Земное эхо солнечных бурь (стр. 4 из 5)
Как и рентгеновское излучение, солнечные космические лучи не доходят до поверхности Земли, но могут ионизовать верхние слои её атмосферы, что сказывается на устойчивости радиосвязи между отдалёнными пунктами. Но действие частиц этим не ограничивается. Быстрые частицы вызывают сильные токи в земной атмосфере, приводят к возмущению магнитного поля нашей планеты и даже влияют на циркуляцию воздуха в атмосфере.
Наиболее ярким и впечатляющим проявлением бомбардировки атмосферы солнечными частицами являются полярные сияния. Это свечение в верхних слоях атмосферы, имеющее либо размытые (диффузные) формы, либо вид корон или занавесей (драпри), состоящих из многочисленных отдельных лучей. Сияния обычно бывают красного или зелёного цвета: именно так светятся основные составляющие атмосферы — кислород и азот — при облучении их энергичными частицами. Зрелище бесшумно возникающих красных и зелёных полос и лучей, беззвучная игра цветов, медленное или почти мгновенное угасание колеблющихся «занавесей» оставляют незабываемое впечатление. Подобные явления лучше всего видны вдоль овала полярных сияний, расположенного между 10° и 20° широты от магнитных полюсов. В период максимумов солнечной активности в Северном полушарии овал смещается к югу, и сияния можно наблюдать в более низких широтах.
Частота и интенсивность полярных сияний достаточно чётко следуют солнечному циклу в максимуме солнечной активности редкий день обходится без сияний, а в минимуме они могут отсутствовать месяцами. Наличие или отсутствие полярных сияний, таким образом, служит неплохим показателем активности Солнца. И это позволяет проследить солнечные циклы в прошлом, за пределами того исторического периода, когда проводились систематические наблюдения солнечных пятен.
Число пятен на диске Солниа не является постоянным, оно меняется как день ото дня, так и в течение более длительных промежутков времени. Немецкий астроном-любитель Генрих Швабе, который 17 лет вёл систематические наблюдения солнечных пятен, заметил: их количество убывает от максимума к минимуму, а затем увеличивается до максимального значения за период около 10 лет. При этом в максимуме на солнечном диске можно видеть 100 и более пятен, тогда как в минимуме — всего несколько, а иногда в течение целых недель не наблюдается ни одного. Сообщение о своём открытии Швабе опубликовал в 1843 г.
Швейцарский астроном Рудольф Вольф уточнил, что средний период изменения числа пятен составляет не 10, а 11 лет. Он же предложил для количественной оценки активности Солнца использовать условную величину, называемую с тех пор числом Вольфа. Оно определяется как сумма обшего количества пятен на Солнце (f) и удесятерённого числа групп пятен (g), причём изолированное одиночное пятно тоже считается группой:
W=f+10g.
Цикл солнечной активности называют 11-летним во всех учебниках и популярных книгах по астрономии. Однако Солнце любит поступать
по-своему. Так, за последние 50 лет промежуток между максимумами составлял в среднем 10,4 года. Вообще же за время регулярных наблюдений Солнца указанный период менялся от 7 до 1 7 лет. И это ещё не всё. Проанализировав наблюдения пятен с начала телескопических исследований, английский астроном Уолтер Маундер в 1 893 г. пришёл к выводу, что с 1645 по 1715 г. на Солнце вообще не было пятен! Это заключение подтвердилось в последующих работах; мало того, выяснилось, что подобные «отпуска» Солнце брало и в более далёком прошлом. Кстати, именно на «маундеровский минимум» пришёлся период самых холодных зим в Европе за последнее тысячелетие.
На этом сюрпризы солнечных циклов не кончаются. Ведущее пятно в группе (первое по направлению вращения Солнца) обычно имеет одну полярность (например, северную), а замыкающее — противоположную (южную), и это правило выполняется для всех групп пятен в одном полушарии Солнца. В другом полушарии картина обратная: ведущие пятна в группах будут иметь южную полярность, а замыкающие — северную. Но, оказывается, при появлении пятен нового поколения (следующего цикла) полярность ведущих пятен меняется на противоположную! Лишь в циклах через один ведущие пятна обретают прежнюю полярность. Так что «истинный» солнечный цикл с возвращением прежней магнитной полярности ведущих пятен в действительности охватывает не 11, а 22 года (конечно, в среднем).
Темные пятна на Солнце
Протуберанцами называются огромные образования в короне Солнца. Невооруженным глазом они наблюдаются, как пятна на Солнце.
Темные пятна на Солнце впервые замечены древне-китайскими астрономами (естественно, невооруженным глазом). Самым ранним упоминанием о наблюдении солнечных пятен невооруженным глазом считаются записи Гань Дэ, одного из трех первых известных астрономов Древнего Китая, жившего в 4 веке до н.э. Его современники Ши Шэнь и У Сянь составили первый большой звездный каталог. Следующее упоминание о наблюдении за солнечными пятнами относится к 165 году до н. э. В энциклопедии «Нефритовый океан» говорится, что именно в том году на Солнце появился иероглиф «ван»: пятно выглядело не круглым, а крестообразным, похожим на письменный знак. По мнению китайских астрономов, это первое зарегистрированное солнечное пятно. Начиная с 10 мая 28 г. до н. э. каждое новое пятно заносится в многотомные летописи императорского Китая.
