слънчеви цикли. Слънчев цикъл Откриване на 11-годишния цикъл на слънчева активност

Всеруски конкурс за студентски изследователски и дизайнерски работи

"екология и живот"

номинация: "Тайните на живите"

тема: „Изследване на единадесетгодишния цикъл на слънчева активност и влиянието му върху броя на слънчевите петна“

Месторабота: ОУ СОУ No 9, 10 клас, гр. образование Октябрск

Научен съветник: Уютова Л.В. Учител по физика

Москва 2010г

Въведение. страница 2

Глава I. Модерна идея за космогония. Страница 3-5

Глава II. Теории за структурата и раждането на слънцето. Страница 6-11

Глава III. 11-годишен цикъл на слънчева активност и неговите причини С.12-18

Глава IV. Експериментална част. Страница 19-23

Заключение. Страница 24

Списък на използваната литература. Страница 25

Въведение.

През последните години учени от цял ​​свят, астрономи и физици обсъждат въпроса за глобалното затопляне, заплашващо нашата планета след няколко години. И повечето от тях свързват подобни промени в климата с поведението на Слънцето, с неговите промени. Реших да участвам в решаването на този проблем. От 2005 г. изучавам Слънцето, изучавам неговите свойства и структура на базата на научни трудове и книги.

Веднъж, когато прочетох книгата "Космос", под редакцията на Коптев, ме заинтригува въпросът какво е космогония? Как се появи слънчевата система, какво е слънцето? Сблъсках се с въпроси за раждането на Слънцето, за основните му физически характеристики. След като проучих книгата на И. А. Климишин „Астрономия на нашите дни“, научих, че слънчевата активност има 11-годишен цикъл, че пиковете на слънчевата активност се променят от година на година, че има години на висока слънчева активност, има малка.

Вземайки резултатите от изследването на слънчевата активност от материалите на лабораторията в Тбилиси (техните числени характеристики), построих приблизителна графика на промените в m ax и min слънчева активност. При изучаването на тези характеристики стигнах до извода, че от 1996 г. живеем във време, когато Слънцето увеличава своята енергия (активност), 2006 г. е годината на пика на Слънцето. Сега, от 2007 г., започва нейният спад, който ще продължи приблизително 10 - 11 години. Повишаването на температурата на земята е свързано с тези промени.

Максималната слънчева активност е придружена от увеличаване на броя на слънчевите петна и техните площи. През лятото наблюдавах петна през телескоп и след като проучих книгата на А. Н. Томилин „Небето и земята“, като взех от нея необходимите формули за изчисляване на характеристиките на Слънцето, изследвах площите на петната и ги изчислих. Те се оказаха 20 пъти по-големи от размера на Земята. При нормални условия успях да изчисля момента на кулминацията на Слънцето през лятото на 2006 г.

Глава 1. Съвременна идея за космогония.

Космогонията е наука, която изучава произхода и развитието на небесни тела, като планети и техните спътници, Слънцето, звездите, галактиките. Астрономите наблюдават космически тела на различни етапи на развитие, формирани наскоро и в далечното минало, бързо „остаряващи“ или почти „замръзнали“ в своето развитие. Сравнявайки многобройни данни от наблюдения с физически процеси, които могат да възникнат при различни условия в космическото пространство, учените се опитват да обяснят как възникват небесните тела. Все още не съществува единна цялостна теория за образуването на звезди, планети или галактики. Проблемите, пред които са изправени учените, понякога са трудни за разрешаване. Решаването на въпроса за произхода на Земята и Слънчевата система като цяло е много по-трудно, тъй като все още не сме наблюдавали други подобни системи. Нашата Слънчева система все още няма с какво да се сравнява, въпреки че системи като нея би трябвало да са доста често срещани и възникването им не трябва да е случайно, а естествено явление.

Вече два века проблемът за произхода на Слънчевата система тревожи изключителните мислители на нашата планета. Започвайки от философа Кант и математика Лаплас, плеяда астрономи и физици от 19-ти и 20-ти век се занимават с този проблем.

И все още сме доста далеч от решаването на този проблем. Но през последните три десетилетия въпросът за пътищата на еволюцията на звездите стана по-ясен. И въпреки че подробностите за раждането на звезда от газово-прахова мъглявина все още са далеч от ясни, сега ясно разбираме какво се случва с нея през милиарди години по-нататъшна еволюция.

Обръщайки се към представянето на различни космогонични хипотези, които са се сменяли една друга през последните два века, нека започнем с хипотезата на великия немски философ Кант и теорията, която няколко десетилетия по-късно е независимо предложена от френския математик Лаплас. Предпоставките за създаването на тези теории са издържали изпитанието на времето.

Гледните точки на Кант и Лаплас рязко се различават по редица важни въпроси. Кант изхожда от еволюционното развитие на студена прашна мъглявина, по време на която първо възниква централното масивно тяло - бъдещото Слънце, а след това планетите, докато Лаплас смята първоначалната мъглявина за газообразна и много гореща с висока скорост на въртене. Компресирайки се под въздействието на силата на универсалната гравитация, мъглявината, поради закона за запазване на ъгловия импулс, се въртеше все по-бързо и по-бързо. Поради големите центробежни сили от него последователно се отделят пръстени. След това започнаха да се кондензират, образувайки планети.

Така, според хипотезата на Лаплас, планетите са се образували преди Слънцето. Въпреки разликите обаче, обща важна характеристика е идеята, че Слънчевата система е възникнала в резултат на редовното развитие на мъглявината. Ето защо е обичайно тази концепция да се нарича "хипотезата на Кант-Лаплас".

Тази теория обаче среща трудности. Нашата слънчева система, която се състои от девет планети с различни размери и маси, има особеност: необичайно разпределение на ъгловия импулс между централното тяло, Слънцето и планетите.

Ъгловият импулс е една от най-важните характеристики на всяка механична система, изолирана от външния свят. Като такава система може да се разглежда Слънцето и заобикалящите го планети. Ъгловият импулс може да се определи като "резерв на въртене" на системата. Това въртене се състои от орбиталното движение на планетите и въртенето около осите на Слънцето и планетите.

Лъвският дял от ъгловия импулс на Слънчевата система е концентриран в орбиталното движение на планетите-гиганти: Юпитер и Сатурн.

От гледна точка на хипотезата на Лаплас това е напълно неразбираемо. В ерата, когато пръстенът се отделя от оригиналната, бързо въртяща се мъглявина, слоевете на мъглявината, от които по-късно се кондензира Слънцето, имаха (на единица маса) приблизително същия момент като веществото на отделения пръстен (тъй като ъгловите скорости на пръстена и останалите части бяха приблизително еднакви), тъй като масата на последната е много по-малка от основната мъглявина („прото-слънце“), тогава общият ъглов импулс на пръстена трябва да бъде много по-малък от този на "прото-слънце". В хипотезата на Лаплас няма механизъм за прехвърляне на инерция от "протослънцето" към пръстена. Следователно по време на цялата по-нататъшна еволюция ъгловият импулс на „прото-слънцето”, а след това и на Слънцето, трябва да бъде много по-голям от този на пръстените и образуваните от тях планети. Но това заключение противоречи на действителното разпределение на импулса между Слънцето и планетите.

За хипотезата на Лаплас тази трудност се оказва непреодолима.

Нека се спрем на хипотезата на Джинс, която стана широко разпространена през първата трета на този век. Това е напълно противоположно на хипотезата на Кант-Лаплас. Ако последният изобразява формирането на планетните системи като единствения естествен процес на еволюция от просто към сложно, то в хипотезата на Джийнс формирането на такива системи е въпрос на случайност. (Фиг. 1)

Първоначалната материя, от която по-късно се образуват планетите, е изхвърлена от Слънцето (което по това време вече е доста „старо“ и подобно на сегашното) при случайно преминаване на определена звезда близо до него. Този проход беше толкова близо, че почти можеше да се счита за сблъсък. Благодарение на приливните сили от страната на звезда, която е влетяла в Слънцето, струя газ се изхвърля от повърхностните слоеве на Слънцето. Тази струя ще остане в сферата на гравитацията на Слънцето дори след като звездата напусне Слънцето. Тогава струята ще се кондензира и ще доведе до планети.

Ако хипотезата на Джинс беше вярна, броят на планетарните системи, формирани за десет милиарда години от нейната еволюция, можеше да се преброи на пръсти. Но всъщност има много планетарни системи, следователно тази хипотеза е несъстоятелна. И от никъде не следва, че струя горещ газ, изхвърлен от Слънцето, може да кондензира в планети. Така космологичната хипотеза на Джинс се оказа несъстоятелна.

През 1944 г. изключителният съветски учен О. Ю. Шмид предлага своята теория за произхода на Слънчевата система: нашата планета е образувана от материя, уловена от газово-прахова мъглявина, през която някога е минавало Слънцето, което дори тогава е имало почти „ модерен” външен вид. В същото време нямаше трудности с въртенето на момента на планетите, тъй като първоначално моментът на материята на облака може да бъде произволно голям. Започвайки през 1961 г., хипотезата е разработена от английския космогонист Литълтън, който прави значителни подобрения в нея. Според двете хипотези "почти модерното" Слънце се сблъсква с повече или по-малко "хлабав" космически обект, улавяйки части от неговата материя. Така образуването на планетите е свързано с процеса на образуване на звезди.

Глава II. Теории за раждането и структурата на Слънцето.

Сега ще се съсредоточим върху основния въпрос за раждането на Слънцето.

Нека се върнем напред към далечното минало, преди около 7 милиарда години. Съвременната наука, както казват учените, с достатъчна степен на вероятност ни позволява да си представим събитията, които са се случили тогава. С една дума, ние „висим в космоса и наблюдаваме живота на една от мъглявините газ-прах, водород-хелий (с примес на тежки елементи). Този, който в бъдеще ще породи нашата слънчева система, Слънцето, Земята и ти и аз. Мъглявината е тъмна и непрозрачна, като дим. Бавно пълзи като зловещо невидимо на фона на черна пропаст, а за накъсаните му, размити очертания се досеща по начина, по който далечните звезди постепенно притъмняват и угасват зад него. След известно време ще открием, че мъглявината бавно се върти около центъра си, леко се върти. Забелязваме също, че постепенно се свива, свива се, очевидно, кондензира в същото време.

Гравитацията работи, събирайки частици от мъглявината към центъра. След това въртенето на мъглявината се ускорява. Ако искате да разберете механиката на това явление, спомнете си простия земен пример за фигурист, въртящ се върху лед. Без да прави допълнителен тласък, той ускорява въртенето си само чрез притискане на ръцете, предварително отворени встрани, към тялото. Законът за запазване на импулса работи. Времето минава. Мъглявината се върти все по-бързо. И от това възниква и се увеличава центробежната сила, способна да се бори с гравитацията. Центробежната сила ни е добре позната. Тя, например, "работи" във всеки автобус, когато събори стоящи пътници на остър завой. Борбата на две сили, гравитационната и центробежната, започва в мъглявината, когато нейното въртене се ускори. Гравитацията притиска мъглявината, а центробежната сила се стреми да я надуе, да я счупи. Но гравитацията дърпа частиците към центъра еднакво от всички страни. А центробежната сила липсва на "полюсите" на мъглявината и е най-силно изразена на нейния "екватор". Следователно именно на "екватора" се оказва по-силна от гравитацията и надува мъглявината встрани. Мъглявината, продължавайки да се върти все по-бързо, се сплесква, превръщайки се от топка в плоска „торта“, подобна на спортен диск. Идва момент, когато по външните ръбове на "диска" центробежната сила се балансира и след това надделява над гравитацията. Тук късчетата на мъглявината започват да се разделят. Централната му част продължава да се свива, ускорявайки въртенето си, а все повече и повече парченца, отделни газопрахови облаци, продължават да се отдалечават от външния ръб.

