма о солнечных пятнах
- Закон радости
- Список солнечных циклов
- Распространение радио
- Солнечный цикл
- Солнечное вращение
- Космическая погода
- Закон Шперера (прогнозный)
- Звездное пятно
- Число волка число солнечных пятен
Ссылки [ править ]
- ^ Нежный гигант области солнечных пятен 2192
- ^ "Солнечные пятна" . NOAA . Проверено 22 февраля 2013 года .
- ^ "Как магнитные поля связаны с солнечными пятнами?" . НАСА . Проверено 22 февраля 2013 года .
- ^ "Солнце" . HowStuffWorks . Проверено 22 февраля 2013 года .
- ^ harvard.edu
- ^ a b c Strassmeier, KG (10 июня 1999 г.). «Самый маленький телескоп КПНО обнаружил самые большие звездные пятна (пресс-релиз 990610)» . Венский университет . Архивировано из оригинального 24 июня 2010 года . Проверено 20 февраля 2008 года .
звездные пятна меняются в тех же (коротких) временных масштабах, что и солнечные пятна ... HD 12545 имела теплое пятно (на 350 К выше фотосферной температуры; белая область на картинке)
- ^ " Письмо в редакцию: повторное посещение солнечных пятен Теофраста "
- ^ «Ранняя астрономия и начало математической науки» . NRICH (Кембриджский университет) . 2007 . Проверено 14 июля 2010 года .
- ^ "Наблюдение за солнечными пятнами" . Курьер ЮНЕСКО . 1988. Архивировано из оригинала 2 июля 2011 года . Проверено 14 июля 2010 года .
- ^ Стивенсон, Франция; Уиллис, DM (1999). «Самый ранний рисунок солнечных пятен» . Астрономия и геофизика . 40 (6): 6.21–6.22. Bibcode : 1999A & G .... 40f..21S . DOI : 10.1093 / astrog / 40.6.6.21 . ISSN 1366-8781 .
- ^ "Великие моменты в истории солнечной физики 1" . Великие моменты истории солнечной физики . Архивировано из оригинала на 1 марта 2006 года . Проверено 19 марта 2006 года .
- ^ Карлович, Майкл Дж .; Лопес, Рамон (2002). Солнечные бури: новая наука о космической погоде . Джозеф Генри Пресс. п. 66. ISBN 9780309076425. Проверено 19 июня 2020 .
- ^ Herschel, W., "Наблюдения, направленные на исследование природы Солнца, чтобы найти причины и симптомы его переменного излучения света и тепла" ... Philosophical Transactions of the Royal Society of London, Vol. 91, 1801
- ^ Сун, У., и Яскелл, Ш., Минимум Маундера и переменная связь Солнца и Земли (World Scientific Press: 2003), стр. 87-88
- ^ "Солнечные пятна" . НАСА. 1 апреля 1998 . Проверено 22 февраля 2013 года .
- ↑ Выпуск новостей НАСА (6 ноября 2001 г.). «SOHO показывает, как солнечные пятна удушают Солнце» . SpaceFlight сейчас .
- ^ Триббл, А. (2003). Космическая среда, значение для проектирования космических аппаратов . Издательство Принстонского университета. С. 15–18.
- ^ Хейл, GE (1908). «О вероятном существовании магнитного поля в солнечных пятнах». Астрофизический журнал . 28 : 315. Bibcode : 1908ApJ .... 28..315H . DOI : 10.1086 / 141602 .
- ^ "Графика индекса солнечных пятен" . Центр анализа данных солнечных влияний . Проверено 27 сентября 2007 года .
- ^ Соланки СК; Усоскин И.Г .; Kromer B; Schüssler M; и другие. (Октябрь 2004 г.). «Необычная активность Солнца в последние десятилетия по сравнению с предыдущими 11000 лет» . Природа . 431 (7012): 1084–1087. Bibcode : 2004Natur.431.1084S . DOI : 10,1038 / природа02995 . PMID 15510145 . S2CID 4373732 .
- ^ "Солнечное воздействие на климат" . Изменение климата 2001: Рабочая группа I: Научная основа . Архивировано из оригинала 15 марта 2005 года . Проверено 10 March +2005 .
- ^ Weart, Спенсер (2006). Варт, Спенсер (ред.). «Открытие глобального потепления - изменение солнца, изменение климата?» . Американский институт физики . Проверено 14 апреля 2007 года .
- ^ "Солнечный телескоп Иноуе выпустил первое изображение солнечного пятна" . https://nso.edu . Дата обращения 5 декабря 2020 . Внешняя ссылка в
|website=( помощь ) - ^ Стю Тернер. «Пятна и распространение» . Радиолюбители School.com. Архивировано из оригинала на 26 июня 2017 года . Проверено 5 января 2020 года .
- ↑ Эдди Дж. А. (июнь 1976 г.). «Минимум Маундера». Наука . 192 (4245): 1189–1202. Bibcode : 1976Sci ... 192.1189E . DOI : 10.1126 / science.192.4245.1189 . PMID 17771739 . S2CID 33896851 . PDF-копия, архивная 16 февраля 2010 г., находится на Wayback Machine.