Первым европейским астрономом, наблюдавшим пятна на Солнце, как принято считать в истории науки, был Галилео Галилей, ему же приписывается изобретение, или, по крайней мере, первое применение телескопа. Однако ни то, ни другое не совсем верно. Галилей не изобретал телескопа, а лишь отстаивал пользу его применения для изучения Вселенной. Что касается солнечных пятен, то первое упоминание о них в европейской литературе встречается в работе Эйнгарда «Жизнь Карла Великого" (807 г.). Позднее их наблюдали арабские ученые Абу-ль-Фадль Джафар ибн аль-Муктафи в 840 г. и Ибн-Рушд в 1196 г., а также итальянские астрономы в 1457 г. Галилей определил период вращения Солнца, наблюдая за движением пятна по диску Солнца. Оказалось, что скорость вращения вещества Солнца на разных широтах разная. Солнце вращается не как твердое тело.
В возникновении темных пятен нет ничего необычного. Солнце - это огромный бурлящий "котел" плазмы. Внутри оно горячее, снаружи - холоднее. Из-за этого перепада температур возникают конвекционные потоки - остывшие массы идут вглубь, а на их место поднимаются более горячие. Все было бы хорошо, если бы этому процессу не мешало сильное магнитное поле Солнца. Оказывается, что магнитные вихри могут локально приостановить конвекцию, не дать остывшим массам опуститься. В результате, эта область на солнечной поверхности будет холоднее окружающих, и поэтому будет выглядеть темнее. Это и есть темное пятно.
Плотность и температура протуберанцев такая же, как и вещества хромосферы (внешней оболочки Солнца), но на фоне горячей короны протуберанцы – холодные и плотные образования. Температура протуберанцев около 20 000 К. Некоторые из них существуют в короне несколько месяцев, другие, появляющиеся рядом с пятнами, быстро движутся со скоростями около 100 км/с и существуют несколько недель. Отдельные протуберанцы движутся с еще большими скоростями и внезапно взрываются; они называются эруптивными.
Размеры протуберанцев могут быть разными. Типичный протуберанец имеет высоту около 40 000 км и ширину около 200 000 км. Дугообразные протуберанцы достигают размеров 800 000 км. Зарегистрированы и рекордсмены среди протуберанцев, их размеры превышали 3 000 000 км.
Солнечное пятно - область фотосферы (наиболее глубокие и самые плотные слои атмосферы звезды) с мощным магнитным полем, и его сложная структура обусловлена магнитогидродинамическими эффектами в плазме. В пятне кроме тени и полутени прослеживается тонкая структура, являющаяся, в конечном счете, видоизмененной структурой Солнца вне активной зоны. Яркие точки в тени связаны с грануляцией Солнца, многие световые мосты - с факелами.
Число пятен на Солнце в разные годы различно. Для характеристики активности Солнца используют числа Вольфа, учитывающие количество одиночных пятен и групп пятен на Солнце. Оказалось, что эти числа меняются с циклом приблизительно 11 лет, хотя в 20 столетии средний период был ближе к 10 годам. В начале 11-летнего цикла пятна в небольшом количестве начинают появляться на сравнительно высоких широтах (35 - 40 градусов), а за тем постепенно зона пятнообразования спускается к экватору, до широты плюс 10 - минус 10 градусов, но на самом экваторе пятен, как правило, не бывает. Поскольку магнитная полярность северного и южного полушария Солнца меняется каждые одиннадцать лет, полярность пятен в северном и южном полушарии меняется также каждые одиннадцать лет, то Солнце называют магнито-переменной звездой с циклом в 22 года.
Солнечные пятна иногда бывают видны на его диске даже невооруженным глазом . Кажущаяся чернота этих образований вызвана тем, что их температура примерно на 1500 градусов ниже температуры окружающей их фотосферы (и соответственно непрерывное излучение от них гораздо меньше). Одиночное развитое пятно состоит из темного овала - так называемой тени пятна, окруженного более светлой волокнистой полутенью. Неразвитые мелкие пятна без полутени называют порами. Зачастую пятна и поры образуют сложные группы.
Типичная группа пятен изначально возникает в виде одной или нескольких пор в области невозмущенной фотосферы. Большинство таких групп обычно исчезают через 1-2 суток. Но некоторые последовательно растут и развиваются, образовывая достаточно сложные структуры. Солнечные пятна могут быть больше в диаметре чем Земля.Они часто объединяются в группы.Они формируюся за несколько дней и обычно исчезают за неделю.Некоторые большие пятна ,хотя,могут сохраняться в течении месяца. Большие группы солнечных пятен более активны чем маленькие группы или отдельные пятна.