И сега мъглявината придоби съвсем различен вид. В средата огромен тъмен, леко сплескан облак величествено се върти и около него на различни разстояния плуват в кръгови орбити, разположени приблизително в една и съща равнина, малки „сателитни облаци“, които се отделят от него. Да следваме централния облак. Продължава да се сгъстява. Но сега нова сила започва да се бори със силата на гравитацията - силата на налягането на газа. В крайна сметка все повече и повече частици материя се натрупват в средата на облака. Възниква "ужасна стегнатост" и "невероятна тълпа" от частици. Те се втурват, удрят се все по-силно и по-силно. На езика на физиците температурата и налягането се повишават в центъра. Първо става топло, после горещо. Навън не забелязваме това: облакът е огромен и непрозрачен. Топлината не излиза. Но нещо вътре се случи! Облакът спря да се свива. Мощната сила, увеличена от нагряването на налягането на газа, спря работата на гравитацията. Имаше остра миризма на непоносима жега, като от отворите на внезапно отворена печка! В дълбините на черния облак започнаха слабо да проблясват клубове мътни червени пламъци, които се втурват навън. Но става все по-близо и по-ярко. Топката кипи величествено, смесвайки избухналия огън на ядрото с черната мъгла на покрайнините. Жегата ни кара да се отдръпнем още по-назад. Въпреки това, изпускането на горещ газ отслабва устойчивостта на гравитацията. Облакът отново започна да се свива. Температурата в центъра му отново започна да се повишава. Вече е достигнало стотици хиляди градуса! При тези условия веществото дори не може да бъде газообразно. Атомите се разпадат. Веществото преминава в състояние на плазма. Но дори плазмата - неистова тълпа от атомни ядра и електрони - не може да издържи нагряване безкрайно много. Когато температурата му се повиши над 10 милиона градуса, той се „запалва“. Ударите на частиците една срещу друга стават толкова силни, че ядрата на водородните атоми вече не се отскачат едно от друго като топки, а се разбиват, притискат се едно в друго и се сливат едно с друго. Започва "ядрена реакция". За всеки четири водородни ядра се образува едно хелиево ядро. Това освобождава огромна енергия. Такова "ядрено изгаряне" на водород започна в нашата гореща топка. Този "огън" вече е неудържим. Плазмата "бушуваше". Налягането на газа в центъра започна да работи с десетократна сила. Плазмата изтича като пара от котел. С чудовищна сила притиска отвътре външните слоеве на топката и спира падането им към центъра.

Установен е баланс. Плазмата не успява да счупи топката, да разпръсне нейните фрагменти встрани. И гравитацията не успява да наруши налягането на плазмата и да продължи да свива топката. Топката, ослепително светеща в бяло-жълта светлина, премина в стабилна сцена. Той стана звезда. Станете нашето Слънце! Сега той ще бъде в продължение на милиарди години, без да променя размера си, без охлаждане или прегряване, да свети със същата ярка бяло-жълта светлина. Докато целият водород вътре изгори. И когато всичко се превърне в хелий, „подпората“ вътре в Слънцето ще изчезне, ще се свие. От това температурата в червата му отново ще се повиши. Сега е до стотици милиони градуса. Но тогава хелият ще се „запали“, превръщайки се в по-тежки елементи. И компресията спира отново.

Използвайки материала от книгата "Научно-популярна литература" от Ю. И. Коптев и С.А. Никитин, както и други източници, научихме, че:

Слънцето - централното тяло на Слънчевата система, е гореща плазмена топка; Слънцето е най-близката звезда до Земята. Масата на Слънцето е 1,990 "1030 kg. (332958 пъти масата на Земята). 99,866% от масата на Слънчевата система е концентрирана в Слънцето. Слънчевият паралакс е 8,794 ''. Разстоянието от Земята до Слънцето варира от 1,4710 * 10 11 м. (през януари) до

1,5210 10] "m. (през юли), средно 1,4960 10]" m. Това разстояние се счита за една астрономическа единица. Средният ъглов диаметър на Слънцето е 1919,26 ", което съответства на линейния диаметър на Слънцето, равен на 1,392 10 9 m. (109 пъти диаметъра на земния екватор). Средната плътност на Слънцето е 1,41" 1 03 кг/м 3. Ускорението на свободното падане на повърхността на Слънцето е 273,98 m/s 2 . Втората космическа скорост на повърхността на Слънцето е 6,18·10 5 m/sec. Ефективната температура на повърхността на Слънцето, определена според закона за излъчване на Стефан-Болцман, е равна на 5770K от общата радиация на Слънцето. (фиг.2)

Историята на телескопичните наблюдения на Слънцето започва с наблюденията, направени от Г. Галилей през 1611 г.; са открити слънчеви петна, е определен периодът на въртене на слънцето около оста си. През 1843 г. немският астроном г-н Швабе открива цикличността на слънчевата активност. Развитието на методите за спектрален анализ направи възможно изследването на физическите условия на Слънцето. През 1814 г. Й. Фраунхофер открива тъмни абсорбционни линии в спектъра на Слънцето – това поставя началото на изследването на химичния състав на Слънцето. От 1836 г. редовно се провеждат наблюдения на затъмнения на Слънцето, както и на слънчеви изпъкналости. През 1913 г. американският астроном Дж. Хейл наблюдава зеемановото разделяне на линиите на Фраунхофер в спектъра на слънчевите петна и така доказва съществуването на магнитни полета върху Слънцето. До 1942 г. шведският астроном Б. Едлен и други идентифицират няколко линии от спектъра на слънчевата корона с линии от силно йонизирани елементи, доказвайки по този начин високата температура в слънчевата корона. През 1931 г. Б. Лио изобретява слънчев коронограф, който дава възможност да се наблюдават короната и хромосферата без затъмнения. В началото на 40-те години на миналия век е открито радио излъчване от Слънцето. (фиг.3)

Значителен тласък за развитието на слънчевата физика през втората половина на 20 век е развитието на магнитохидродинамиката и физиката на плазмата. След началото на космическата ера изследването на ултравиолетовото и рентгеновото лъчение на Слънцето се извършва по методите на извънатмосферната астрономия с помощта на ракети, автоматични орбитални обсерватории на спътниците на Земята и космически лаборатории с хора на борда. (фиг.4)

Въртенето на Слънцето около оста му се извършва в същата посока като въртенето на Земята, в равнина, наклонена с 715" спрямо равнината на земната орбита (еклиптиката). Скоростта на въртене се определя от видимото движение на различни части в слънчевата атмосфера и чрез изместване на спектралните линии в спектъра на ръба на диска на Слънцето поради ефекта на Доплер. По този начин беше установено, че периодът на въртене на Слънцето не е еднакъв на различни географски ширини .Положението на различни елементи на повърхността на Слънцето се определя с помощта на хелиографски координати, измерени от слънчевия екватор (хелиографска ширина) и от централния меридиан на видимия диск на Слънцето или от някои меридиана, избран за начален (т.н. -наречен меридиан на Карингтън).В този случай се смята, че Слънцето се върти като твърдо тяло.Един оборот спрямо Земята, точките с хелиографска ширина 17 0 правят 27,275 дни (синодичен период) - 25,38 дни. Ъглова скорост ротация j за промени в сидеричното въртене от хелиогра физическа ширина w според закона: w \u003d 14,33 ° - 30 sin 2 j на ден. Линейната скорост на въртене на екватора на Слънцето е около 2000 m/sec.

Слънцето като звезда е типично жълто джудже и се намира в средната част на главната последователност от звезди на диаграмата на Херцшпрунг-Ръсел. Видимата фотовизуална величина на Слънцето е -26,74, абсолютната визуална величина M y е +4,83. Спектралният тип на Слънцето е G2V. Скоростта на движение спрямо съвкупността от най-близките звезди е 19,7 "103 m/s. Слънцето се намира вътре в един от спиралните разклонения на нашата Галактика на разстояние около 10 kpc от нейния център. Периодът на въртене на Слънцето около центъра на Галактиката е на около 200 милиона години. Възрастта на Слънцето е около 5" 109 години. (фиг.5)

Вътрешната структура на Слънцето се определя от предположението, че то е сферично симетрично тяло и е в равновесие. Уравнението за пренос на енергия, законът за запазване на енергията, уравнението на състоянието на идеалния газ, законът на Стефан-Болцман и условията на хидростатично, радиационно и конвективно равновесие, заедно със стойностите на общата осветеност, общата маса и радиуса на Слънцето, определени от наблюдения и данни за химичния му състав, дават възможност за изграждане на модел на вътрешните структури на Слънцето. Смята се, че съдържанието на водород в Слънцето по маса е около 70%, хелий е около 27%, съдържанието на всички останали елементи е около 2,5%. Въз основа на тези предположения се изчислява, че температурата в центъра на Слънцето е 10 "106 K, плътността е около 1,5" 105 kg / m 3, налягането е 3,4 * 10 16. на Слънцето протичат ядрени реакции в недрата на Слънцето. Средното количество енергия, генерирана вътре в Слънцето, е 1,92 erg/g/sec. Освобождаването на енергия се определя от ядрени реакции, при които водородът се превръща в хелий. На Слънцето са възможни две групи термоядрени реакции: т. нар. протонен - ​​протонен (водороден) цикъл и въглероден цикъл (цикълът на Бете). Най-вероятно е на Слънцето да преобладава протон-протонният цикъл, състоящ се от три реакции, при първата от които от водородни ядра се образуват деутериеви ядра (тежък изотоп на водорода, атомна маса 2); във второто от водородните ядра се образуват ядра на хелиев изотоп с атомна маса 3 и накрая в третото от тях се образуват ядра на стабилен хелиев изотоп с атомна маса 4. (фиг. 6)

Преносът на енергия от вътрешните слоеве на Слънцето се осъществява главно чрез поглъщане на електромагнитно лъчение, идващо отдолу, и последващо повторно излъчване. В резултат на понижаване на температурата с разстояние от Слънцето, дължината на вълната на излъчване постепенно се увеличава, пренасяйки по-голямата част от енергията към горните слоеве. Преносът на енергия чрез движение на гореща материя от вътрешните слоеве и охладена вътре (конвенция) играе значителна роля в относително по-високите слоеве, които образуват конвективната зона на Слънцето, която започва на дълбочина около 0,2 слънчеви радиуса и има дебелина около 108 м. Скоростта на конвективните движения нараства с удължаване от центъра на Слънцето и във външната част на конвективната зона достига (2---.5) - 103 m/s. В още по-високи слоеве (в атмосферата на Слънцето) преносът на енергия отново се осъществява чрез радиация. В горните слоеве на слънчевата атмосфера (в хромосферата и короната) част от енергията се доставя от механични и магнитохидродинамични вълни, които се генерират в конвективната зона, но се абсорбират само в тези слоеве. Плътността в горните слоеве е много ниска и необходимото отстраняване на енергия поради радиация и топлопроводимост е възможно само ако кинетичната енергия на тези слоеве е достатъчно висока. И накрая, в горната част на слънчевата корона по-голямата част от енергията се отнася от вещества, отдалечаващи се от Слънцето, така наречения слънчев вятър. Температурата във всеки слой се задава на такова ниво, че енергийният баланс се осъществява автоматично: количеството енергия, внесено поради поглъщането на всички видове радиация, топлопроводимост или движение на материята, е равно на сумата от всички енергийни загуби на слоя.

