Физические особенности солнечных пятен.
Пятна и особенно группы солнечных пятен – наиболее заметные активные образования в фотосфере Солнца. Известно множество случаев, когда большие пятна на Солнце наблюдались невооруженным глазом через закопченное стекло. Пятна всегда связаны с появлением сильных магнитных полей с напряженностью до нескольких тысяч эрстед в солнечной активной области. Магнитное поле замедляет конвективный перенос тепла, из-за чего температура фотосферы на небольшой глубине под пятном уменьшается на 1–2 тысячи К. Пятна зарождаются в виде множества мелких пор, часть которых скоро гибнет, а некоторые разрастаются в темные образования с яркостью раз в 10 меньшей, чем у окружающей фотосферы. Тень солнечного пятна окружена полутенью, образованной радиальными по отношению к центру пятна волоконцами. Продолжительность существования солнечных пятен – от нескольких часов и дней до нескольких месяцев. Большинство солнечных пятен образуют вытянутые примерно вдоль солнечного экватора пары – биполярные группы солнечных пятен с противоположной полярностью магнитных полей у восточных и западных членов группы. Количество солнечных пятен и образованных ими биполярных групп циклически (т.е. за непостоянный интервал времени, в среднем близкий к 11 годам) меняется: сначала сравнительно быстро увеличиваясь, а затем медленно убывая.
Жизненный цикл Солнца
Начнем с того, что Солнце – центральное тело Солнечной системы – представляет собой горячий газовый шар. По своей массе Солнце в 750 раз превосходит все остальные тела Солнечной системы, а свет звезды доходит до нашей планеты за 8 минут. Так что каждый раз когда мы смотрим на Солнце, мы видим его таким, каким оно было 8 минут назад, прямо машина времени! К тому же, в телескопы нельзя разглядеть поверхность далеких звезд, так что изучение Солнца является одновременно изучением звезд во Вселенной.
Более того, Солнце – постоянная сила, которая своей гравитацией удерживает рядом все тела Солнечной системы. Благодаря Солнцу планеты удерживаются на орбите, что обеспечивает Землю необходимым количеством света и тепла. Безусловно, мы привыкли к тому, что Солнце встает и садится каждый день, но сама по себе звезда очень динамична. Как и все известные человеку формы жизни, звезды проходят через разные этапы и изменения. Вот только с течением времени эти изменения в Солнце стали более предсказуемыми. Так, согласно последним наблюдениям астрономов, прямо сейчас Солнце переживает менее активную фазу – солнечный минимум.
На самом деле Солнце не так хорошо изучено, как мы думаем
Ультрафиолетовые лучи Солнца почти целиком поглощаются высокими слоями атмосферы
Для Земли это имеет огромное значение: ведь в большом количестве ультрафиолетовые лучи губительны для всего живого.
Солнечная активность, воздействуя на высокие слои атмосферы, существенным образом влияет на общую циркуляцию воздушных масс. Следовательно, оно отражается на погоде и климате всей Земли. По-видимому, влияние возмущений, возникающих в верхних слоях воздушного океана, передаются в его нижние слои — тропосферу. При полетах искусственных спутников Земли и метеорологических ракет были обнаружены расширения и уплотнения высоких слоев атмосферы: воздушные приливы и отливы, подобные океаническим ритмам. Однако механизм взаимосвязи индекса высоких и низких слоев атмосферы полностью еще не удалось раскрыть. Бесспорно, что в годы максимума солнечной активности происходит усиление циклов циркуляции атмосферы, чаще происходят столкновения теплых и холодных течений воздушных масс.
