Solpletter
Solpletter er mørke områder på Solen , hvis temperatur er sænket med omkring 1500 K sammenlignet med de omkringliggende områder af fotosfæren . De observeres på solskiven (ved hjælp af optiske instrumenter, og i tilfælde af store pletter - med det blotte øje) i form af mørke pletter. Solpletter er områder, hvor stærke (op til flere tusinde gauss ) magnetiske felter kommer ind i fotosfæren . Mørkning af fotosfæren i pletter skyldes undertrykkelsen af konvektive bevægelser af stof af magnetfeltet og som følge heraf et fald i strømmen af termisk energioverførsel i disse områder.
Antallet af solpletter (og ulvetallet forbundet med det ) er en af hovedindikatorerne for solens magnetiske aktivitet .
På koldere stjerner ( klasse K og koldere) observeres pletter med et meget større område end på Solen [3] .
Studiehistorie
De første rapporter om solpletter går tilbage til 800 f.Kr. e. i Kina .
Pletterne blev først tegnet i 1128 i John of Worcesters krønike [4] .
Den første kendte omtale af solpletter i gammel russisk litteratur er indeholdt i Nikon Chronicle , i optegnelser, der går tilbage til anden halvdel af det 14. århundrede [5] :
der var et tegn i himlen, solen var som blod, og ifølge den er stederne sorte
- (1365)
være et tegn i solen, stederne er sorte i solen, som søm, og mørket var stort
- (1371)Siden 1610 begynder æraen med instrumentel forskning af Solen. Opfindelsen af teleskopet og dets særlige variation til at observere Solen - helioskopet , gjorde det muligt for Galileo , Thomas Harriot , Christoph Scheiner og andre videnskabsmænd at overveje solpletter. Galileo var tilsyneladende den første blandt forskere til at forstå, at pletter er en del af solstrukturen, i modsætning til Scheiner, der anså dem for at være planeter, der passerer foran Solen. Denne antagelse gjorde det muligt for Galileo at opdage Solens rotation og beregne dens periode. Mere end et årti med kontroverser mellem Galileo og Scheiner var viet til prioriteringen af opdagelsen af pletter og deres natur, men højst sandsynligt hører både den første observation og den første publikation ikke til nogen af dem [6] .
De første undersøgelser fokuserede på arten af pletter og deres adfærd [4] . På trods af at pletternes fysiske karakter forblev uklar indtil det 20. århundrede , fortsatte observationerne. I det 19. århundrede var der allerede en lang nok serie af solpletobservationer til at kunne bemærke periodiske variationer i Solens aktivitet. I 1845 udførte D. Henry og S. Alexander fra Princeton University observationer af Solen ved hjælp af et specielt termometer ( en : thermopile ) og fastslog, at intensiteten af emissionen af pletter, sammenlignet med de omkringliggende områder af Solen, blev sænket [7] .
Emergence
Pletter opstår som følge af forstyrrelser i individuelle sektioner af Solens magnetfelt. I begyndelsen af denne proces "bryder magnetfeltrørene igennem" gennem fotosfæren ind i koronaområdet, og det stærke felt undertrykker plasmaets konvektiv bevægelse i granulatet og forhindrer energioverførsel fra de indre områder til ydersiden i disse. steder. Først dukker en fakkel op på dette sted , lidt senere og mod vest - en lille prik, kaldet tid , flere tusinde kilometer i størrelse. Inden for et par timer vokser værdien af magnetisk induktion (ved startværdier på 0,1 Tesla ), størrelsen og antallet af porer stiger. De smelter sammen med hinanden og danner en eller flere pletter. I perioden med den største aktivitet af pletterne kan størrelsen af den magnetiske induktion nå 0,4 Tesla.
Levetiden for pletter når flere måneder, det vil sige, at individuelle grupper af pletter kan observeres under flere omdrejninger af Solen. Det var denne kendsgerning (bevægelsen af de observerede pletter langs solskiven), der tjente som grundlag for at bevise Solens rotation og gjorde det muligt at udføre de første målinger af perioden for Solens omdrejning omkring dens akse.
Pletter dannes normalt i grupper, men nogle gange er der en enkelt plet, der kun lever et par dage, eller en bipolar gruppe: to pletter med forskellig magnetisk polaritet, forbundet med magnetiske feltlinjer. Den vestlige plet i en sådan bipolar gruppe kaldes "førende", "hoved" eller "P-punkt" (fra engelsk foran ), den østlige kaldes "slave", "hale" eller "F-punkt" (fra engelsk). engelsk følger ).
Kun halvdelen af pletterne lever mere end to dage, og kun en tiendedel - mere end 11 dage.
I begyndelsen af den 11-årige cyklus af solaktivitet opstår pletter på Solen på høje heliografiske breddegrader (i størrelsesordenen ±25–30°), og efterhånden som cyklussen skrider frem, migrerer pletterne til solækvator og når breddegrader på ±5–10° ved slutningen af cyklussen. Dette mønster kaldes " Spörers lov ".