Общата радиация на Слънцето се определя от осветеността, която създава на повърхността на Земята – около 100 хиляди лукса, когато Слънцето е в зенита си. Извън атмосферата, на средното разстояние на Земята от Слънцето, осветеността е 127 хиляди лукса. Светлинният интензитет на Слънцето е 2,84 "1027 свещи. Количеството енергия, което идва за една минута до място от 1 см 2, поставено перпендикулярно на слънчевите лъчи извън атмосферата на средното разстояние на Земята от Слънцето, е наречена слънчева константа.Мощността на общата радиация на Слънцето е 3,83 "1026 вата, от които около 2" 1017 вата удрят Земята, средната яркост на повърхността на Слънцето (когато се наблюдава извън земната атмосфера) е 1,98 "10 9 nt, яркостта на центъра на слънчевия диск е 2,48" 109 nt. Яркостта на слънчевия диск намалява от центъра към ръба и това намаление зависи от дължината на вълната, така че яркостта на ръба на слънчевата диск за светлина с дължина на вълната 3600A е 0,2 от яркостта на центъра му, а за 5000A е около 0,3 от яркостта на центъра на слънчевия диск край на слънчевия диск Яркостта пада със 100 пъти при по-малко от една секунда от дъгата, така че ръбът на слънчевия диск изглежда много остър.

Спектралният състав на светлината, излъчвана от Слънцето, тоест разпределението на енергията в центъра на Слънцето (след като се вземе предвид влиянието на абсорбцията в земната атмосфера и влиянието на линиите на Фраунхофер), в общи линии съответства на разпределението на енергията в излъчването на черно тяло с температура около 6000K. Въпреки това, в някои части на спектъра има забележими отклонения. Максималната енергия в спектъра на Слънцето съответства на дължина на вълната от 4600A. Спектърът на Слънцето не е непрекъснат спектър, върху който са насложени повече от 20 хиляди абсорбционни линии (линии на Фраунхофер). Повече от 60% от тях са идентифицирани със спектралните линии на известни химични елементи чрез сравняване на дължините на вълната и относителния интензитет на абсорбционната линия в слънчевия спектър с лабораторните спектри. Излъчването на линиите на Фраунхофер дава информация не само за химическия състав на слънчевата атмосфера, но и за физическите условия в онези слоеве, в които се образуват определени абсорбции. Водородът е преобладаващият елемент в Слънцето. Броят на хелиевите атоми е 4-5 пъти по-малък от този на водорода. Броят на атомите на всички останали елементи заедно е поне 1000 пъти по-малък от броя на водородните атоми. Сред тях най-разпространени са кислород, въглерод, азот, магнезий, желязо и др. В спектъра на Слънцето могат да се идентифицират и линии, принадлежащи на някои молекули и свободни радикали:

OH, NH, CH, CO и др.

Магнитните полета на Слънцето се измерват главно от зеемановото разделяне на абсорбционните линии в спектъра на Слънцето. Има няколко вида магнитни полета на Слънцето. Общото магнитно поле на Слънцето е малко и достига сила 1 от този или онзи полярност и се променя с времето. Това поле е тясно свързано с междупланетното магнитно поле и неговата секторна структура. Магнитните полета, свързани със слънчевата активност, могат да достигнат сили от няколко хиляди Oe в слънчевите петна. Структурата на магнитните полета в активните области е много объркваща; магнитните полюси с различна полярност се редуват. Съществуват и локални магнитни области със сила на полето от стотици Oe извън слънчевите петна. Магнитните полета проникват както в хромосферата, така и в слънчевата корона. Магнитогазодинамичните и плазмените процеси играят важна роля на Слънцето. При температура 5000 - 10000 K газът е достатъчно йонизиран, неговата проводимост е висока и поради огромния мащаб на слънчевите явления значението на електромеханичните и магнитомеханичните взаимодействия е много голямо.

Атмосферата на Слънцето се формира от външни слоеве, достъпни за наблюдателите. Почти цялата радиация на Слънцето идва от долната част на атмосферата, наречена фотосфера. На базата на уравненията за пренос на радиационна енергия, радиационното и локално термодинамично равновесие и наблюдавания радиационен поток може теоретично да се изгради модел за разпределение на температурата и плътността с дълбочина във фотосферата. Дебелината на фотосферата е около триста километра, средната й плътност е 3·10 kg/m 3 . Температурата във фотосферата пада при преминаване към повече външни слоеве, средната й стойност е около 6000 К, на границата на фотосферата около 4200 К. Налягането варира от 2 104 до 102 N/m 2 . Наличието на конвекция в субфотосферната зона на Слънцето се проявява в неравномерната яркост на фотосферата, нейните видими гранули, наречени гранулационна структура. Гранулите са светли петна с по-малко кръгла форма. Размерът на гранулите е 150 - 1000 KM, животът е 5 - 10 минути, срезът може да се наблюдава за 20 минути. Понякога гранулите образуват клъстери с размери до 30 хиляди километра. Гранулите са по-ярки от междугрануларните пространства с 20%, което съответства на средна температурна разлика на zook. За разлика от други образувания на повърхността на Слънцето, гранулацията е еднаква на всички хелиографски ширини и по време на слънчева активност. Скоростите на хаотичните движения (турбулентни скорости) в според различни дефиниции са 1 km/s. Във фотосферата са открити квазипериодични осцилаторни движения в радиална посока. Те се появяват на места от r хиляди километра с период от около пет минути и амплитуда на скоростта от порядъка на 500 m/няколко периода на колебания на дадено място избледняват, след което могат да възникнат отново. Наблюденията също така показаха съществуването на клетки, в които движението се извършва в хоризонтална посока от центъра на клетката до нейните граници. Скоростта на такива движения е около 500 м/сек. Размерите на клетките - супергранули са 30 хиляди километра. Позицията на супергранулите съвпада с клетките на хромосферната решетка. На границите на супергранулите се засилва магнитното поле. Предполага се, че супергранулите отразяват конвективни клетки със същия размер на дълбочина от няколко хиляди километра под повърхността. Първоначално се предполагаше, че фотосферата дава само непрекъснато излъчване, а абсорбционните линии се образуват в конюгирания слой, разположен над нея. По-късно беше установено, че във фотосферата се образуват както линеен спектър, така и непрекъснат спектър. Въпреки това, за да се опростят математическите изчисления при изчисляването на спектралните линии, понякога се използва концепцията за реверсиращ слой.

Във фотосферата често се наблюдават слънчеви петна и изригвания. Слънчевите петна са тъмни образувания, обикновено състоящи се от по-тъмна сърцевина (сянка) и заобикалящата я полусянка. Петната са с диаметър до 200 000 километра. Понякога петното е заобиколено от светла граница. Много малки петна се наричат ​​пори. Продължителността на живота на петна е от няколко часа до няколко месеца. В спектъра на петната има дори повече линии и ленти на поглъщане, отколкото в спектъра на фотосферата; той наподобява спектъра на звезда от спектрален тип KO. Изместването на линиите в спектъра на петната поради ефекта на Доплер показва движението на материята в петната - изтичане на по-ниски нива и приток на по-високи нива, скоростите на движение достигат 3 хиляди m/s. сравнения на интензитета на линиите и непрекъснатия спектър от петна и фотосферата при 1000 градуса (4500 К и по-ниски). В резултат на това петната изглеждат тъмни на фона на фотосферата, яркостта на ядрото е 0,2 - 0,5 от яркостта на фотосферата, яркостта на полусяната е около 80% от фотосферата. Всички слънчеви петна имат силно магнитно поле, достигащо хиляди естери за големи петна. Петната обикновено образуват групи, които могат да бъдат еднополярни, биполярни и многополярни по отношение на своето магнитно поле, тоест съдържат много петна с различна полярност, често обединени от обща полусянка. Групи от петна винаги са заобиколени от факли и флокули, в близост до тях понякога се появяват изпъкналости, слънчеви изригвания, а над тях в слънчевата корона се наблюдават образувания под формата на лъчи на шлемове и ветрила - всичко това заедно образува активна област на Слънцето . Средният годишен брой на наблюдаваните слънчеви петна и активни региони, както и средната площ, заета от тях, варира с период от около 11 години.

Това е средна стойност, докато продължителността на отделните цикли на слънчева активност варира от 7,5 до 16 години. Най-големият брой слънчеви петна, едновременно видими на повърхността на Слънцето, се променя повече от два пъти за различни цикли. Повечето петна се намират в така наречените кралски зони, простиращи се от 5 до 30 0 хелиографска ширина от двете страни на слънчевия екватор. В началото на цикъла на слънчевата активност географската ширина на местоположението на петната е по-висока, а в края на цикъла е по-ниска, а на по-високи географски ширини се появяват петна около цикъла. По-често се наблюдават биполярни групи от слънчеви петна, състоящи се от две големи слънчеви петна - главното и следващото слънчево петно, които имат противоположна магнитна полярност, и няколко малки слънчеви петна. Главните точки имат една и съща полярност през целия цикъл на слънчева активност, тези полярности са противоположни в северното и южното полукълбо на Слънцето. Очевидно петната са вдлъбнатини във фотосферата и плътността на материята в тях е по-малка от плътността на материята във фотосферата на същото ниво.

В активните области на Слънцето се наблюдават факули - ярки фотосферни образувания, видими в бяла светлина главно близо до ръба на слънчевия диск. Обикновено факулите се появяват преди слънчевите петна и се запазват известно време, след като са изчезнали. Площта на местата на факела е няколко пъти по-голяма от площта на съответната група слънчеви петна. Броят на факлите на слънчевия диск зависи от фазата на цикъла на слънчевата активност. Факулите имат максимален контраст (18%) близо до ръба на слънчевия диск, но не и в самия край. В центъра на слънчевия диск факлите са практически невидими, контрастът им е много малък. Факулите имат сложна влакнеста структура, контрастът им зависи от дължината на вълната, при която се правят наблюдения. Температурата на факлите е няколкостотин градуса по-висока от температурата на фотосферата, общото излъчване от един квадратен сантиметър надвишава фотосферното с 3%. Очевидно факулите се издигат малко над фотосферата. Средната продължителност на тяхното съществуване е 15 дни, но може да достигне почти три месеца.

