Attività solare. Attività solare e suo impatto sulla natura e sul clima

Monitoraggio dell'attività solare e condizioni geomagnetiche La Terra online secondo vari parametri... Oltre alle mappe dello strato di ozono terrestre e dei terremoti avvenuti nel mondo negli ultimi due giorni, mappe del tempo e della temperatura.

Radiazione dei raggi X proveniente dal sole

L'emissione di raggi X dal Sole mostra un grafico dell'attività dei brillamenti solari. Le immagini a raggi X mostrano eventi sul Sole e vengono utilizzate qui per tracciare l'attività solare e i brillamenti solari. Grandi eruzioni di raggi X solari possono alterare la ionosfera terrestre, che blocca le trasmissioni radio ad alta frequenza (HF) verso il lato illuminato dal sole della Terra.

I brillamenti solari sono anche associati alle espulsioni di massa coronale (CME), che alla fine possono portare a tempeste geomagnetiche. SWPC invia avvisi meteorologici spaziali al livello M5 (5x10-5 W/MW). Alcuni grandi brillamenti sono accompagnati da forti lampi radio, che possono interferire con altre frequenze radio e causare problemi alle comunicazioni satellitari e alla radionavigazione (GPS).

Risonanze di Schumann

La risonanza di Schumann è il fenomeno della formazione di onde elettromagnetiche stazionarie di frequenze basse e ultrabasse tra la superficie terrestre e la ionosfera.

La Terra e la sua ionosfera sono un gigantesco risonatore sferico, la cui cavità è riempita con un mezzo debolmente conduttivo. Se l'onda elettromagnetica che sorge in questo ambiente dopo aver girato intorno al globo coincide nuovamente con la propria fase (entra in risonanza), allora può esistere per molto tempo.

Risonanze di Schumann

Dopo aver letto l'articolo di Schumann sulle frequenze di risonanza della ionosfera nel 1952, Dottore tedesco Herbert König ha attirato l'attenzione sulla coincidenza della frequenza di risonanza principale della ionosfera di 7,83 Hz con la gamma delle onde alfa (7,5-13 Hz) del cervello umano. Lo trovò interessante e contattò Schumann. Da quel momento è iniziata la loro ricerca congiunta. Si è scoperto che altre frequenze di risonanza della ionosfera coincidono con i ritmi principali del cervello umano. È nata l'idea che questa coincidenza non fosse una coincidenza. Che la ionosfera è una sorta di generatore principale dei bioritmi di tutta la vita sul pianeta, una sorta di direttore d'orchestra dell'orchestra chiamata vita.

E, di conseguenza, l'intensità e qualsiasi cambiamento nelle risonanze di Schumann influiscono in modo più elevato attività nervosa l'uomo e le sue capacità intellettuali, che sono state dimostrate a metà del secolo scorso.

Indice protonico

I protoni sono la principale fonte di energia nell'Universo, generata dalle stelle. Prendono parte alle reazioni termonucleari, in particolare le reazioni del ciclo pp, che sono la fonte di quasi tutta l'energia emessa dal Sole, si riducono a collegandone quattro protoni in un nucleo di elio-4, convertendo due protoni in neutroni.

Flusso di protoni

Il flusso di elettroni e protoni è preso da GOES-13 GOES Hp, GOES-13 e GOES-11. Le particelle ad alta energia possono raggiungere la Terra ovunque da 20 minuti a diverse ore dopo un evento solare.

Componenti del campo magnetico

GOES Hp è un grafico minuto contenente la media delle componenti parallele del campo magnetico terrestre in nano Tesla (nT). Misure: GOES-13 e GOES-15.

Radiazione cosmica

8-12 minuti dopo i brillamenti solari grandi ed estremi, i protoni ad alta energia raggiungono la Terra -> 10 MeV o sono anche chiamati solari Raggi cosmici(SKL). Il flusso di protoni ad alta energia che entrano nell'atmosfera terrestre è mostrato in questo grafico. Una tempesta di radiazioni solari può causare disturbi o guasti alle apparecchiature del veicolo spaziale e disabilitarle equipaggiamento elettronico sulla Terra, portano all’esposizione alle radiazioni degli astronauti, dei passeggeri e degli equipaggi dei jet.