Solpletgrupperne er orienteret tilnærmelsesvis parallelt med solækvator, dog er der en vis hældning af gruppeaksen i forhold til ækvator, som har en tendens til at stige for grupper placeret længere fra ækvator (den såkaldte " Glædens lov ").
Egenskaber
Den gennemsnitlige temperatur af solfotosfæren er omkring 6000 K (den effektive temperatur er 5770 K, strålingstemperaturen er 6050 K). Den centrale, mørkeste region af pletterne har en temperatur på kun omkring 4000 K, de ydre områder af pletterne, der grænser op til den normale fotosfære, er fra 5000 til 5500 K. På trods af at pletternes temperatur er lavere, deres stof udsender stadig lys, omend i mindre grad end resten af fotosfæren. Det er netop på grund af denne temperaturforskel, at når de observeres, er der en følelse af, at pletterne er mørke, næsten sorte, selvom de faktisk også lyser, men deres glød går tabt på baggrund af en lysere solskive.
Den centrale mørke del af stedet kaldes skygge . Normalt er dens diameter omkring 0,4 af pletdiameteren. I skyggen er magnetfeltstyrken og temperaturen ret ensartet, og glødeintensiteten i synligt lys er 5-15 % af den fotosfæriske størrelse. Skyggen er omgivet af penumbra , der består af lyse og mørke radiale fibre med en lysintensitet på 60 til 95 % af den fotosfæriske. [otte]
Solens fotosfære i området, hvor stedet er placeret, er placeret cirka 500-700 km dybere end den øvre grænse af den omgivende fotosfære . Dette fænomen kaldes " Wilsonsk depression ".
Solpletter er områder med den største aktivitet på Solen. Hvis der er mange pletter, så er der stor sandsynlighed for, at de magnetiske linjer vil forbindes igen - linjer, der passerer inde i en gruppe af pletter, rekombinerer med linjer fra en anden gruppe af pletter, der har den modsatte polaritet. Det synlige resultat af denne proces er et soludbrud . Et udbrud af stråling, der når Jorden, forårsager stærke forstyrrelser i dets magnetfelt, forstyrrer driften af satellitter og påvirker endda objekter på planeten. På grund af krænkelser af jordens magnetfelt øges sandsynligheden for nordlys på lave geografiske breddegrader. Jordens ionosfære er også udsat for udsving i solaktiviteten, hvilket viser sig i en ændring i udbredelsen af korte radiobølger.
Klassifikation
Pletter klassificeres afhængigt af levetid, størrelse, placering.
Udviklingsstadier
Den lokale forstærkning af magnetfeltet, som nævnt ovenfor, bremser plasmaets bevægelse i konvektionsceller og bremser derved overførslen af varme til solfotosfæren. Afkøling af granulatet, der er påvirket af denne proces (med ca. 1000 °C), fører til, at de bliver mørkere og dannelsen af en enkelt plet. Nogle af dem forsvinder efter et par dage. Andre udvikler sig til bipolære grupper af to pletter med magnetiske linjer med modsat polaritet. Der kan dannes grupper af mange pletter, som i tilfælde af en yderligere stigning i penumbra -området forener op til hundredvis af pletter og når hundredtusindvis af kilometer i størrelse. Derefter er der et langsomt (over flere uger eller måneder) fald i aktiviteten af pletterne, og deres størrelse reduceres til små dobbelte eller enkelte prikker.
De største solpletgrupper har altid en tilknyttet gruppe på den anden halvkugle (nord eller syd). Magnetiske linjer i sådanne tilfælde kommer ud af pletter i den ene halvkugle og kommer ind i pletter i den anden.
Størrelser af spotgrupper
Størrelsen af en gruppe af pletter er normalt karakteriseret ved dens geometriske udstrækning, såvel som antallet af pletter, der er inkluderet i den, og deres samlede areal.
I en gruppe kan der være fra et til halvandet hundrede eller flere pletter. Gruppearealerne, som bekvemt måles i milliontedele af solhalvkuglens areal (m.s.p.), varierer fra flere m.s.p. op til flere tusinde m.s.p.
Det maksimale areal for hele perioden med kontinuerlige observationer af solpletgrupper (fra 1874 til 2012) havde gruppe nr. 1488603 (ifølge Greenwich-kataloget), som dukkede op på solskiven den 30. marts 1947 ved maksimum den 18. 11-års cyklus af solaktivitet . Den 8. april nåede dets samlede areal 6132 m.s.p. (1,87 10 10 km², hvilket er mere end 36 gange klodens areal ). [9] Ved sin maksimale udviklingsfase bestod denne gruppe af mere end 170 individuelle solpletter. [ti]
Cyclicitet
Solens cyklus er relateret til hyppigheden af solpletter, deres aktivitet og levetid. Én cyklus dækker cirka 11 år. I perioder med minimal solpletaktivitet er der meget få eller ingen solpletter overhovedet, mens der i perioder med maksimum kan være flere hundrede af dem. I slutningen af hver cyklus vender polariteten af solmagnetfeltet, så det er mere korrekt at tale om en 22-årig solcyklus.