Над фотосферата има слой от слънчевата атмосфера, наречен хромосфера. Без специални телескопи хромосферата се вижда само по време на пълно слънчево затъмнение като розов пръстен, обграждащ тъмния диск в онези моменти, когато Луната напълно покрива фотосферата. Тогава може да се наблюдава спектърът на хромосферата. На ръба на слънчевия диск хромосферата изглежда на наблюдателя като неравна ивица, от която излизат отделни зъби от хромосферни спикули. Диаметърът на спикулите е 200 километра, височината е около 10 000 километра, а скоростта на издигане на плазмата в спикулите е до 30 km/sec. В същото време на Слънцето съществуват до 250 хиляди спикули. Когато се наблюдава в монохроматична светлина, на слънчевия диск се вижда ярка хромосферна решетка, състояща се от отделни възли - малки, с диаметър до 1000 km, и големи, с диаметър от 2000 до 8000 km. Големите възли са струпвания от малки. Размерът на клетките на мрежата е 30 хиляди километра. Смята се, че спикулите се образуват на границите на клетките на хромосферната мрежа. Плътността в хромосферата намалява с увеличаване на разстоянието от центъра на Слънцето. Броят на атомите в един кубичен сантиметър варира от 10 15 близо до фотосферата до 10 9 в горната част на хромосферата. Изследването на спектрите на хромосферата доведе до заключението, че в слоя, където се осъществява преходът от фотосферата към хромосферата, температурата преминава през минимум и с увеличаване на височината над основата на хромосферата става равна на 8 хиляди Келвин, а на височина от няколко хиляди километра достига 15 хиляди Келвин. Установено е, че в хромосферата има хаотично движение на газообразни маси със скорости до 15·10 3 m/sec. В хромосферата на факулите в активните области се виждат ярки образувания, обикновено наричани флокули. В червената линия на водородния спектър се виждат тъмни образувания, наречени нишки. На ръба на слънчевия диск нишките излизат отвъд диска и се наблюдават на фона на небето като ярки издатини. Най-често нишките и изпъкналостите се намират в четири зони, разположени симетрично спрямо слънчевия екватор: полярни зони на север от +40 0 и южно от -40 0 хелиографска ширина и зони с ниска ширина близо до 30 0 в началото на цикъла на слънчевата активност и 17 0 в края на цикъла. Нишките и изпъкналостите на зоните с ниска ширина показват добре дефиниран 11-годишен цикъл; техният максимум съвпада с максимума на слънчевите петна. В изпъкналостите на високи ширини зависимостта от фазите на цикъла на слънчевата активност е по-слабо изразена, максимумът настъпва две години след максимума на слънчевите петна. Нишките, които са тихи изпъкналости, могат да достигнат дължината на слънчевия радиус и да съществуват за няколко оборота на Слънцето. Средната височина на изпъкналостите над повърхността на Слънцето е 30 хиляди километра, средната дължина е 200 хиляди километра, а ширината е 5 хиляди километра. Според изследванията на А. Б. Северни всички издатини могат да бъдат разделени на 3 групи според естеството на тяхното движение: електромагнитни, при които движенията се извършват по подредени извити траектории - линии на магнитно поле; хаотични, при които преобладават неупорядочени турбулентни движения (скорости от порядъка на 10 km/sec); изригване, при което материята с първоначално тихо изпъкване с хаотични движения внезапно се изхвърля с нарастваща скорост (достигаща 700 km/sec) далеч от Слънцето. Температурата в изпъкналостите (нишките) е 5 хиляди Келвина, плътността е близка до средната плътност на хромосферата. Нишките, които са активни, бързо променящи се изпъкналости, обикновено се променят силно за няколко часа или дори минути. Формата и естеството на движенията в протуберациите са тясно свързани с магнитното поле в хромосферата и слънчевата корона.

Слънчевата корона е най-външната и най-разредената част от слънчевата атмосфера, която се простира върху няколко (повече) слънчеви радиуса. До 1931 г. короната може да се наблюдава само по време на пълно слънчево затъмнение под формата на сребристо-перлен блясък около Слънцето, покрито от Луната. Детайлите от структурата му се открояват добре в короната: шлемове, ветрила, коронални лъчи и полярни четки. След изобретяването на коронографа слънчевата корона започва да се наблюдава извън затъмненията. Общата форма на короната се променя с фазата на цикъла на слънчевата активност: в годините на минимум короната е силно издължена по екватора; в годините на максимум тя е почти сферична. При бяла светлина повърхностната яркост на слънчевата корона е милион пъти по-малка от яркостта на центъра на слънчевия диск. Неговото сияние се образува главно в резултат на разсейване на фотосферната радиация от свободни електрони. Почти всички атоми в короната са йонизирани. Концентрацията на йони и свободни електрони в основата на короната е 10 9 частици на 1 cm 3 . Нагряването на короната се извършва подобно на нагряването на хромосферата. Най-голямото освобождаване на енергия се случва в долната част на короната, но поради високата топлопроводимост короната е почти изотермична - температурата пада навън много бавно. Изтичането на енергия в короната става по няколко начина. В долната част на короната основна роля играе пренасянето на енергия надолу поради топлопроводимостта. Загубата на енергия е причинена от бягството на най-бързите частици от короната. Във външните части на короната по-голямата част от енергията се отнася от слънчевия вятър - поток от коронарен газ, чиято скорост се увеличава с разстояние от Слънцето от няколко km/sec на повърхността му до 450 km/sec. на разстояние от Земята. Температурата в короната надвишава 10 6 К. В активните слоеве на короната температурата е по-висока - до 10 7 К. Над активните области могат да се образуват т. нар. коронални кондензации, в които концентрацията на частиците се увеличава десетократно. Част от радиацията вътре в короната са радиационните линии на многократно йонизирани атоми на желязо, калций, магнезий, въглерод, сяра и други химични елементи. Те се наблюдават както във видимата част на спектъра, така и в ултравиолетовата област. В слънчевата корона се генерира слънчево радио излъчване в метровия диапазон и рентгеново излъчване, което се усилва многократно в активните области. Изчисленията показват, че слънчевата корона не е в равновесие с междупланетната среда. Потоците от частици се разпространяват от короната в междупланетното пространство, образувайки слънчевия вятър. Между хромосферата и короната има относително тънък преходен слой, в който температурата се повишава рязко до стойности, характерни за короната. Условията в него се определят от потока на енергия от короната в резултат на топлопроводимост. Преходният слой е източникът на по-голямата част от ултравиолетовото лъчение на Слънцето. Хромосферата, преходният слой и короната осигуряват цялото наблюдавано радио излъчване от Слънцето. В активните области се променя структурата на хромосферата, короната и преходния слой. Тази промяна обаче все още не е добре разбрана.(3)

В активните области на хромосферата се наблюдават внезапни и относително краткосрочни увеличения на яркостта, които се виждат едновременно в много спектрални линии. Тези ярки образувания съществуват от няколко минути до няколко часа. Те се наричат ​​слънчеви изригвания (предишното име е хромосферни изригвания). Изригванията се виждат най-добре в светлината на водородната линия, но най-ярките понякога се виждат в бяла светлина. В спектъра на слънчевото изригване има няколкостотин емисионни линии от различни елементи, неутрални и йонизирани. Температурата на онези слоеве на слънчевата атмосфера, които светят в хромосферните линии (1 -) · 10 4 K, в по-високите слоеве - до 10 7 K. Плътността на частиците в пламъка достига 10 13 - 10 14 В един куб. сантиметър. Площта на слънчевите изригвания може да достигне 10 15 m 2 . Обикновено слънчевите изригвания се появяват в близост до бързо развиващи се групи слънчеви петна със сложни магнитни полета. Те са придружени от активиране на влакна и флокули, както и отделяне на материя. По време на светкавица се отделя голямо количество енергия (до 10 21 - 10 25 джаула). Предполага се, че енергията на слънчевото изригване първоначално се съхранява в магнитно поле и след това бързо се освобождава, което води до локално нагряване и ускоряване на протони и електрони, причинявайки по-нататъшно нагряване на газа, неговото сияние в различни части на електромагнитното излъчване спектъра и образуването на ударна вълна. Слънчевите изригвания дават значително увеличение на ултравиолетовата радиация на Слънцето, придружени са от изблици на рентгенови лъчи (понякога много мощни), изблици на радиоизлъчване и изхвърляне на високоенергийни частици до 10 10 eV. Понякога рентгенови емисии се наблюдават дори без усилване на сиянието в хромосферата. Някои изригвания (те се наричат ​​протонни) са придружени от особено силни потоци от енергийни частици от космически лъчи със слънчев произход. Протонните светкавици представляват опасност за астронавтите по време на полет, тъй като енергийните частици, сблъсквайки се с атомите на корпуса на кораба, генерират рентгеново и гама лъчение, понякога в опасни дози.

Глава II. 1-годишен цикъл на слънчева активност и неговите причини

Нивото на слънчева активност (броят на активните области и слънчевите петна, броя и мощността на слънчевите изригвания и др.) се променя с период от около около 11 години. Наблюдават се и слаби флуктуации в големината на максимумите на 11-годишния цикъл с период от около 90 години. На Земята 11-годишният цикъл може да се проследи в редица явления от органична и неорганична природа (смущения на магнитното поле, полярни сияния, йоносферни смущения, промени в скоростта на растеж на дърветата с период от около 11 години, установено чрез редуване на дебелината на годишните пръстени и др.). Наземните процеси също се влияят активно от отделни активни области на Слънцето и краткотрайни, но понякога много мощни изригвания, възникващи в тях. Времето на съществуване на отделна магнитна област на Слънцето може да достигне една година. Смущенията, причинени от този регион в магнитосферата и горната атмосфера на Земята, се повтарят след 27 дни (с период на въртене на Слънцето, наблюдаван от Земята). Най-мощните прояви се появяват нередовно (по-често близо до периоди на максимална активност), тяхната продължителност е 5 минути, рядко няколко часа. Енергията на хромосферното изригване може да достигне 10 25 джаула, от енергията, освободена по време на изригването, само 1% се дължи на електромагнитното излъчване в оптичния обхват. В сравнение с общата слънчева радиация в оптичния обхват, енергията на изригването не е голяма, но късовълновото излъчване и електроните, генерирани по време на изригвания, а понякога и слънчевите космически лъчи, могат да имат значителен принос за рентгеновите и корпускулярните лъчи. радиация на Слънцето. В периоди на повишена слънчева активност нейното рентгеново излъчване се увеличава два пъти в диапазона от 30 nm, 3 пъти в диапазона от 10 nm, повече от сто пъти в диапазона от 1 - 0,2 nm. С намаляване на дължината на вълната на радиация приносът на активните области към общата радиация на Слънцето нараства и в последния от посочените диапазони практически цялото излъчване се дължи на активни области. Твърдите рентгенови лъчи с дължина на вълната по-малка от 0,2 nm се появяват в спектъра на Слънцето само за кратко време след изригвания.

В ултравиолетовия диапазон (дължина на вълната 180 nm) радиацията на Слънцето за 11-годишен цикъл се променя само с 1%, а в диапазона от 290 nm остава почти постоянна и възлиза на 3,6. 10 26 вата.