- Перейти ↑ Hudson H (2008). «Солнечная активность» . Scholarpedia . Проверено 27 января 2011 года .
- ^ Уилсон, RC; Гулькис, С .; Janssen, M .; Хадсон, HS; Чепмен, Джорджия (1981). «Наблюдения за изменчивостью солнечной освещенности». Наука . 211 (4483): 700–2. Bibcode : 1981Sci ... 211..700W . DOI : 10.1126 / science.211.4483.700 . PMID 17776650 .
- ^ "Полученные изображения, показывающие вращение холодных и теплых звездных пятен" . Институт астрофизики имени Лейбница. Архивировано из оригинального 29 мая 2010 года . Проверено 14 января 2013 года .
- ^ a b Puschmann, KG; Kneer, F .; Nicklas, H .; Виттманн, AD (2007). «От Геттингенского интерферометра Фабри-Перо до ИФП ГРЕГОРА». Современные солнечные установки - продвинутая солнечная наука : 45. Bibcode : 2007msfa.conf ... 45P .
- ^ a b Санчес-Андраде Нуньо, Б. Puschmann, KG; Кнер, Ф. (2007). «Наблюдения за вспыхивающей активной областью в H [альфа]». Современные солнечные установки - продвинутая солнечная наука : 273. Bibcode : 2007msfa.conf..273S .
Дальнейшее чтение [ править ]
- Карл Люцельшваб, K9LA (октябрь 2016 г.). «Новые числа пятен». QST . 100 (10): 38–41. ISSN 0033-4812 .
Внешние ссылки [ править ]
 | Викискладе есть медиафайлы по теме солнечных пятен . |
- База данных солнечных пятен на основе наземных (GPR / DPD) и спутниковых (SOHO / SDO) наблюдений с 1872 года по настоящее время с новейшими данными. (
) - Веб-сайт Solar Cycle 24 и VHF Aurora (www.solarcycle24.com)
- Бельгия Мировой центр данных по индексу солнечных пятен
- Изображение солнечных пятен с высоким разрешением
- Изображения солнечных пятен в высоком разрешении Впечатляющая коллекция изображений солнечных пятен
- NOAA Solar Cycle Progression : Текущий солнечный цикл.
- Текущие условия: космическая погода
- Локхид Мартин Лаборатория солнечной энергии и астрофизики
- Веб-сайт Sun | trek Образовательный ресурс для учителей и студентов о Солнце и его влиянии на Землю.
- Инструменты для отображения текущего числа солнечных пятен в браузере
- Propfire - отображает текущий номер солнечного пятна в строке состояния браузера.
- Панель инструментов HamLinks - отображает данные о солнечном потоке, индексе A и индексе K на панели инструментов.
- Самый острый вид на солнце
- Ежедневное обновление Sunspot и Picture of the Sun (www.spaceweather.com)
- Анимированное объяснение солнечных пятен в фотосфере. Архивировано 16 ноября 2015 года в Wayback Machine (Университет Южного Уэльса).
)
Данные солнечных пятен [ править ]
- «Реконструкция числа солнечных пятен за 11000 лет» . Главный каталог глобальных изменений . Проверено 11 March 2 005 .
- «Необычная активность Солнца в последние десятилетия по сравнению с предыдущими 11000 лет» . МЦД по палеоклиматологии . Проверено 11 March +2005 .
- «Числа солнечных пятен с древних времен до наших дней по данным NOAA / NGDC» . Главный каталог глобальных изменений . Источник +11 March 2005 .
- «ЧИСЛА СОЛНЕЧНЫХ ПЯТЕН» . NOAA NGDC Solar Data Services . Проверено 21 июня 2010 года .[ постоянная мертвая ссылка ]
- Международное число солнечных пятен - максимум и минимум 1610 солнечных пятен - настоящее время; годовые числа 1700 – настоящее время; ежемесячные номера 1749 – настоящее время; дневные значения 1818 – настоящее время; и количество солнечных пятен по северному и южному полушарию. Также включено предсказание солнечных пятен Макниша – Линкольна.
- Число солнечных пятен в США с 1945 г. по настоящее время
- Древние солнечные пятна с 165 г. до н.э. по 1684 г. н.э.
- Группы солнечных пятен (переоценка Дуга Хойта) 1610–1995
- «ЧИСЛА СОЛНЕЧНЫХ ПЯТЕН» . NOAA NGDC Solar Data Services . Проверено 21 июня 2010 года .[ постоянная мертвая ссылка ]
- Уилсон, Роберт М. (апрель 2014 г.). Сравнение вариаций числа солнечных пятен, числа групп солнечных пятен и площади солнечных пятен, 1875-2013 гг . Хантсвилл, Алабама: Национальное управление по аэронавтике и исследованию космического пространства, Центр космических полетов им . Маршалла . Проверено 13 марта 2015 года .