На Земле существуют области жаркой погоды (экватор и часть тропиков) и гигантские холодильники — Арктика и особенно Антарктика. Между этими областями Земли всегда существует разница в температуре и давлении атмосферы, что приводит в движение огромные массы воздуха. Идет непрерывная борьба между теплыми и холодными течениями, стремящимися выровнять разницу, возникающую из-за изменений в температуре и давлении. Иногда теплый воздух «берет перевес» и проникает далеко к северу до Гренландии и даже к полюсу. В других случаях массы арктического воздуха прорываются на юг до Черного и Средиземного морей, доходят до Средней Азии и Египта. Граница борющихся воздушных масс представляет собой самые неспокойные области атмосферы нашей планеты.
Когда разница в температуре движущихся воздушных масс возрастает, то на границе возникают мощные циклоны и антициклоны, порождающие частые грозы, ураганы, ливни.
Современные климатические аномалии вроде лета 2010 в европейской части России, и многочисленных наводнений в Азии не являются чем-то экстраординарным. Их не стоит считать предвестниками скорого конца света, или свидетельством глобального изменения климата. Приведем пример из истории.
В 1956 г. бурная погода охватила северное и южное полушария. Во многих районах Земли это вызвало стихийные бедствия и резкое изменение погоды. В Индии паводки на реках повторялись несколько раз. Вода затопила тысячи сел и смыла посевы. От наводнений пострадало около 1 млн. человек. Прогнозы не работали. От ливней, гроз и наводнений летом этого же года пострадали даже такие страны, как Иран и Афганистан, где обычно в эти месяцы бывают засухи. Особенно высокая солнечная активность с пиком излучения в период 1957-1959 годов, вызвала еще больший рост числа метеорологических катастроф — ураганов, гроз, ливней.
Всюду наблюдались резкие контрасты погоды. Например, в Европейской части СССР за 1957 г. оказалась необычайно теплой: в январе средняя температура была -5°. В феврале в Москве средняя температура достигла -1°, при норме -9°. В это же время в Западной Сибири и в республиках Средней Азии стояли сильные морозы. В Казахстане температура понизилась до -40°. Алма-Ата и другие города Средней Азии были буквально засыпаны снегом. В южном полушарии — в Австралии и в Уругвае — в те же месяцы стояла небывалая жара с суховеями. Атмосфера бушевала до 1959 г., когда начался спад солнечной активности.
Влияние вспышек Солнца и уровня солнечной активности на состояние растительного и животного мира сказывается косвенным путем: через циклы общей циркуляции атмосферы. Например, ширина слоев спиленного дерева, по которым определяется возраст растения, зависит главным образом от ежегодного количества осадков. В засушливые годы слои эти очень тонки. Количество годовых осадков изменяется периодически, что можно увидеть на годичных кольцах старых деревьев.
Срезы, сделанные на стволах мореных дубов (их находят в руслах рек), позволили узнать историю климата за несколько тысячелетий до нашего времени. Существование определенных периодов, или циклов, солнечной активности подтверждает исследования материалов, которые выносят реки с суши и откладывают на дне озер, морей и океанов. Анализ состояния проб донных отложений позволяет проследить течение солнечной активности на протяжении сотен тысяч лет. Взаимосвязи солнечной активности и процессов природы на Земле очень сложны и не объединены в общую теорию.
Солнечная активность
Солнце обладает сильным магнитным полем, которое со временем изменяет свою напряженность и направление. Изменения магнитного поля порождают явления, которые называются солнечной активностью: солнечные пятна, солнечные вспышки, солнечный ветер.
Солнечный ветер — поток ионизированных частиц, который распространяется на миллионы километров. За год Солнце теряет с солнечным ветром от 2 • 10-14 до 3 • 10-14 солнечных масс. За 150 млн лет оно теряет массу, равную массе Земли.
Красивые полярные сияния, которые обычно видны в высоких широтах, — последствия геомагнитных бурь. Если буря особенно сильная, северное сияние может быть видно и южнее, например на широте Москвы
Солнечная активность воздействует на магнитное поле нашей планеты и структуру земной атмосферы, вызывая геомагнитные бури в высоких широтах. Эти бури вредят средствам связи и пагубно сказываются на самочувствии подверженных таким явлениям людей. Считается, что солнечная активность повлияла на формирование и развитие Солнечной системы.