Постоянството на получената от Земята енергия от Слънцето осигурява стационарността на топлинния баланс на Земята. Слънчевата активност не оказва значително влияние върху енергията на Земята като планета, но отделните компоненти на хромосферните изригвания могат да окажат значително влияние върху много физически, биофизични и биохимични процеси на Земята.

Активните области са мощен източник на корпускулярно лъчение. Частици с енергия от около 1 keV (предимно протони), разпространяващи се по силовите линии на междупланетното магнитно поле от активни области, усилват слънчевия вятър. Тези усилвания (пориви) на слънчевия вятър се повтарят след 27 дни и се наричат ​​повтарящи се. Подобни потоци, но с още по-голяма енергия и плътност, възникват по време на изригвания. Те предизвикват т. нар. спорадични смущения на слънчевия вятър и достигат до Земята през интервали от време от 8 часа до 2 дни. Високоенергийни протони (от 100 MeV до 1 GeV) от много силни "протонни" проблясъци и електрони с енергия 10 keV, които са част от слънчевите космически лъчи, идват на Земята десетки минути след проблясъците; малко по-късно идват онези от тях, които са попаднали в „капаните“ на междупланетното магнитно поле и се движат заедно със слънчевия вятър. Късовълновата радиация и слънчевите космически лъчи (на високи географски ширини) йонизират земната атмосфера, което води до колебания в нейната прозрачност в ултравиолетовия и инфрачервения диапазон, както и до промени в условията за разпространение на къси радиовълни (в някои случаи се наблюдават смущения в радиокомуникациите).

Увеличаването на слънчевия вятър, причинено от изригването, води до компресия на магнитосферата на Земята от слънчевата страна, увеличаване на токове по външната й граница, частично проникване на частици от слънчевия вятър в дълбините на магнитосферата, попълване на радиационните пояси на Земята от високоенергийни частици и др. Тези процеси са придружени от колебания в интензивността на геомагнитното поле (магнитна буря), сияния и други геофизични явления, които отразяват общото смущение на земното магнитно поле. Въздействието на активните процеси върху Слънцето (слънчеви бури) върху геофизичните явления се осъществява както чрез късовълнова радиация, така и чрез магнитното поле на Земята. Очевидно тези фактори са и основните за физикохимичните и биологичните процеси. Все още не е възможно да се проследи цялата верига от връзки, водещи до 11-годишната периодичност на много процеси на Земята, но натрупаният обширен фактически материал не оставя никакво съмнение за съществуването на такива връзки. Така е установена корелация между 11-годишния цикъл на слънчева активност и земетресенията, добивите, броя на сърдечно-съдовите заболявания и др. Тези данни сочат за постоянното действие на слънчево-земните връзки.

Използвайки данните на астрономическата обсерватория в Тбилиси, ние се опитахме да изградим ясна картина на промяната в слънчевата активност през периодаот 1655г до 1944г и разбрах, че:

Наблюденията на Слънцето се извършват с малки до средни рефрактори и големи отразяващи телескопи, където по-голямата част от оптиката е неподвижна и слънчевите лъчи се насочват към хоризонталата или кулата на телескопа с помощта на едно или две движещи се огледала. Създаден е специален тип слънчев телескоп, незатъмняващият коронограф. Вътре в коронографа Слънцето е затъмнено от специален непрозрачен екран. В коронографа количеството разсеяна светлина е многократно намалено, така че най-външните слоеве на слънчевата атмосфера могат да се наблюдават извън затъмнението. Слънчевите телескопи често са оборудвани с теснолентови оптични филтри, които позволяват да се правят наблюдения в светлината на една спектрална линия. Създадени са и филтри с неутрална плътност с променлива прозрачност по радиуса, което прави възможно наблюдението на слънчевата корона на разстояние от няколко слънчеви радиуса. Обикновено големите слънчеви телескопи са оборудвани с мощни спектрографи с фотографско или фотоелектрическо записване на спектрите. Спектрографът може да има и магнитограф, инструмент за изследване на зеемановото разделяне и поляризация на спектралните линии и определяне на величината и посоката на магнитното поле на Слънцето. Необходимостта да се елиминира разтърсващият ефект на земната атмосфера, както и изследването на слънчевата радиация в ултравиолетовите, инфрачервените и някои други спектрални области, които се поглъщат в земната атмосфера, доведоха до създаването на орбитални обсерватории извън атмосферата, които дават възможност за получаване на спектри на слънцето и отделни образувания на повърхността му извън земната атмосфера.

От време на време в слънчевата атмосфера се появяват активни зоничийто брой се променя редовно със среден цикъл от около 11 години.

За появата на активен регион свидетелства слънчеви петна,наблюдавани във фотосферата. Те се появяват под формата на малки черни точки - пори. За няколко дни порите се превръщат в големи тъмни образувания. Петното обикновено е заобиколено от по-малко тъмна пенумбра, състояща се от радиално удължени вени. Петното изглежда като "дупка" на повърхността на Слънцето, но толкова голяма, че можете свободно да хвърлите в нея "топка" с размерите на Земята.

Ако наблюдавате Слънцето от ден на ден, то по движението на петната можете да сте сигурни, че то се върти около оста си и след около 27 дни това или онова петно ​​отново се връща на почти същото място на слънчевия диск. На различни географски ширини скоростта на въртене на Слънцето е различна, близо до екватора въртенето е по-бързо и по-бавно в близост до полюсите.

Преди появата на петна се появява регион в малка част от фотосферата - факла,най-добре се наблюдава на ръба на слънчевия диск. Изригванията са с няколкостотин Келвин по-горещи от фотосферата. Атмосферата над факелите също е по-гореща и по-плътна. Петната винаги са заобиколени от факули, които са почти невидими в централната част на слънчевия диск. Тъй като факлата расте в активната област, магнитното поле постепенно се увеличава, особено в определена малка област, където впоследствие може да се образува петно. Петната имат силно магнитно поле, което спира всяко движение на йонизирания газ. Следователно в областта на петното под фотосферата обикновената конвекция спира и по този начин спира допълнителното пренасяне на енергия от по-дълбоките слоеве навън. Температурата на петното се оказва с около 1000 К по-ниска от тази на заобикалящата го фотосфера, на фона на която то изглежда тъмно. Появата на факлата също се обяснява с магнитното поле, но само по-слабо. Когато не е в състояние да спре конвекцията, се инхибира само хаотичната природа на движенията на издигащите се газови струи в конвективната зона. Следователно в струята горещите газове се издигат по-лесно от дълбините и го правят по-ярък от заобикалящата го фотосфера.

Размерът и местоположението на активната зона на слънчевите петна и шлейфове са тясно свързани с конвективната зона: сянката на отделно слънчево петно ​​покрива една или повече клетки от междинния слой на конвективната зона, разположени, като правило, в възли (пресечни точки на граници) на гигантските клетки от най-дълбокия слой. Обикновено петна се появяват в цели групи, от които се открояват двенай-големите петна - едното на източния, а другото на западния край на групата, които имат противоположна полярност на магнитното поле. Такива групи петна се наричат биполярно.Площта, заета от цялата биполярна група, съвпада по размер с гигантската клетка на конвективната зона.

Много много интересни явления се наблюдават в хромосферата и короната над активната област.

Те включват хромосферни отблясъци и изпъкналости (фиг. 9).

Мига- един от най-бързите процеси на Слънцето. Обикновено те започват с факта, че след няколко минути яркостта в даден момент в активната област, особено в лъчите, излъчвани от водородни атоми и калциеви йони, се увеличава значително. Имаше много силни светкавици, които по яркост надхвърляха ослепителната фотосфера. След запалване в продължение на няколко десетки минути сиянието постепенно отслабва, до първоначалното състояние. Светкавиците възникват поради специални промени в магнитните полета, водещи до внезапно компресиране на хромосферната материя (фиг. 10) Получава се нещо подобно на експлозия и се образува насочен поток от много бързо заредени частици и космически лъчи. Този поток, преминавайки през короната, увлича със себе си плазмени частици; частиците вибрират и излъчват радиовълни.

Малка площ, заета от светкавица (само няколкостотин хиляди квадратни километра), създава много мощна радиация. Състои се от рентгенови лъчи, ултравиолетови и видими лъчи, радиовълни, бързи частици (корпускули), движещи се със скорост от хиляди километри в секунда, и космически лъчи. Всички тези видове радиация оказват силно влияние върху земната атмосфера, особено върху нейните горни слоеве.

Ултравиолетовите и рентгеновите лъчи са първите, които достигат до Земята, преди всичко горните, йонизирани слоеве на нейната атмосфера – йоносферата. Разпространението на радиовълните и чуваемостта на радиопредаванията зависят от състоянието на земната йоносфера. Под въздействието на слънчевите ултравиолетови и рентгенови лъчи йонизацията на йоносферата се увеличава. В долните му слоеве късите радиовълни започват да се поглъщат силно. Поради това има избледняване на чуваемостта на радиопредавания на къси вълни. В същото време йоносферата придобива способността да отразява по-добре дългите радиовълни. Следователно, по време на изригване на Слънцето, можете да откриете внезапно увеличаване на чуваемостта на далечна радиостанция, работеща на дълга дължина на вълната.

Потокът от частици - частици достига до Земята приблизително само ден след избухването на епидемията на Слънцето. „Пробутвайки“ през слънчевата корона, корпускулярният поток издърпва материята си в дълги лъчи, характерни за нейните структури.

В близост до Земята потокът от частици се среща с магнитното поле на Земята, което не пропуска заредените частици. Трудно е обаче да спрете частиците, които се втурват с огромна скорост. Те пробиват бариерата и сякаш магнитните силови линии, обграждащи земното кълбо, се притискат. От това на земята възниква така наречената магнитна буря, състояща се в бързи и неправилни промени в магнитното поле. По време на магнитни бури стрелката на компаса се колебае произволно и е невъзможно да се използва.

Приближавайки се до Земята, потокът от слънчеви частици се разбива в слоевете от много бързо заредени частици, обграждащи Земята, които образуват радиационните пояси. След преминаване на тези пояси, някои слънчеви частици проникват по-дълбоко в горните слоеве на атмосферата и предизвикват много красиви въздушни сияния - сияния.

Така изригванията на Слънцето водят до важни последствия и са тясно свързани с различни явления, случващи се на Земята. Интересни явления се срещат и в короната над активната област. Понякога материалът на короната започва да свети ярко и можете да видите как нейните потоци се втурват в хромосферата. Тези гигантски облаци от горещи газове, дълги десетки хиляди километри, се наричат изпъкналости. (фиг.9 ) изпъкналости удивлявайте с разнообразие от форми, богата структура, сложни движения на отделни възли и внезапни промени, които се заменят с дълги периоди на спокойно съществуване. Изпъкналостите са по-плътни и по-студени от заобикалящата корона и имат същата температура като хромосферата. Магнитните полета влияят върху появата и движението на изпъкналости. Очевидно тези полета са основната причина за всички активни явления, възникващи в слънчевата атмосфера.

Цикличността на слънчевата активност е свързана с магнитни полета. Лесно се забелязва, ако броите петната на Слънцето ден след ден. В началото на цикъла няма никакви петна или почти никакви. Тази ера се нарича минимум.Тогава петната се появяват далеч от слънчевия екватор. Постепенно броят им, както и броят на биполярните групи се увеличават и петната се появяват все по-близо до екватора. След 3-4 години идва максимумслънчеви петна, характеризиращи се с най-голям брой активни образувания на Слънцето. След това слънчевата активност намалява и след около 11 години е минимум.