Perturbazione geomagnetica della Terra

Un aumento del flusso della radiazione solare e l'arrivo delle onde delle espulsioni coronali solari causano forti fluttuazioni nel campo geomagnetico: sulla Terra si verificano tempeste magnetiche. Il grafico mostra i dati della sonda GOES; il livello di disturbo del campo geomagnetico è calcolato in tempo reale.

Aurore

Le aurore si verificano quando il vento solare colpisce gli strati superiori dell'atmosfera terrestre. I protoni causano il diffuso fenomeno dell'aurora, che si propaga lungo le linee del campo magnetico terrestre. Le aurore sono solitamente accompagnate da un suono unico, che ricorda un leggero crepitio, che non è stato ancora studiato dagli scienziati.

Gli elettroni vengono eccitati accelerando i processi nella magnetosfera. Gli elettroni accelerati si propagano nel campo magnetico terrestre nelle regioni polari, dove si scontrano con atomi e molecole di ossigeno e azoto in strati superiori atmosfera terrestre. In queste collisioni, gli elettroni trasferiscono la loro energia nell’atmosfera, intrappolando così atomi e molecole in stati energetici più elevati. Quando si rilassano e ritornano agli stati energetici più bassi, loro
rilasciare energia sotto forma di luce. Questo è simile a come funziona una lampadina al neon. Le aurore si verificano solitamente tra 80 e 500 km sopra la superficie terrestre.

Mappa dello strato di ozono

Mappa della temperatura

Meteo mondiale

Mappa dei terremoti

La mappa mostra i terremoti avvenuti sul pianeta nelle ultime 24 ore

Il contenuto dell'articolo

ATTIVITÀ SOLARE. Una regione attiva sul Sole - (AO) - è un insieme di formazioni strutturali mutevoli in una certa regione limitata dell'atmosfera solare, associata ad un aumento del campo magnetico in essa contenuto da valori di 10-20 a diversi (4 –5) migliaia di oersted. Alla luce visibile, la formazione strutturale più evidente della regione attiva sono le macchie solari scure e ben definite, che spesso formano interi gruppi. Di solito, tra tanti punti più o meno piccoli, ne spiccano due grandi, che formano un gruppo bipolare di punti con la polarità opposta del campo magnetico al loro interno. I singoli punti e l'intero gruppo sono solitamente circondati da luminose strutture traforate e simili a maglie: torce. Qui i campi magnetici raggiungono valori di decine di oersted. Nella luce bianca, le facole sono meglio visibili sul bordo del disco solare, tuttavia, nelle linee spettrali forti (soprattutto idrogeno, calcio ionizzato e altri elementi), così come nelle regioni ultraviolette e dei raggi X lontani dello spettro, sono visibili sono molto più luminosi e occupano un'area più ampia. La lunghezza della regione attiva raggiunge diverse centinaia di migliaia di chilometri e la sua durata varia da diversi giorni a diversi mesi. Di norma, possono essere osservati in quasi tutte le gamme dello spettro elettromagnetico solare, dai raggi X, ai raggi ultravioletti e visibili, fino agli infrarossi e alle onde radio. Sul bordo del disco solare, quando la regione attiva è visibile lateralmente, sopra di essa, nella corona solare, si osservano spesso protuberanze nelle linee di emissione: enormi "nuvole" di plasma dalle forme bizzarre. Di tanto in tanto, nella regione attiva si verificano improvvise esplosioni di plasma: i brillamenti solari. Generano potenti radiazioni ionizzanti (principalmente raggi X) e radiazioni penetranti (particelle elementari energetiche, elettroni e protoni). I flussi di plasma corpuscolare ad alta velocità modificano la struttura della corona solare. Quando la Terra cade in un tale flusso, la sua magnetosfera si deforma e si verifica una tempesta magnetica. Le radiazioni ionizzanti influenzano notevolmente le condizioni nell’alta atmosfera e creano disturbi nella ionosfera. Possibili influenze su molti altri fenomeni fisici ( cm. sezione RELAZIONI SOLARE-TERRESTRI).

