Солнечная активность 1 Открытие солнечных пятен Теофраст

Солнечная активность 1

Открытие солнечных пятен Теофраст из Афин 370 – 290 до н. э. ► Китай, хроники (с 28 г. до н. э. по 1638 г. н. э. ). ► Эйнгард «Жизнь Карла Великого» , (около 807 г. ). ► Ибн Рушд (1200 г. ). ► Ипатьевская летопись (1365 и 1371 гг. ). ► Г. Каррара (1450 г. ). ► Телескопические наблюдения 1611 г. : И. Гольдшмидт, Г. Галилей, Х. Шейнер, Т. Гарриот. ► 2

Галилео Галилей 1564 – 1642 гг. Открытия: Пятна принадлежат Солнцу и возникают вблизи экватора (1610). Период вращения Солнца почти месяц (1611). Обнаружил группы пятен и изменения в них. Доказал, что тени пятен ярче светлых мест на Луне. 3

Галилео Галилей «Описания и доказательства, относящиеся к солнечным пятнам, Рим, 1613» 4

Зарисовки Галилеем групп пятен, август 1611 г. 5

КЭРРИНГТОНОВСКОЕ ВРАЩЕНИЕ По движению солнечных пятен определен средний период вращения Солнца равный 27. 2753 земных суток 6

Ультрафиолетовое изображение активного Солнца 7

Электромагнитное и корпускулярное излучение вспышек Во время вспышки возрастает излучение практически во всех диапазонах спектра. В видимой области это увеличение сравнительно невелико. Зато в далекой ультрафиолетовой и рентгеновской областях спектра и, особенно, в радиодиапазоне на метровых волнах это увеличение очень велико. Иногда наблюдаются всплески гамма лучей. Примерно половина общей энергии вспышки уносится мощными выбросами плазменного вещества, которое проходит через солнечную корону и достигает орбиты Земли в виде корпускулярных потоков, взаимодействующих с земной магнитосферой, что приводит к возникновению магнитных бурь и полярных сияний. 8

Солнечная постоянная 9

ВАРИАЦИЯ СОЛНЕЧНОЙ АКТИВНОСТИ Генрих Швабе, аптекарь из Дессау (Германия), с 1826 г. в поисках неизвестной планеты в течение 43 лет регулярно наблюдал Солнце и отмечал количество замеченных им солнечных пятен. Убедившись, что это число периодически меняется, он сделал первое сообщение в 1843 г. В 1851 г. Гумбольт опубликовал его данные в «Космосе» и тем привлек внимание ученых к открытию Швабе. Ежедневные данные имеются с 1749 г. , а до этого – лишь отдельные случайные наблюдения (выделено черным на графике). 10

ЦИКЛИЧНОСТЬ СОЛНЕЧНОЙ АКТИВНОСТИ 11

11 -ЛЕТНИЙ СОЛНЕЧНЫЙ ЦИКЛ 1. Длительность циклов от 7 до 17 лет. 2. Фаза роста от 2 до 5 лет, спада от 5 до 12 лет. 3. Амплитуды последовательных циклов плавно меняются от значений W ~ 50 (низкие) до W ~ 200 (высокие циклы). 4. В течении цикла сохраняется последовательность магнитной полярности главных пятен в группах, противоположная в обоих полушариях. В следующем цикле полярность групп меняется на противоположную. 5. Зона пятнообразования в течение цикла смещается от средних широт (30 – 35 о) до 5 о в конце цикла. 12

РАЗЛИЧНЫЕ ЦИКЛЫ СОЛНЕЧНОЙ АКТИВНОСТИ Интервалы между соседними минимумами СА составляют от 8 до 14 лет, а в среднем 11. 1 г. (закон Швабе – Вольфа). В начале цикла пятен на Солнце почти совсем нет. Потом за 3 – 7 лет их количество увеличивается до максимального значения W ~ 50 – 200. После этого в течение 5 – 10 лет значения W снова уменьшается до минимума. Имеются данные о существовании более продолжительных циклов: 35 -летнего (цикл Брюкнера, 1890), векового (80 – 130 лет) и еще более длительных. 13

Физические свойства пятна Солнечные пятна – места выхода сильного магнитного поля 2000 – 4000 эрстед. Температура тени (3 – 4)· 103 К. Магнитное поле Земли – не более 0. 3 эрстеда 14