През целия цикъл на слънчева активност се запазва една и съща последователност на полярността на биполярните групи и обратната в северното и южното полукълбо на Слънцето. Така например, ако в северното полукълбо през целия цикъл всички западни петна от групите (наречени водещи) имат северен полярност, то източните петна (опашните) имат южна полярност. В южното полукълбо е точно обратното. В следващия цикъл последователността на полярностите задължително се обръща.

Периодичността на слънчевата активност все още е завладяваща мистерия на Слънцето.

Едва през последните години е възможно да се подходи към неговото решение. Очевидно това е свързано със сложното взаимодействие на йонизираната материя на Слънцето и общото му магнитно поле. Резултатът от това взаимодействие е периодично увеличаване на магнитните полета, което води до появата на слънчеви петна и други активни образувания.

Слънцето е една от безбройните звезди, самосветещи се, горещи газови топки. Следователно, изучавайки Слънцето, ние научаваме процесите, които трябва да се случват и при много други звезди, които поради своята отдалеченост все още са недостъпни за такова подробно изследване.

Глава IV. Експериментална част.

Изучавайки поведението на Слънцето през последните години и свързвайки наличието на слънчеви петна с единадесетгодишния цикъл на слънчева активност, изчислих площта на едно от слънчевите петна на Слънцето. Изчислението изисква допълнителни данни за позиционния ъгъл и географската ширина на централния слънчев диск.

За да използвате ортографска мрежа, е необходимо да знаете позиционния ъгъл β и геометричната ширина β o на центъра на слънчевия диск. Тези данни са налични в астрономическия календарен годишник.

Позиционният ъгъл P, измерен от централната точка, е ъгълът, който определя позицията на проекцията.

Нека изчислим площта на петното: α n = 0,2 mm

D s \u003d 12800 км.

R c \u003d 109 R s

R = s 6400 км

R = снимка 5 см

R n \u003d 0,1 мм (изображение)

R s - R s (снимка)

R n – R n (снимка)

R= Р от * Р П от - 109 * Rz * 0,1 = 109 * 6400 =1395, 2 км

н

Р сисобр 50 500

R n = 0,218 R s

Това място е 20 пъти по-голямо от радиуса на Земята.

S = pR 2 = s, 14 (0,22R s )2=0,222(3, 14 R 2 s) =0,22 2 S s =0,05 S s Sn=0,05 3,14 6400 2 =643 10 4 (KM 2 )

Сега нека дефинираме слънчевата активност. Определя се от 1748 г. по броя на петната. Wolf въведе число за определяне на петната, което се нарича числото на Wolf:

W=K(f + 10q)

K е число, характеризиращо способността на телескопа f е броят на петната; q е броят на спот групите.

q=2 W=7+ 10 2=27 f =7

Пик≈200 точки

За определяне на слънчеви петна, като се вземат предвид числата на Вълк от 1940 - 2005 г. изградихме графика.[l]

Графиката показва върховете и спадовете, наблюдавани след единадесет години. През 2005г броят на слънчевите петна поради висока слънчева активност трябва да достигне своя връх при около 200 слънчеви петна.

Анализирайки лабораторните данни, построих графика на слънчевите петна, като вземам предвид числото на Волф от 1850-1940 г. И графика, показваща епохата на минималния цикъл на слънчева активност от 80-90-годишния цикъл за 1632-1947 г. според Гинзбург.

Заключение.

Изследванията в тази област на астрофизика са много важни.

Първо, експериментално беше открит феноменът на модулиране на космическите лъчи от слънцето, който не беше предвиден от теорията. Второ, изследванията на 11-годишния цикъл на слънчева активност са свързани със слънчевите изригвания и с различни явления, случващи се на Земята. Тези изследвания позволяват да се анализират явленията на затопляне на Земята и спадането на температурите с определена периодичност. Въз основа на тези изследвания може да се предположи, че затоплянето на планетата е свързано с период на повишена слънчева активност. През последните 2 години наблюдаваме постепенно намаляване на слънчевата активност, затоплянето на Земята ще бъде значително по-ниско, отколкото в предишни години, когато Слънцето беше в своя пик.

По този начин възможностите на експерименталната астрофизика са много важни както за изследване и изследване на уникални мощни явления, така и за радиационната история на Слънчевата система и галактиката като цяло.

Списък на използваната литература

1. Гинзбург V.L., Syrovsky S.I., „Произходът на космическите лъчи и слънчевите вариации“ // Москва, 1963.

2. Гинзбург В. Л., „Изследване на 11-годишния цикъл на слънчевата активност” // Москва, 1968.

Дорман Л.И. "Вариации на космическите лъчи и изследване на космоса" // Москва, 1969. 4. Дорман Л.И., Мирошниченко Л.И. "Слънчеви космически лъчи" // Москва, 1968 г.

5. Дорман Л.И., Смирнов В.С., Тясто М.И. "Космически лъчи в магнитното поле на Земята" // Москва, 1971.

Коптев Ю.И., Никитин С.А. Колекция. Научно-популярна литература // Москва, 1987.

Климишин И.А. "Астрономия на нашите дни" // Москва, 1976.

Наблюдението на Слънцето се извършва от появата на самия човек, но с развитието на технологиите все повече и повече човечеството се доближава до разбирането на неговата природа. Появата на телескопа през 17-ти век доведе до откриването на слънчеви петна - напълно неочаквано явление по това време, тъй като Слънцето се смяташе за вид идеал, който не може да има никакви недостатъци, особено петна. Въпреки големите съмнения относно съществуването на петна на Слънцето, един от техните откриватели, Галилео Галилей, започва да наблюдава петната. Това доведе до факта, че се открива периодична промяна в техния брой. Така че най-големият брой слънчеви петна се наблюдава приблизително на всеки 11 години.

Тоест, в някакъв момент, когато броят на слънчевите петна достигне максималния брой, се нарича година на максимални слънчеви петна. След максимума започва намаляване на броя на слънчевите петна и средно след шест години може да се наблюдава минимален брой слънчеви петна. След това броят им отново започва да нараства.

За да се следят слънчевите цикли, се приемаше, че максимумът, наблюдаван през 1761 г., е максимумът на първия цикъл на Слънцето.

Във връзка с циклите на Слънцето се наблюдават периодични изменения и в други слънчеви явления. Те включват други обекти, които възникват на Слънцето - флокули, факли и изпъкналости. Флокулите са ярки и плътни влакнести образувания в един от слоевете на Слънцето - хромосферата. Изригванията са ярки полета, които обикновено заобикалят слънчевите петна. Броят и на двата наблюдавани обекта варира по същия начин като броя на слънчевите петна и през едни и същи години достига максимум и минимум.

Друго явление, което също има 11-годишен период, са протуберанцата – лъчи от слънчева материя, които се издигат над повърхността на звезда и са в това положение за известно време поради влиянието на магнитното поле на Слънцето. Въпреки това, за разлика от флокулите и факулите, най-голям брой изпъкналости се наблюдават не в годините на слънчевия максимум, а 1-2 години преди това.

Друг феномен, който, както се оказа, се променя с 11-годишен период, е формата на слънчевата корона - външния слой на Слънцето, който може да се наблюдава частично без специални инструменти, като се покрие нашата звезда пред кръгъл обект, например монета. В годините на максимум той има най-голямо развитие и многобройните му лъчи и струи се разминават във всички посоки, образувайки сияние на приблизително заоблени очертания. През минималните години се оказва, че се състои само от два ограничени лъча, разпространяващи се в равнината на екватора.

Във връзка с периодизацията на наблюдаваните по-горе явления, които въпреки че имат еднакъв период, се различават по годините си на максимум/минимум, е прието да се говори не за единадесетгодишен период на петна, а за единадесетгодишен период на слънчева активност. Под това разбираме както съвкупността от образувания и явления, наблюдавани на Слънцето, така и неизвестната за нас причина, която ги принуждава периодично да се променят.

Причина за циклите на слънцето

Въпреки че слънчевите явления несъмнено се променят периодично, 11 години са средно средно от такъв период, който може да варира от 7 до 17 години.

Известно е, че Слънцето влияе не само върху осветеността и температурата на Земята, но и върху нейното магнитно поле. Така че понякога можете да наблюдавате неправилни, сякаш произволни, колебания на стрелката в една или друга посока. В различните дни достигат различни размери. Има дни, когато амплитудата на флуктуациите е толкова значителна, че колебанията могат да се наблюдават дори с обикновен компас. Такива бързи промени в земния магнетизъм се наричат ​​магнитни бури. Енергията на магнитните бури понякога дори е в състояние да причини аварии в електрическите мрежи.

Ако изчислим броя на магнитните бури за всяка година и след това начертаем хода на годишния брой бури във времето, получаваме крива с редуващи се максимуми след 11 години. На тази графика I са амплитудите на дневните флуктуации в деклинацията на магнитната стрелка, II са амплитудите на дневните колебания в хоризонталната компонента на магнитното поле, III са относителният брой на слънчевите петна.

диаграма на слънчевия цикъл

Така причината, която предизвиква периодизацията на слънчевите петна, периодично влияе и върху промяната в магнетизма на Земята. Освен това беше отбелязано, че магнитна буря възниква най-често след преминаване на група от големи и бързо развиващи се петна през средата на видимото полукълбо на Слънцето.

По-късно се забелязва и 11-годишна периодичност в броя на полярните сияния и някои други явления, случващи се в земната атмосфера. Прави впечатление, че тези промени на Земята изостават от съответните явления на Слънцето с около 1-2 дни. Тъй като слънчевата светлина достига до Земята за 8 минути, причината за периодизацията на тези явления на Земята не е свързана с нея.

Във връзка с развитието на технологиите през 1908 г. американският астроном Джордж Хейл открива магнитното поле на Слънцето. По-нататъшното му изследване доведе до факта, че именно магнитното поле на нашата звезда, както и неговите промени, причиняват описаните по-горе явления.

Периодизация на магнитното поле на Слънцето

Изследването на връзката между магнитното поле на Слънцето и феномена на слънчевите петна доведе до следния извод: петната се появяват в резултат на „проникване“ в горните слоеве на Слънцето от магнитни линии. По-нататъшното изследване на природата на други слънчеви явления и образувания също позволи да се открие връзката между тези явления и промените в слънчевото магнитно поле. Скоро едно подробно изследване на самото магнитно поле и неговите силови линии доведе до следната картина на неговата динамика.

В началото на магнитния цикъл на Слънцето, което е средата на цикъла на слънчевите петна, има магнитно поле от някаква форма, чиито силови линии постепенно се „навиват“ на повърхността на нашата звезда поради факта, че екваториалните области се въртят по-бързо от полярните. С течение на времето те се „заплитат“ и в даден момент започват да проникват в повърхността на Слънцето в много точки, които обикновено се намират по-близо до екватора. Именно в този момент се наблюдава максималният брой слънчеви петна, по-голямата част от които са разположени по-близо до екватора. Така се образуват петна в резултат на проникване на магнитни линии в горните слоеве на Слънцето.

