Солнечные пятна

Группа пятен на Солнце, сфотографированная в видимом свете. Снимок сделан космическим аппаратом Hinode 13 декабря 2006 года^[1]. В этой группе в тот день произошла вспышка балла X3.4^[2].

Со́лнечные пя́тна в тёмные области на Солнце, температура которых понижена примерно на 1500 К по сравнению с окружающими участками фотосферы. Наблюдаются на диске Солнца (с помощью оптических приборов, а в случае крупных пятен в и невооружённым глазом) в виде тёмных пятен. Солнечные пятна являются областями выхода в фотосферу сильных (до нескольких тысяч гауссов) магнитных полей. Потемнение фотосферы в пятнах обусловлено подавлением магнитным полем конвективных движений вещества и, как следствие, снижением потока переноса тепловой энергии в этих областях.

Количество пятен на Солнце (и связанное с ним число Вольфа) в один из главных показателей солнечной магнитной активности.

На более холодных звёздах (класса K и холоднее) наблюдаются пятна намного большей площади, чем на Солнце.^[3]

Содержание

1 История изучения
2 Возникновение
3 Свойства
4 Классификация
- 4.1 Стадии развития
5 Цикличность
- 5.1 Длительность цикла
- 5.2 Начало и конец цикла
6 См. также
7 Примечания
8 Ссылки

[править] История изучения

Первые сообщения о пятнах на Солнце относятся к наблюдениям 800 года до н. э. в Китае, впервые пятна были зарисованы в 1128 году в хронике Иоанна Вустерского^[4]. С 1610 года начинается эпоха инструментального исследования Солнца. Изобретение телескопа и его специальной разновидности для наблюдения за Солнцем в гелиоскопа, позволило Галилею, Томасу Хэрриоту, Кристофу Шейнеру и другим учёным рассмотреть солнечные пятна. Галилей, по-видимому, первым среди исследователей признал пятна частью солнечной структуры, в отличие от Шейнера, посчитавшего их проходящими перед Солнцем планетами. Это предположение позволило Галилею открыть вращение Солнца и вычислить его период. Приоритету открытия пятен и их природе была посвящена более чем десятилетняя полемика между Галилеем и Шейнером, однако, скорее всего, и первое наблюдение и первая публикация не принадлежат ни одному из них.^[5] Первоначальные исследования фокусировались на природе пятен и их поведении.^[4] Несмотря на то, что физическая природа пятен оставалась неясной вплоть до XX века, наблюдения продолжались. К XIX веку уже имелся достаточно продолжительный ряд наблюдений числа пятен, чтобы определить периодические циклы в активности Солнца. В 1845 г. Д. Генри и С. Александер из Принстонского университета наблюдали Солнце с помощью специального термометра (thermopile) и определили, что пятна излучают меньше радиации по сравнению с окружающими областями Солнца.^[6]

[править] Возникновение

Возникновение солнечного пятна: магнитные линии проникают сквозь поверхность Солнца

Пятна возникают в результате возмущений отдельных участков магнитного поля Солнца. В начале этого процесса пучок магнитных линий «прорывается» сквозь фотосферу в область короны и тормозит конвекционное движение плазмы в грануляционных ячейках, препятствуя в этих местах переносу энергии из внутренних областей наружу. Первым в этом месте возникает факел, чуть позже и западнее в маленькая точка, называемая пора, размером несколько тысяч километров. В течение нескольких часов величина магнитной индукции растет (при начальных значениях 0,1 тесла), и размер и количество пор увеличивается. Они сливаются друг с другом и формируют одно или несколько пятен. В период наибольшей активности пятен величина магнитной индукции может достигать 0,4 тесла.

Срок существования пятен достигает нескольких месяцев, то есть отдельные пятна могут наблюдаться в течение нескольких оборотов Солнца вокруг себя. Именно этот факт (движение наблюдаемых пятен вдоль солнечного диска) послужил основой для доказательства вращения Солнца и позволил провести первые измерения периода обращения Солнца вокруг своей оси.

Пятна обычно формируются группами, однако иногда возникает одиночное пятно, живущее всего несколько дней, или два пятна, с направленными из одного в другое магнитными линиями.

Первое возникшее в такой двойной группе называется P-пятно (англ. preceding) старейшее в F-пятно (англ. following).