Prime osservazioni delle macchie solari.

A volte sul Sole, anche ad occhio nudo, attraverso il vetro affumicato, puoi vedere punti neri: macchie. Queste sono le formazioni più evidenti negli strati esterni, direttamente osservabili, dell'atmosfera solare. Segnalazioni di macchie solari, talvolta osservate attraverso la nebbia o il fumo degli incendi, si trovano nelle cronache e negli annali antichi. Ad esempio, le prime menzioni di "luoghi neri" sul Sole nella Nikon Chronicle risalgono al 1365 e al 1371. Le prime osservazioni telescopiche risalgono all'inizio del XVII secolo. furono eseguiti quasi contemporaneamente indipendentemente l'uno dall'altro da Galileo Galilei in Italia, Johann Holdsmith in Olanda, Christopher Scheiner in Germania e Thomas Harriot in Inghilterra. In condizioni atmosferiche molto buone, nelle fotografie del Sole a volte è possibile vedere non solo la struttura sottile delle macchie solari, ma anche aree luminose traforate attorno ad esse - torce, meglio visibili sul bordo del disco solare. È chiaro che, a differenza di un emettitore ideale (ad esempio, una palla di gesso bianco, illuminata uniformemente da tutti i lati), il disco solare sul bordo appare più scuro. Ciò significa che il Sole non ha una superficie solida con la stessa luminosità in tutte le direzioni. Il motivo dell'oscuramento del disco solare verso il bordo è la natura gassosa dei suoi strati esterni e raffreddanti, nei quali la temperatura, come negli strati più profondi, continua a diminuire verso l'esterno. Ai margini del disco solare, la linea di vista attraversa gli strati più alti e più freddi della sua atmosfera, che emettono molta meno energia.

Galileo Galilei sulle macchie solari.

Galileo nacque a Pisa ( Nord Italia) nel 1564. Nel 1609 fu uno dei primi a puntare il suo minuscolo telescopio verso il cielo. Al giorno d'oggi, ogni scolaretto può persino realizzarlo da solo con un vetro per occhiali e una normale lente d'ingrandimento strumento migliore. Tuttavia è sorprendente quanto di nuovo Galileo vedesse attraverso il suo imperfetto telescopio: i satelliti di Giove, le montagne e le depressioni della Luna, le fasi di Venere, le macchie del Sole, le stelle in via Lattea e altro ancora. Essendo un aderente alle idee di Copernico sulla posizione centrale del Sole nel nostro sistema planetario, cercò di confermare le sue idee con le osservazioni. Nel 1632 Galileo pubblicò il suo famoso libro Dialogo su due sistemi mondiali. In effetti, questo fu il primo libro scientifico popolare scritto in una brillante lingua letteraria, non in latino, come era allora consuetudine tra gli scienziati, ma in una lingua comprensibile a tutti i compatrioti di Galileo Italiano. Questo libro si rivelò un audace e rischioso sostegno agli insegnamenti di Copernico, per il quale Galileo fu presto processato dall'Inquisizione. Naturalmente Galileo sperava di utilizzare le osservazioni del Sole come argomento più convincente. Pertanto, nel 1613 pubblicò tre lettere sotto forma di bellissime incisioni sotto il titolo generale Descrizioni e prove relative alle macchie solari. Queste lettere erano una risposta alle assurde argomentazioni dell'abate Scheiner, che osservava anche le macchie solari, ma le scambiava per pianeti che, a suo avviso, si muovevano nella direzione prescritta dal sistema tolemaico (geocentrico), e quindi presumibilmente lo confermavano. Galileo fece notare l'errore di Scheiner, che non si accorse che la sua tromba capovolgeva l'immagine. Dimostrò poi che le macchie appartenevano al Sole, che risultò ruotare. Galileo fece addirittura l'ipotesi, che si rivelò corretta, ma che poté essere dimostrata solo due secoli e mezzo dopo, che le macchie fossero costituite da gas più freddi e più trasparenti dell'atmosfera del Sole. Infine, dopo aver confrontato l'oscurità delle macchie con l'oscurità del cielo oltre il bordo dell'immagine del Sole e notato che la Luna è più scura dello sfondo del cielo vicino al Sole, stabilì che le macchie solari sono più luminose delle macchie più luminose luoghi sulla Luna. Quest'opera di Galileo è il primo studio scientifico serio dedicato alla natura fisica del Sole. Allo stesso tempo, quest'opera è un brillante esempio di narrativa, illustrata con bellissime incisioni dell'autore stesso.