Освен това част от магнитното поле като че ли се откъсва и изхвърля от Слънцето, влачейки със себе си част от звездната материя, която се състои главно от заредени частици. Този поток от заредени частици се нарича слънчев вятър, което впоследствие води до промени в природните явления на Земята. След „отделянето” от магнитното поле на част от него настъпва така наречената промяна в посоката на азимуталното поле, тоест магнитното поле се „преобръща” сякаш. Това е краят на 11-годишния цикъл на слънчевото магнитно поле и средата на цикъла на слънчевите петна. Така пълен слънчев цикъл е около 22 години, след което магнитното поле на Слънцето се връща в първоначалното си положение.

Според модел, наречен слънчево динамо, нашата звезда независимо генерира магнитно поле в резултат на осесиметричното въртене на различните й слоеве, които са представени като плазма, която по дефиниция има заряд.

Магнитното поле на слънцето

Други слънчеви цикли

В допълнение към 11-годишния и 22-годишния слънчев цикъл се наблюдават и други периодични промени в слънчевата активност. Така например слънчевите максимуми и минимуми също показват флуктуации във вековна скала, която се нарича "цикъл на Глайзберг" и има период от 70 - 100 години. Съществува и двустогодишен слънчев цикъл („цикъл на Зюс“ или „цикъл на де Фриз“), чийто минимум се нарича „глобален“ и се определя като забележимо намаляване на слънчевата активност в продължение на десетки години веднъж на всеки два века.

Прави впечатление, че по време на "глобалните минимуми" се наблюдава не само намаляване на броя на слънчевите петна, но и значително охлаждане на Земята. Най-известният такъв период е Минимумът на Маундер (1645-1715), през който е продължила т. нар. „Малка ледникова епоха”. Не е открита недвусмислена връзка между тези явления, но има съвпадение (корелация) на светските слънчеви цикли с температурните промени на Земята. Причините за светските цикли на самите Слънце също не са ясно дефинирани. Вероятно тези цикли са причинени не от природата на звездата, а от динамиката на някои външни обекти, например въртенето на голям звезден куп в центъра на Млечния път.

Нашата звезда се променя от време на време и това се случва с определена честота. Тези периоди се наричат ​​слънчеви цикли. Магнитното поле на звездата е отговорно за слънчевите цикли.Въртенето на Слънцето се различава от въртенето на твърди тела. Различните области на звездата имат различни скорости, което определя големината на полето. И се проявява в слънчеви петна. Всеки цикъл се характеризира с промяна в полярността на магнитното поле.

Известни цикли на дейност

единадесетгодишен

Този период на слънчева активност е най-известният и най-добре проучен. Нарича се още законът на Швабе-Вълк, отдавайки почит на откривателя на тази периодичност на звездата. Името "единадесет" е донякъде произволно за този цикъл. Продължителността му например през 18 - 20 век варира от 7 до 17 години, а през 20 век средната стойност е 10,5 години. През първите четири години от цикъла се наблюдава активно увеличаване на броя на слънчевите петна. Избухванията, броят на влакната и изпъкналостите също стават по-чести. В следващия период (около седем години) броят на петната и активността намаляват. 11-годишните цикли имат различни върхове.Обикновено се измерват в относителни числа на Волф. 19-ият цикъл е белязан с най-висок индекс за целия период на наблюдение. Стойността му беше 201 единици, с минимум около 40.

двадесет и две

Всъщност това е двоен цикъл на Швабе. Той свързва петната и магнитните полета на звездата. Знакът на магнитното поле и положението на магнитните полярности на групите слънчеви петна се променят на всеки 11 години. Необходими са два цикъла на Швабе, или 22 години, за да се върне общото магнитно поле в първоначалното му положение.

век

Този цикъл продължава от 70 до 100 години. Това е модулация на единадесет годишни цикли. В средата на миналия век имаше максимум такъв цикъл, а следващият ще се проведе в средата на настоящия век. Отбелязва се и двувековна цикличност. През нейните минимуми (периоди от около 200 години) се наблюдава стабилно отслабване на слънчевата активност. Те продължават десетилетия и се наричат ​​глобални минимуми.

Има и цикли от 1000 и 2300 години.

Въздействие върху живота ни

Според М. Гухатакурта, астрофизик от НАСА, не само слънчевите максимуми влияят на живота ни, но и минимумите. Редуването на фази на промени в слънчевата активност има своите специфики и вредни последици. При слънчевите цикли, на максимум, рисковете от повреда в работата на различни съоръжения се изострят. По-интензивното ултравиолетово лъчение загрява атмосферата, увеличавайки нейния обем. Съпротивлението на спътниците и МКС се увеличава. Те са по-силно привлечени от Земята и техните орбити трябва да бъдат коригирани. Но има и известна полза от това: поради повишената гравитация, космическите отпадъци също се втурват към планетата, изгаряйки в плътни атмосферни слоеве.

При минимум на цикъла интензитетът на ултравиолетовото лъчение спада и в резултат на това атмосферата се охлажда и намалява по обем. Слънчевият вятър отслабва, но потокът се увеличава.

Публикувани са данни на норвежки учени, от които следва, че хората, родени в годината на тихото Слънце, живеят по-дълго с около 5 години. Времената на раждане и смърт на 8600 души са проследени на две места от 1676 до 1878 г. Този период е избран, защото има данни за него за 11-годишния цикъл на слънчева активност. Но механизмът на влияние на слънчевата активност върху продължителността на живота все още не е ясен.

Глобалните събития, протичащи на нашата планета, са тясно свързани с цикличността на слънчевата активност. Най-известните епидемии от чума, холера, както и честотата на наводненията и сушите попадат именно върху максимумите на слънчевата активност. С това явление са свързани и социални катаклизми. Революциите и големите войни също се вписват в цикличната система.

Неизправности в цикъла

Но не всичко се вписва в цикличната рамка. Слънцето има свой характер и понякога се проявява неговата оригиналност. Например, 23-ият слънчев цикъл трябваше да приключи през 2007-2008 г. Но това не приключи и какво е причинило подобно явление все още не е ясно. Оказва се, че слънчевите цикли са нередовна закономерност на нашето светило.

През 2012 г. вместо очакваната максимална активност тя падна под нивото от 2011 г.Цялото последно ниво на слънчева активност е 4 пъти по-ниско от най-високите стойности, известни за 260 години наблюдения.

От средата на 2006 г. до средата на 2009 г. Слънцето беше в дълбок минимум. Този период се характеризира с няколко записа на спад в активността. Отбелязани са най-ниските показатели за скоростта на слънчевия вятър. Наблюдава се максималният брой дни без петна. Активността на епидемията спадна до нула. От това следват възможни варианти за по-нататъшното поведение на Слънцето. Ако приемем, че във всеки цикъл звездата отделя определено количество енергия, то след няколко години бездействие тя трябва да изхвърли тази енергия. т.е. новият цикъл трябва да е много бърз и да достига най-високите стойности.

Изключително високи максимуми не са регистрирани за всички години на наблюдения. Но бяха отбелязани изключителни ниски нива. От това следва, че сривът на дейността е намек за провал на слънчевите цикли.

Както знаете, не толкова отдавна ние, уважаеми колеги, станахме свидетели на следващия 23-ти максимум от 11-ия цикъл на слънчева активност. Но има ли други цикли на активност освен гореспоменатите 11-годишни?

Преди да отговоря на този въпрос, нека ви напомня накратко какво е слънчева активност. В Голямата съветска енциклопедия на този термин се дава следното определение: Слънчевата активност е набор от явления, наблюдавани на Слънцето ... Тези явления включват образуването на слънчеви петна, факли, изпъкналости, флокули, нишки, Промени в интензитета на радиацията във всички части на спектъра.

По принцип тези явления се дължат на факта, че на слънцето има области с магнитно поле, което се различава от общото. Тези зони се наричат ​​активни. Техният брой, големина, както и разпространението им на Слънцето не са постоянни, а се променят с времето. Следователно с течение на времето активността на нашата дневна светлина също се променя. Освен това тази промяна в дейността е циклична. Така накратко можем да обясним същността на темата на нашия разговор.

По време на периодите на максимален цикъл, активните региони са разположени по целия слънчев диск, те са многобройни и добре развити. През минималния период те се намират близо до екватора, няма много от тях и са слабо развити. Видимото проявление на активните области са слънчеви петна, изригвания,

изпъкналости, нишки, флокули и т.н. Най-известният и проучен е 11-годишният цикъл, открит от Хайнрих Швабе и потвърден от Робърт Волф, който изучава промяната в слънчевата активност с помощта на предложения от него индекс на Волф в продължение на два века и половина. Промяната в активността на слънцето с период равен на 11,1 години се нарича закон на Швабе-Волф. Предполага се също, че има 22, 44 и 55 годишни цикли на дейност. Установено е, че стойността на максималните цикли варира с период от около 80 години. Тези периоди се появяват директно на графиката на слънчевата активност.

Но учените, след като са изследвали пръстени върху дървесни разфасовки, лентова глина, сталактити, фосилни отлагания, черупки на мекотели и други знаци, предполагат съществуването на по-дълги цикли, продължаващи около 110, 210, 420 години. Както и така наречената светска продължителност и свръхсекуларни цикли от 2400, 35000, 100 000 и дори 200 - 300 милиона години.

Но защо се обръща толкова много внимание на изучаването на слънчевата активност? Отговорът се крие във факта, че нашата дневна светлина оказва огромно влияние върху земята и земния живот.

Увеличаването на интензитета на така наречения „слънчев вятър“ – потока от заредени частици – корпускули – излъчвани от Слънцето, може да причини не само красиви сияния, но и смущения в земната магнитосфера – магнитни бури – които засягат не само оборудване, което може да доведе до произшествия, причинени от човека, Noi не е пряко човешкото здраве. И не само физически, но и психически.

По време на пиковите периоди например самоубийствата са по-чести. Дейността на слънцето също влияе върху добивите, ражданията и смъртните случаи и много други.

Като цяло всеки любител астроном може, като провежда редовни наблюдения на Слънцето, да сравни неговата графика с графики на интензивността на всякакви явления, свързани с атмосферата, биосферата и други.

11 годишен цикъл. („Цикълът на Швабе“ или „Цикълът на Швабе-Вълк“) е най-известният цикъл на слънчева активност. Съответно твърдението за наличието на 11-годишна цикличност в слънчевата активност понякога се нарича "закон на Швабе-Вълк".

Приблизително десетгодишната периодичност на увеличаване и намаляване на броя на слънчевите петна на Слънцето е забелязана за първи път през първата половина на 19 век от немския астроном Г. Швабе, а след това и от Р. Волф. Условно се нарича „единадесетгодишният“ цикъл: продължителността му за 18-20 век варира от 7 до 17 години, а през 20-ти век средно е по-близо до 10,5 години.

Този цикъл се характеризира с доста бързо (средно около 4 години) нарастване на броя на слънчевите петна, както и други прояви на слънчева активност, последвано от по-бавно (около 7 години) намаляване. По време на цикъла се наблюдават и други периодични промени, например постепенно изместване на зоната на образуване на слънчеви петна към екватора („закон на Шпорер“).