Солнечная активность меняется периодически. Максимумы, когда на поверхности Солнца больше всего солнечных пятен, происходят примерно раз в 11 лет. Правда, за последние 300 лет этот период варьировался от 7 до 17 лет.
Пятна на Солнце обусловлены изменениями магнитного поля
Самая большая группа солнечных пятен за историю наблюдений появилась в апреле 1947 г. Ее максимальная длина составляла 300 000 км, максимальная ширина — 145 000 км, а максимальная площадь была примерно в 36 раз больше площади поверхности Земли. Всего в этой группе было 172 пятна.
После появления пятна могут просуществовать от нескольких часов до нескольких месяцев. Их форма и размеры бывают различными, а температура на 1000—1500°С ниже температуры остальной поверхности нашего светила, и лишь поэтому они кажутся темными. Холодными пятна можно считать только относительно прочих участков поверхности Солнца.
Протуберанцы — плотные скопления относительно холодного (по сравнению с солнечной короной) вещества, которые поднимаются и удерживаются над поверхностью Солнца магнитным полем
Связана ли низкая солнечная активность с похолоданием
Во второй половине XVII в. солнечная активность была значительно ослаблена. Этот период называют Маундеровским минимумом. Тогда же в Европе наблюдалось заметное похолодание. Например, замерзали река Темза и каналы Голландии. Вполне вероятно, что это похолодание было вызвано снижением солнечной активности, хотя это и не доказано.
Похолодание в XVII в. называют малым ледниковым периодом
- Солнечная активность
- Солнечное затмение
- Может ли Солнце погаснуть?
Поделиться ссылкой
История изучения солнечной активности
Последние 30 лет солнечной активности
400 летняя история числа солнечных пятен
Наиболее изученный вид солнечной активности (СА) — изменение числа солнечных пятен. Первые сообщения о пятнах на Солнце относятся к наблюдениям 800 года до н. э. в Китае, первые рисунки относятся к 1128 году. В 1610 году астрономы начали использовать телескоп для наблюдения Солнца. Первоначальные исследования фокусировались на природе пятен и их поведении.
Несмотря на то, что физическая природа пятен оставалась неясной вплоть до XX века, наблюдения продолжались. В XV и XVI вв. исследования были затруднены по причине их малого количества, что сейчас рассматривается как продолжительный период низкой СА, называемый минимумом Маундера. К XIX веку уже имелся достаточно продолжительный ряд наблюдений числа пятен, чтобы определить периодические циклы в активности Солнца. В 1845 году профессора Д. Генри и из Принстонского университета наблюдали Солнце с помощью термометра и определили, что пятна излучают меньше радиации по сравнению с окружающими областями Солнца. Позже было определено излучение выше среднего в областях факел.
Связь изменений СА и климата Земли исследуется с 1900 года. Ч. Г. Аббот из Смитсонианской обсерватории (САО) был занят изучением активности Солнца. Позже, будучи уже главой САО, он учредил солнечную обсерваторию в Калама (Чили) для дополнения наблюдений, которые проводились в Маунт-Вильсон. Результатом этой работы стало определение 27 гармонических периодов СА в пределах цикла Хейла (период 22 года), включая циклы периодом 7, 13 и 39 месяцев. Также прослеживалась связь этих периодов с погодой посредством сопоставления солнечных трендов с температурой и уровнем осадков в городах. С появлением дисциплины дендрохронологии начались попытки установить связь скорости роста деревьев с текущей СА и последующей интерпретацией прежних периодов. Статистические исследования связи погоды и климата с СА были популярны на протяжении столетий, начиная по крайней мере с 1801 года, когда У. Гершель заметил связь между количеством солнечных пятен и ценами на пшеницу. Сейчас эта связь устанавливается с использованием обширных наборов данных, полученных наземными станциями и метеорологическими спутниками, с применением погодных моделей и наблюдений текущей активности Солнца.