Только половина пятен живёт больше двух дней, и всего десятая часть переживает 11-дневный порог.

Группы пятен всегда вытягиваются параллельно солнечному экватору.

[править] Свойства

Средняя температура поверхности Солнца около 6000 К (эффективная температура в 5770 К, температура излучения в 6050 К). Центральная, самая темная, область пятен имеет температуру всего около 4000 К, наружные области пятен, граничащие с нормальной поверхностью, в от 5000 до 5500 К. Несмотря на то, что температура пятен ниже, их вещество все равно излучает свет, хоть и в меньшей степени, чем остальная поверхность. Именно из-за этой разницы температур при наблюдении и возникает ощущение, что пятна темные, почти черные, хотя на самом деле они тоже светятся, однако их свечение теряется на фоне более яркого солнечного диска.

Пятна в области наибольшей активности на Солнце. В случае, если пятен много, то существует высокая вероятность того, что произойдет пересоединение магнитных линий в линии, проходящие внутри одной группы пятен, рекомбинируют с линиями из другой группы пятен, имеющими противоположную полярность. Видимым результатом этого процесса является солнечная вспышка. Всплеск излучения, достигая Земли, вызывает сильные возмущения её магнитного поля, нарушает работу спутников и даже оказывает влияние на расположенные на планете объекты. Благодаря нарушениям магнитного поля увеличивается вероятность возникновения северных сияний в низких географических широтах. Ионосфера Земли также подвержена флуктуациям солнечной активности, что проявляется в изменении распространения коротких радиоволн.

[править] Классификация

Множественные группы солнечных пятен: хорошо различимы тень и полутень. 16 мая 2000 г.

Пятна классифицируют в зависимости от срока жизни, размера, расположения.

[править] Стадии развития

Локальное усиление магнитного поля, как было сказано выше, тормозит движение плазмы в конвекционных ячейках, тем самым замедляя вынос тепла на поверхность Солнца. Охлаждение затронутых этим процессом гранул (примерно на 1000 °C) приводит к их потемнению и формированию единичного пятна. Некоторые из них исчезают через несколько дней. Другие развиваются в биполярные группы из двух пятен, магнитные линии в которых имеют противоположную полярность. Из них могут сформироваться группы из множества пятен, которые в случае дальнейшего увеличения области полутени объединяют до сотни пятен, достигая размеров в сотни тысяч километров. После этого происходит медленное (в течение нескольких недель или месяцев) снижение активности пятен и уменьшение их размеров до маленьких двойных или одинарных точек.

Самые крупные группы пятен всегда имеют связанную группу в другом полушарии (северном или южном). Магнитные линии в таких случаях выходят из пятен в одном полушарии и входят в пятна в другом.

[править] Цикличность

Реконструкция солнечной активности за 11000 лет

Солнечный цикл связан с частотой появления пятен, их активностью и сроком жизни. Один цикл охватывает примерно 11 лет. В периоды минимума активности пятен на Солнце очень мало или нет вообще, в то время как в период максимума их может наблюдаться несколько сотен. В конце каждого цикла полярность солнечного магнитного поля меняется на противоположную, поэтому правильнее говорить о 22-летнем солнечном цикле.

[править] Длительность цикла

Хотя в среднем цикл солнечной активности длится около 11 лет, бывают циклы длиной от 9 до 14 лет. Средние значения также меняются на протяжении столетий. Так, в XX веке средняя длина цикла составила 10,2 года.

Форма цикла непостоянна. Швейцарский астроном Макс Вальдмайер утверждал, что переход от минимума к максимуму солнечной активности происходит тем быстрее, чем больше максимальное количество солнечных пятен, зарегистрированное в этом цикле (т. н. «правило Вальдмайера»).

[править] Начало и конец цикла

В прошлом началом цикла считался момент, когда солнечная активность пребывала в точке своего минимума. Благодаря современным методам измерений стало возможно определять изменение полярности солнечного магнитного поля, поэтому сейчас за начало цикла принимают момент изменения полярности пятен.

Циклы идентифицируются по порядковому номеру, начиная с первого, отмеченного в 1749 Johann Rudolf Wolfoм. Текущий цикл (апрель 2009) имеет номер 24.