Возникновение вспышек В хорошо развитой активной области иногда внезапно происходит взрыв небольшого объема солнечной плазмы. Это наиболее мощное проявление солнечной активности называется солнечной вспышкой. Она возникает в области изменения магнитного поля, где «сталкиваются» сильные противоположно направленные магнитные поля, в результате чего существенно меняется их структура. Обычно солнечная вспышка характеризуется быстрым увеличением яркости и площади (за несколько минут у быстрых явлений и до часа у медленных) и более медленным спадом (20 – 100 минут). 15

Энерговыделение вспышек Выделение энергии вспышек возникает в результате состояний неустойчивости, приводящих к почти мгновенному взрывному процессу, соизмеримому по энергии с миллиардами ядерных взрывов. Все явление длится от нескольких минут до нескольких десятков минут, за которые выделяется от 1023 до 1026 Дж (1029 – 1032 эрг) в виде энергичного выброса плазмы и потока солнечных космических лучей, а также электромагнитного излучения всех диапазонов – от рентгеновского и гамма-излучения до метровых радиоволн. Жесткое ультрафиолетовое и рентгеновское излучения от вспышек изменяют состояние земной атмосферы, вызывая магнитные возмущения, которые оказывают существенное воздействие на верхнюю атмосферу Земли, обуславливая многие геофизические, биологические и другие явления. 16

ФОТОСФЕРА, Т = 6500 К видны факелы и группы пятен 17

Внешняя корона и солнечный ветер 18

Эволюция АО за полоборота Солнца 10 – 24 декабря 1999 г. 19

Регулярные наблюдения АО на Солнце Прохождение большой группы солнечных пятен через центральный меридиан Солнца. Непрерывные наблюдения АО на Солнце ведутся с орбитальной солнечной обсерватории SOHO. 20

Параметры АО Размеры АО достигают нескольких сотен тысяч километров, а время жизни – от нескольких дней до нескольких месяцев. Как правило, их можно наблюдать практически во всех диапазонах солнечного электромагнитного спектра от рентгеновских, ультрафиолетовых 21 и видимых лучей до

5. 2. СОЛНЕЧНЫЕ ПЯТНА И ФЛОККУЛЫ фотосфера хромосфера корона 22

Солнечные пятна В видимом свете наиболее заметными структурными образованиями АО являются темные, резко очерченные солнечные пятна, часто образующие целые группы. Обычно среди множества более или менее мелких пятен выделяются два крупных, образующих биполярную группу с противоположной полярностью магнитного поля и его напряженностью в несколько тысяч эрстед. 23

Структура пятна поры полутень Пятна возникают в виде темных межгранульных пор (см. надпись и стрелку на рис. слева) размером несколько тысяч км. Тень развитого большого пятна имеет диаметр десятки тыс. км и яркость в 5 – 10 раз меньше, чем окружающая фотосфера. Тень 24

25

МАГНИТНЫЕ ПОЛЯ 26

Типы протуберанцев Протуберанцы отличаются большим разнообразием форм. Выделяют спокойные (медленные изменения) и активные (эруптивные, взрывные) протуберанцы. Часто они отличаются заметными внутренними движениями при сохранении общей формы, которую используют как определение: серджи (выбросы), петли, корональные облака и дожди, торнадо, фонтаны, деревья и т. д. 27

Стог сена 28

Фонтан 29

Эруптивный протуберанец 30

Большой спокойный протуберанец 31

СОЛНЕЧНЫЕ ВСПЫШКИ 32

Картина вспышки в хромосфере (слева) и в короне 33

Вспышка «Бастилия» 34

Послевспышечные петли 35

Солнечный ветер и корональные выбросы массы 23 – 27 ноября 2000 г. Анимация начинается со спокойного истечения плазмы солнечного ветра по всем направлениям. Затем от вспышек происходит несколько выбросов облаков ускоренных частиц. Примерно через сутки после каждого события появляются яркие точки по всему полю. Это солнечные космические лучи, 36 достигшие приборов.

Корональные выбросы массы После мощных вспышек часто наблюдаются в короне струи и облака плазмы со скоростями до 1000 км/с. 37

Темные области в рентгене – корональные дыры 38

ПРОГНОЗ ЦИКЛА СА 23 NASA на фоне наблюдений чисел Вольфа до сентября 2004 г. <= доверительный <= прогноз <= интервал 39

ПРОГНОЗ ЦИКЛОВ 23 И 24 Прогноз получен в МГУ (НИИЯФ и ГАИШ) методом фазовых средних для чисел Вольфа W и потока радиоизлучения F 10. 7 по информации за первые 22 цикла (с 1 по 22 ). Окружности – наблюдательные данные, отрезки – приведенные доверительные интервалы, соответствующие 99% вероятности. 40