Группа риска: болезни сердца и сосудов
Среди всех патологий, на которые могут повлиять магнитосферные бури, болезни сердца и сосудов выделяют в первую очередь, так как все специалисты признают, что их связь с аномальной солнечной активностью очевидна. Когда происходят магнитные бури, пациенты с такими патологиями сталкиваются с субъективными ощущениями ухудшения самочувствия. Врачами фиксируются случаи повышенного артериального давления, также часто наблюдается ухудшение коронарного кровообращения, подтверждающееся проводимыми исследованиями, в частности, электрокардиограммой.
В день, когда случаются сильные вспышки на Солнце, растет количество пациентов с инфарктом миокарда. Максимальное количество случаев инфаркта наблюдается спустя сутки после вспышки (больше где-то в два раза, нежели в магнитоспокойное время), когда уже стартует магнитосферная буря.
Контроль сердечного ритма пациентов показывает, что при слабых возмущениях земного магнитного поля количество случаев нарушений сердечного ритма не увеличивается. Однако при умеренных и выраженных магнитных бурях этот показатель возрастает. Болезни сердца и сосудов в такой период диагностируются гораздо чаще.
Исследования пациентов с артериальной гипертензией показали, что многие из них реагируют на солнечные вспышки буквально тут же, после того как они случились (за сутки до того, как наступит магнитная буря). Другие же сталкивались с нарушением самочувствия, когда буря только начиналась, находилась в середине либо оканчивалась. При этом систолическое давление у таких больных возрастало примерно на десять — двадцать процентов и стабилизировалось лишь спустя сутки после произошедшей бури.
Пациенты с болезнями сердца и сосудов подвергаются максимальному воздействию магнитных бурь, когда они только начинаются.
Солнечные вспышки.
В хорошо развитой активной области иногда внезапно происходит взрыв небольшого объема солнечной плазмы. Это наиболее мощное проявление солнечной активности называется солнечной вспышкой.
Оно возникает в области изменения полярности магнитного поля, где в малой области пространства «сталкиваются» сильные противоположно направленные магнитные поля, в результате чего существенно меняется их структура. Обычно солнечная вспышка характеризуется быстрым ростом (до десятка минут) и медленным спадом (20–100 мин.). Во время вспышки возрастает излучение практически во всех диапазонах электромагнитного спектра. В видимой области спектра это увеличение сравнительно невелико: у самых мощных вспышек, наблюдаемых даже в белом свете на фоне яркой фотосферы, оно составляет не более полутора – двух раз. Зато в далекой ультрафиолетовой и рентгеновской областях спектра и, особенно, в радиодиапазоне на метровых волнах это увеличение очень велико. Иногда наблюдаются всплески гамма лучей. Примерно половина общей энергии вспышки уносится мощными выбросами плазменного вещества, которое проходит через солнечную корону и достигает орбиты Земли в виде корпускулярных потоков, взаимодействующих с земной магнитосферой, что иногда приводит к появлению полярных сияний.