Теорията на слънчевото динамо обикновено се използва за обяснение на такава периодичност при появата на петна.

Въпреки че различни индекси могат да се използват за определяне на нивото на слънчевата активност, най-често използваният за това е средногодишното число на Волф. 11-годишните цикли, определени с помощта на този индекс, са конвенционално номерирани, започвайки от 1755. 24-ият цикъл на слънчева активност започва през януари 2008 г. (според други оценки - през декември 2008 г. или януари 2009 г.).

22-годишният цикъл ("цикълът на Хейл") по същество е удвояване на цикъла на Швабе. Той е открит, след като връзката между слънчевите петна и магнитните полета на Слънцето е била разбрана в началото на 20-ти век.

Оказа се, че в един цикъл на точкова активност общото магнитно поле на Слънцето променя знака: ако в минимум един цикъл на Швабе фоновите магнитни полета са предимно положителни близо до единия от полюсите на Слънцето и отрицателни близо до другия, то след около 11 години картината се променя на обратната.

На всеки 11 години характерното разположение на магнитните полярности в групите слънчеви петна също се променя. Така, за да се върне общото магнитно поле на Слънцето в първоначалното си състояние, трябва да минат два цикъла на Швабе, тоест около 22 години.

Светски цикли на слънчева активност според радиовъглеродни данни.

Светският цикъл на слънчева активност ("цикълът на Глайзберг") е с дължина около 70-100 години и се проявява в модулации на 11-годишния цикъл. Последният максимум на светския цикъл се наблюдава в средата на 20-ти век (близо до 19-ти 11-годишен цикъл), следващият трябва да падне приблизително в средата на 21-ви век.

Съществува и цикъл от два века („цикъл на Зюс“ или „цикъл на де Фриз“), като минимумите на който може да се счита за постоянно намаляване на слънчевата активност, настъпващо приблизително веднъж на всеки 200 години, продължаващо много десетилетия (т. наречени глобални минимуми на слънчевата активност) - минимумът на Маундер (1645-1715), минимумът на Шпорер (1450-1540), минимумът на Волф (1280-1340) и др.

Хилядолетни цикли. слънчева Халщатски цикълс период от 2300 години според радиовъглеродния анализ.

Радиовъглеродният анализ също показва съществуването на цикли с период от около 2300 години ("цикълът на Холщат") или повече.

Цели единадесет дни, противно на добре познатата поговорка, на Слънцето няма нито едно петно. Това означава, че нашата звезда навлиза в период на минимална активност и през следващата година магнитните бури и рентгеновите изригвания ще станат рядкост. За това какво се случва със Слънцето, когато активността му отново се увеличи и какво обяснява тези спадове и издигания, помолихме да ни разкаже Сергей Богачев, служител на лабораторията по рентгенова слънчева астрономия на Института Лебедев, доктор на физико-математическите науки .

Днес няма слънчеви петна

Средното месечно число на Вълка на Слънцето - индексът, с който учените измерват броя на слънчевите петна - падна под 10 през първите три месеца на 2018 г. Преди това през 2017 г. беше на ниво 10-40, за една година по-рано в някои месеци достигна 60. В същото време слънчевите изригвания почти са престанали да се появяват на Слънцето, а с тях и броят на магнитните бури на Земята клони към нула. Всичко това показва, че нашата звезда непрекъснато се придвижва към следващия минимум на слънчева активност - състояние, в което се намира приблизително на всеки 11 години.

Самата концепция за слънчевия цикъл (и под нея се има предвид само периодичната промяна на максимумите и минимумите на слънчевата активност) е фундаментална за физиката на Слънцето. Повече от 260 години, от 1749 г. насам, учените ежедневно наблюдават Слънцето и внимателно записват позицията на слънчевите петна и, разбира се, техния брой. И съответно в продължение на повече от 260 години на тези криви се наблюдават периодични промени, донякъде подобни на биенето на пулса.

На всеки такъв „удар на слънчевото сърце“ се приписва номер и общо от началото на наблюденията са наблюдавани 24 такива удара.Съответно това е колко слънчеви цикъла са все още познати на човечеството. Колко от тях е имало общо, дали съществуват през цялото време, докато съществува Слънцето, или се появяват епизодично, променят ли се амплитудата и продължителността им и колко време е имал например слънчевият цикъл по времето на динозаврите - там не е отговор на всички тези въпроси, както и на въпроса дали цикълът на активност е типичен за всички звезди от слънчев тип или съществува само за някои от тях и ако е така, дали две звезди с еднакъв радиус и маса ще имат същия период на цикъла. Ние също не знаем това.

По този начин слънчевият цикъл е една от най-интересните слънчеви мистерии и въпреки че знаем доста за неговата природа, много от основните му основи все още са загадка за нас.

Графика на слънчевата активност, измерена чрез броя на слънчевите петна, през цялата история на наблюденията

Слънчевият цикъл е тясно свързан с наличието на т. нар. тороидално магнитно поле в Слънцето. За разлика от земното магнитно поле, което има формата на магнит с два полюса - северен и южен, чиито линии са насочени отгоре надолу, на Слънцето има специален тип поле, което липсва (или не се различава) на Земята - това са два магнитни пръстена с хоризонтални линии, които обграждат Слънцето. Единият се намира в северното полукълбо на Слънцето, а вторият в южното, приблизително симетрично, тоест на същото разстояние от екватора.

Основните линии на тороидалното поле лежат под повърхността на Слънцето, но някои от линиите могат да изплуват на повърхността. Именно на тези места, където магнитните тръби на тороидалното поле пробиват слънчевата повърхност, се появяват слънчеви петна. По този начин броят на слънчевите петна в известен смисъл отразява силата (или по-точно потока) на тороидалното магнитно поле върху Слънцето. Колкото по-силно е това поле, толкова по-големи са петната, толкова по-голям е броят им.

Съответно, от факта, че веднъж на всеки 11 години петна по Слънцето изчезват, можем да предположим, че веднъж на всеки 11 години тороидалното поле изчезва на Слънцето. Така е. И всъщност това - периодичната поява и изчезване на слънчевото тороидално поле с период от 11 години - е причината за слънчевия цикъл. Петната и техният брой са само косвени признаци на този процес.

Защо слънчевият цикъл се измерва с броя на слънчевите петна, а не със силата на магнитното поле? Е, поне защото през 1749 г., разбира се, не са могли да наблюдават магнитното поле на Слънцето. Магнитното поле на Слънцето е открито едва в началото на 20-ти век от американския астроном Джордж Хейл, изобретателят на спектрохелиографа, устройство, способно да измерва профилите на линиите на слънчевия спектър с висока точност, включително да наблюдава тяхното разделяне под ефекта на Зееман. Всъщност това беше не само първото измерване на слънчевото поле, но и като цяло първото откриване на магнитно поле в извънземен обект. Така че единственото нещо, което оставаше на астрономите от 18-19 век, беше да наблюдават слънчеви петна и те нямаха начин дори да се досетят за връзката им с магнитното поле.

Но защо тогава петната продължават да се броят и днес, когато се развива астрономия с много дължини на вълните, включително наблюдения от космоса, които, разбира се, дават много по-точна информация за слънчевия цикъл, отколкото простото изчисление на числото на Волф? Причината е много проста. Какъвто и параметър на съвременния цикъл да измервате и колкото и да е точен, тази цифра не може да се сравни с данните от 18-ти, 19-ти и по-голямата част от 20-ти век. Просто няма да разберете колко силен или слаб е цикълът ви.

Последен цикъл на слънчева активност

SILSO данни/изображение, Кралска обсерватория на Белгия, Брюксел

Единственият начин да направите подобно сравнение е да преброите броя на петната, като използвате абсолютно същия метод и точно същата формула като преди 200 години. Въпреки че е възможно след 500 години, когато се натрупат значителни серии от нови данни за броя на изригванията и за потоците на радиоизлъчване, поредица от числа на слънчевите петна най-накрая ще загубят своята актуалност и ще останат само като част от историята на астрономията. Досега това не е така.

Познаването на природата на слънчевия цикъл дава възможност да се направят някои прогнози за броя и местоположението на слънчевите петна и дори да се определи точно кога започва нов слънчев цикъл. Последното твърдение може да изглежда съмнително, тъй като в ситуация, когато броят на слънчевите петна е намалял до почти нула, изглежда невъзможно уверено да се твърди, че слънчевото петно, което беше вчера, принадлежи към предишния цикъл, а слънчевото петно ​​днес вече е част от нов цикъл. Въпреки това има такъв начин и той е свързан именно със знанието за природата на цикъла.

Тъй като слънчевите петна се появяват на онези места, където повърхността на Слънцето е пронизана от линии на тороидално магнитно поле, на всяко петно ​​може да бъде приписан определен магнитен полярност - просто в посоката на магнитното поле. Мястото може да бъде "север" или "юг". Освен това, тъй като тръбата за магнитно поле трябва да пробие повърхността на Слънцето на две места, петната също трябва да се образуват предимно по двойки. В този случай петното, образувано на мястото, където линиите на тороидалното поле излизат от повърхността, ще има северен полярност, а петното, сдвоено с него, образувано там, където линиите се връщат назад, ще има южна полярност.

Тъй като тороидалното поле обгражда Слънцето като пръстен и е насочено хоризонтално, двойките петна са ориентирани предимно хоризонтално върху диска на Слънцето, тоест те са разположени на една и съща географска ширина, но едно е пред друго. И тъй като посоката на силовите линии във всички петна ще бъде една и съща (в края на краищата те са образувани от един магнитен пръстен), тогава полярностите на всички петна ще бъдат ориентирани по същия начин. Например, първото, водещо, място във всички двойки ще бъде северно, а второто, изоставащо, южно.

Структурата на магнитните полета в областта на слънчевите петна

Такъв модел ще се поддържа, докато съществува даденият пръстен на полето, тоест всичките 11 години. В другото полукълбо на Слънцето, където се намира симетричният втори пръстен на полето, полярностите също ще останат през всичките 11 години, но имат обратна посока - първите петна ще бъдат противоположни, южни, а вторият - северни .

Какво се случва, когато слънчевият цикъл се промени? И има доста невероятно нещо, наречено обръщане на полярността. Северният и южният магнитен полюс на Слънцето сменят местата си, а с тях се променя и посоката на тороидалното магнитно поле. Първо, това поле преминава през нула, това е, което се нарича слънчев минимум, и след това започва да се възстановява, но с различна посока. Ако в предишния цикъл предните петна в някое полукълбо на Слънцето са имали северен полярност, то в новия цикъл те вече ще имат южна. Това дава възможност да се разграничат петната от съседни цикли един от друг и надеждно да се фиксира момента, в който започва нов цикъл.

Ако се върнем към събитията на Слънцето в момента, тогава сме свидетели на процеса на умиране на тороидалното поле от 24-ия слънчев цикъл. Остатъците от това поле все още съществуват под повърхността и дори понякога се издигат до върха (виждаме от време на време бледи петна тези дни), но като цяло те са последните следи от умиращо „слънчево лято“, като някои от последните топли дни през ноември. Няма съмнение, че през следващите месеци това поле окончателно ще умре и слънчевият цикъл ще достигне нов минимум.