**Данные о последних солнечных циклах**
Номер цикла	Год и месяц начала	Год и месяц максимума	Максимальное количество пятен
18	1944-02	1947-05	201
19	1954-04	1957-10	254
20	1964-10	1968-03	125
21	1976-06	1979-01	167
22	1986-09	1989-02	165
23	1996-09	2000-03	139
24	2008-01	2012-12*	87*.

Данные последней строки в прогноз

Существует периодичность изменения максимального количества солнечных пятен с характерным периодом около 100 лет («вековой цикл»). Этот цикл (с последними наименьшими максимумами пятен в 1800в1840 и 1890в1920 годах) в настоящее время связывают с процессами конвекции.^{[источник не указан 819 дней]} Есть предположение о существовании циклов ещё большей длительности.

[править] См. также

[править] Примечания

в‘ http://sohowww.nascom.nasa.gov/data/synoptic/sunspots/sunspots_20061213.jpg
в‘ Состояние Солнца 13 декабря 2006 года
в‘ Гигантское пятно на звезде HD 12545
в‘ ¹ ² Великие моменты в истории Солнечной физики (en). Great Moments in the History of Solar Physics.(недоступная ссылка) Проверено 26 февраля 2010.
в‘ "Заметки о солнечных пятнах Галилео Галилея" (en). Great Galileo's "Letters on Sunspots".(недоступная ссылка) Проверено 26 февраля 2010.
в‘ Arctowski, Henryk (1940). «О Солнечных Факелах и изменениях Солнечной константы. (en)» (PDF). PNAS 26 (6): 406411. DOI:10.1073/pnas.26.6.406.

[править] Ссылки

Солнечные пятна сегодня
Объединенная база данных магнитных полей солнечных пятен в включает изображения солнечных пятен периода 1957в1997 гг.
Изображения солнечных пятен обсерватории Локарно-Монти в охватывает период 1981в2011 гг.
Физика космоса. Маленькая энциклопедия М.: Советская Энциклопедия, 1986
Ученые создали компьютерную модель солнечных пятен

Анимации-схемы процесса зарождения солнечных пятен:

how are sunspots formed? (Как солнечные пятна формируются?)
Journey Beneath a Sunspot

Это заготовка статьи по астрономии. Вы можете помочь проекту, исправив и дополнив её.

[0] в‘ http://sohowww.nascom.nasa.gov/data/synoptic/sunspots/sunspots_20061213.jpg

[1] в‘ Состояние Солнца 13 декабря 2006 года

[2] в‘ Гигантское пятно на звезде HD 12545

[solargreat-3] в‘ ¹ ² Великие моменты в истории Солнечной физики (en). Great Moments in the History of Solar Physics.(недоступная ссылка) Проверено 26 февраля 2010.

[4] в‘ "Заметки о солнечных пятнах Галилео Галилея" (en). Great Galileo's "Letters on Sunspots".(недоступная ссылка) Проверено 26 февраля 2010.

[5] в‘ Arctowski, Henryk (1940). «О Солнечных Факелах и изменениях Солнечной константы. (en)» (PDF). PNAS 26 (6): 406411. DOI:10.1073/pnas.26.6.406.

[1]

[2]

[3]

[4]

[5]

[6]

Солнце
Структура	Ядро · Зона лучистого переноса · Конвективная зона
Атмосфера	Фотосфера · Хромосфера · Солнечная корона
Расширенная структура	Гелиосфера (Гелиосферный токовый слой · Граница ударной волны) · Гелиосферная мантия · Гелиопауза · Головная ударная волна
Относящиеся к Солнцу феномены	Солнечное затмение · Солнечная активность (Солнечные пятна · Солнечные вспышки · Корональные выбросы массы) · Солнечная радиация (Вариации солнечного излучения) · Корональные дыры · Корональные петли · Факелы · Гранулы · Флоккулы (англ.) · Протуберанцы и волокна · Спикулы · Супергрануляция · Солнечный ветер · Волна Мортона
Связанные темы	Солнечная система · Солнечное динамо
Спектральный класс: G2

Солнечные пятна

Содержание

[править] История изучения

[править] Возникновение

[править] Свойства

[править] Классификация

[править] Стадии развития

[править] Цикличность

[править] Длительность цикла

[править] Начало и конец цикла

[править] См. также

[править] Примечания

[править] Ссылки

Личные инструменты

Пространства имён

Варианты

Просмотры

Действия

Поиск

Навигация

Участие

Печать/экспорт

Инструменты

На других языках