Как правило, вспышки сопровождаются выбросом высокоэнергичных заряженных частиц. Если во время вспышки удается зарегистрировать протоны, то такая вспышка называется «протонной». Потоки энергичных частиц от протонных вспышек представляют серьезную опасность для здоровья и жизни космонавтов в космическом пространстве. Они могут вызывать сбои в работе бортовых компьютеров и других приборов, а также их деградацию. Самые мощные вспышки видны даже в «белом свете» на фоне яркой фотосферы, но такие события весьма редки. Впервые такую вспышку 1 сентября 1859 независимо наблюдали в Англии Кэррингтон и Ходжсон. Наблюдать солнечные вспышки легче всего в красной линии водорода, излучаемой хромосферой. В радио диапазоне усиление радио яркости в активных областях бывает настолько велико, что полный поток энергии радиоволн, идущих от всего Солнца, возрастает в десятки и даже многие тысячи раз. Эти явления называются всплесками радиоизлучения Солнца. Всплески проявляются на всех длинах волн – от миллиметровых до километровых. Они создаются распространяющимися в солнечной короне ударными волнами, порожденными вспышкой. Их сопровождают потоки ускоренных протонов и электронов, вызывающих нагрев плазмы в хромосфере и короне до температур в десятки миллионов кельвинов. Считается, что наиболее вероятным источником энергии, выделяющейся во время солнечной вспышки, является магнитное поле. При усилении напряженности магнитного поля в некоторой области хромосферы или короны происходит накопление большого количества магнитной энергии. При этом могут возникать неустойчивые состояния, приводящие к почти мгновенному взрывному процессу выделения энергии, соизмеримой с энергией миллиардов ядерных взрывов. Все явление длится от нескольких минут до нескольких десятков минут, за которые выделяется до 1025–1026 Дж (1031–32эрг) в виде энергичного выброса плазмы и потока солнечных космических лучей, а также электромагнитного излучения всех диапазонов – от рентгеновского и гамма-излучения до метровых радиоволн. Жесткое ультрафиолетовое и рентгеновское излучения от вспышек изменяют состояние земной атмосферы, вызывая магнитные возмущения, которые оказывают существенное воздействие на всю атмосферу Земли, обуславливая многие геофизические, биологические и другие явления.
Наблюдения солнечных пятен.
Общее число пятен и образованных ими групп медленно меняется в течение некоторого периода времени (цикла) от 8 до 15 лет (в среднем 10–11 лет)
Важно, что наличие пятен на Солнце влияет на магнитное поле Земли. Это было замечено Горребовым еще в 18 в., а сейчас уже известно, что солнечная активность связана с очень многими земными явлениями, так что изучение солнечно-земных связей очень важно для практической жизни
Поэтому необходимы непрерывные и постоянные наблюдения Солнца, которые часто затрудняются плохой погодой и недостаточностью сети специальных обсерваторий. Ясно, что даже скромные любительские наблюдения, но выполненные тщательно и хорошо описанные (с указанием времени, места и т.д.) могут оказаться полезными для международной сводки данных о солнечной активности (см. Solar Geophysical data). Кроме того, наблюдения, выполненные любителем в данном месте, могут натолкнуть наблюдателя на обнаружение новой, ранее не замеченной связи с каким-нибудь земным явлением, специфическим именно для этого места. Каждый любитель на своем телескопе может определять самый известный индекс солнечной активности – относительное число солнечных пятен Вольфа (по имени немецкого астронома, который ввел его в середине 19 в.). Чтобы определить число Вольфа, надо подсчитать сколько на изображении Солнца видно отдельных пятен, а затем прибавить к полученному числу удесятеренное число групп, которые они образуют. Очевидно, что результат такого подсчета сильно зависит от очень многих причин, начиная от размера инструмента, качества изображения, на которое сильно влияют погодные условия, и кончая искусством и зоркостью наблюдателя. Поэтому каждый наблюдатель должен на основании сравнения длительных своих наблюдений с общепринятыми данными оценить тот средний коэффициент, на который он должен умножить свои оценки чисел Вольфа, чтобы в среднем получились результаты в общепринятой шкале. Сводку общепринятых значений чисел Вольфа (W) можно найти, например, в бюллетене Солнечные данные, издаваемом Пулковской обсерваторией в Санкт-Петербурге.