Cyklustid
Selvom den gennemsnitlige solaktivitetscyklus varer omkring 11 år, er der cyklusser fra 9 til 14 år lange. Gennemsnit ændrer sig også gennem århundreder. I det 20. århundrede var den gennemsnitlige cykluslængde således 10,2 år.
Formen af cyklussen er ikke konstant. Den schweiziske astronom Max Waldmeier hævdede, at overgangen fra minimum til maksimal solaktivitet sker hurtigere, jo større det maksimale antal solpletter er registreret i denne cyklus (den såkaldte " Waldmeier-regel ").
Begyndelse og slutning af cyklus
Tidligere blev begyndelsen af cyklussen betragtet som det øjeblik, hvor solaktiviteten var på sit minimum. Takket være moderne målemetoder er det blevet muligt at bestemme ændringen i solmagnetfeltets polaritet, så nu tages tidspunktet for ændring af pletternes polaritet som begyndelsen af cyklussen.
Cyklusnummerering blev foreslået af R. Wolf . Den første cyklus, ifølge denne nummerering, begyndte i 1749. I 2009 begyndte den 24. solcyklus.
| cyklus nummer | Start år og måned | År og måned af maksimum | Maksimalt antal pladser |
|---|---|---|---|
| atten | 1944-02 | 1947-05 | 201 |
| 19 | 1954-04 | 1957-10 | 254 |
| tyve | 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* |
- Sidste række data - prognose
Der sker en periodisk ændring i det maksimale antal solpletter med en karakteristisk periode på omkring 100 år ("sekulær cyklus"). De sidste lavpunkter i denne cyklus var omkring 1800-1840 og 1890-1920. Der er en antagelse om eksistensen af cyklusser af endnu længere varighed.
Se også
Noter
- ↑ Kilde . Hentet 1. juni 2008. Arkiveret fra originalen 21. oktober 2008.
- ↑ Solens tilstand 13. december 2006 . Hentet 6. juli 2020. Arkiveret fra originalen 5. marts 2021.
- ↑ En kæmpe plet på stjernen HD 12545 . Dato for adgang: 13. december 2008. Arkiveret fra originalen 1. februar 2009.
- ↑ 1 2 Store øjeblikke i solfysikkens historie (engelsk) (utilgængeligt link) . Store øjeblikke i solfysikkens historie . ???. Hentet 26. februar 2010. Arkiveret fra originalen 11. marts 2005.
- ↑ D. O. Svyatsky. Astronomy of Ancient Russia Arkiveret 12. oktober 2011 på Wayback Machine
- ↑ Noter om solpletter af Galileo Galilei (engelsk) (link utilgængeligt) . Store Galileos breve om solpletter . ???. Hentet 26. februar 2010. Arkiveret fra originalen 23. november 2009.
- ↑ Henryk Arctowski. På soludbrud og ændringer i solkonstanten (eng.) . - 1940. - Bd. 26 , nr. 6 . - S. 406-411 . - doi : 10.1073/pnas.26.6.406 .
- ↑ Præst E. R. Solar magnetohydrodynamik. - M .: Mir, 1985. - S. 71-73.
- ↑ Royal Observatory, Greenwich - USAF/NOAA solpletdata . Hentet 6. juli 2020. Arkiveret fra originalen 16. juli 2020.
- ↑ Interaktiv database om solaktivitet i Pulkovo "Katalog over solaktivitet"-systemet . Hentet 15. november 2012. Arkiveret fra originalen 8. juli 2011.
Litteratur
- Obridko VN Solpletter og aktivitetskomplekser. — M .: Nauka , 1985. — 256 s.
- Solpletter / Livshits M. A. // Space Physics: Little Encyclopedia / Redaktion: R. A. Sunyaev (Chief ed.) og andre - 2. udg. - M .: Soviet Encyclopedia , 1986. - S. 634-636. — 783 s. — 70.000 eksemplarer.
Links
- Solpletter i dag
- Joint Sunspot Magnetic Field Database - inkluderer solpletbilleder fra 1957-1997
- Locarno Monti solpletbilleder - dækker perioden 1981-2011
- Forskere har lavet en computermodel af solpletter
- hvordan dannes solpletter? (Hvordan dannes solpletter?)
- Rejse under en solplet
 Ordbøger og encyklopædier | |
|---|---|
| I bibliografiske kataloger |
|
| Sol | ||
|---|---|---|
| Struktur |  | |
| Stemning | ||
| Udvidet struktur | ||
Fænomener relateret til solen | ||
| relaterede emner | ||
| Spektralklasse : G2 | ||