Солнечные пятна
Основная статья: Солнечные пятна
График, демонстрирующий показатели солнечной активности, включая число пятен и космогенное образование изотопов
Восстановленная солнечная активность за последние 11 400 лет. Период высокой активности («Солнечный оптимум») примерно 8 000 лет назад также отмечен
Солнечная активность, отражённая в радиоизотопном маркере углерода
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 градусов. Связь общей светимости Солнца с количеством пятен является предметом споров, начиная с первых наблюдений за числом и площадью солнечных пятен в XVII веке. Сейчас известно, что взаимосвязь существует — пятна, как правило, менее чем на 0,3 % уменьшают светимость Солнца и вместе с тем увеличивают светимость менее чем на 0,05 % путём образования факул и яркой сетки, связанной с магнитным полем. Влияние на солнечную светимость магнитно-активных областей не было подтверждено вплоть до первых наблюдений с ИСЗ в 1980-х годах. Орбитальные обсерватории «Нимбус 7», запущенная 25 октября 1978 года, и «Солнечный максимум», запущенная 14 февраля 1980 года, определили, что благодаря ярким областям вокруг пятен, общий эффект заключается в увеличении яркости Солнца вместе с увеличением числа пятен. Согласно данным, полученным с солнечной обсерватории «SOHO», изменение СА соответствует также незначительному, ~0.001 %, изменению диаметра Солнца.
Количество солнечных пятен характеризуется с помощью числа Вольфа, которое известно также как цюрихское число. Этот индекс использует комбинированное число пятен и число групп пятен, а также учитывает различия в наблюдательных приборах. 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 (космогенных), используются для определения магнитной активности и — с большой вероятностью — для определения солнечной активности.
С использованием данных методик в 2003 году было установлено, что в течение последних пяти 11-летних циклов количество пятен на Солнце должно было быть максимальным за последние 1150 лет. Числа Вольфа за последние 11 400 лет определяются путём использования дендрохронологического датирования концентраций радиоуглерода. Согласно этим исследованиям, уровень СА в течение последних 70-ти лет является исключительным — последний период со схожим уровнем имел место 8 000 лет назад. Солнце имело схожий уровень активности магнитного поля всего ~10 % времени из последних 11 400 лет, причём практически все предыдущие периоды были более короткими по сравнению с современным.
| Название периода | Начало | Завершение |
|---|---|---|
| Минимум Оорта (см. Средневековый тёплый период) | ||
| Средневековый Максимум (см. Средневековый тёплый период) | ||
| Минимум Вольфа | ||
| Минимум Шпёрера | ||
| Минимум Маундера | ||
| Минимум Дальтона (Д. Дальтон) | ||
| Современный Максимум | ||
| Современный Минимум | (сейчас) |
Исторический список Больших Минимумов СА: 690 AD, 360 BC, 770 BC, 1390 BC, 2860 BC, 3340 BC, 3500 BC, 3630 BC, 3940 BC, 4230 BC, 4330 BC, 5260 BC, 5460 BC, 5620 BC, 5710 BC, 5990 BC, 6220 BC, 6400 BC, 7040 BC, 7310 BC, 7520 BC, 8220 BC, 9170 BC.
Вспышки
Наиболее эффектным явлением, связанным с солнечной активностью, являются вспышки, которые представляют собой резкое высвобождение магнитной энергии из области солнечных пятен. Несмотря на большую энергию, большинство из них почти невидимы в видимом диапазоне частот, поскольку излучение энергии происходит в прозрачной атмосфере, и только фотосферу, которая достигает относительно небольших энергетических уровней, можно наблюдать в видимом свете.
Вспышки лучше всего видны в линии Hα, где яркость может быть в 10 раз больше, чем в соседней хромосфере, и в 3 раза выше, чем в окружающем континууме. В Hα большая вспышка будет покрывать несколько тысяч солнечных дисков, но в видимом свете появляются лишь несколько небольших ярких пятен. Энергия, выделяемая при этом, может достигать 1033 эрг, что равно выходу всего светила за 0,25 с. Большая часть этой энергии первоначально высвобождается в виде высокоэнергетических электронов и протонов, а видимое излучение является вторичным эффектом, вызванным воздействием частиц на хромосферу.