Osservazioni delle macchie solari.

Il numero totale di macchie e dei gruppi da esse formati cambia lentamente in un certo periodo di tempo (ciclo) da 8 a 15 anni (in media 10-11 anni). È importante che la presenza di macchie solari influisca sul campo magnetico terrestre. Ciò fu notato da Gorrebov nel XVIII secolo, e ora è già noto che l'attività solare è associata a molti fenomeni terrestri, quindi lo studio delle connessioni solare-terrestre è molto importante per la vita pratica. Sono quindi necessarie continue e costanti osservazioni del Sole, che spesso sono ostacolate dal maltempo e dall'insufficiente rete di osservatori appositi. È chiaro che anche modeste osservazioni amatoriali, effettuate con attenzione e ben descritte (indicando tempo, luogo, ecc.) possono essere utili per la sintesi internazionale dei dati di attività solare ( cm. Dati geofisici solari). Inoltre, le osservazioni effettuate da un dilettante in un dato luogo possono portare l'osservatore a scoprire una nuova connessione, precedentemente sconosciuta, con qualche fenomeno terrestre specifico di quel particolare luogo. Ogni dilettante può usare il suo telescopio per determinare l'indice più famoso dell'attività solare: il relativo numero di macchie solari di Wolff (dal nome dell'astronomo tedesco che lo introdusse a metà del XIX secolo). Per determinare il numero del lupo, devi contare quante singole macchie sono visibili nell'immagine del Sole, quindi aggiungere al numero risultante dieci volte il numero di gruppi che formano. Ovviamente, il risultato di tale calcolo dipende molto da molti fattori, che vanno dalla dimensione dello strumento, alla qualità dell'immagine, che è fortemente influenzata dalle condizioni meteorologiche, fino all'abilità e all'attenzione dell'osservatore. Pertanto, ogni osservatore deve, sulla base di un confronto delle sue osservazioni a lungo termine con dati generalmente accettati, stimare il coefficiente medio per il quale deve moltiplicare le sue stime dei numeri di Wolf per ottenere, in media, risultati sulla scala generalmente accettata. Un riepilogo dei valori generalmente accettati per i numeri del lupo (W) si trova, ad esempio, nel bollettino Dati solari, pubblicato dall'Osservatorio Pulkovo di San Pietroburgo.

Caratteristiche fisiche delle macchie solari.

Le macchie solari e soprattutto i gruppi di macchie solari sono le formazioni attive più visibili nella fotosfera solare. Sono noti molti casi in cui grandi macchie sul Sole sono state osservate ad occhio nudo attraverso il vetro affumicato. Le macchie sono sempre associate alla comparsa di forti campi magnetici con intensità fino a diverse migliaia di oersted nella regione attiva solare. Il campo magnetico rallenta il trasferimento di calore convettivo, a causa del quale la temperatura della fotosfera a bassa profondità sotto le macchie solari diminuisce di 1-2 mila K. Le macchie si formano sotto forma di tanti piccoli pori, alcuni dei quali muoiono presto, e alcuni crescono formando formazioni scure con una luminosità 10 volte inferiore a quella della fotosfera circostante. L'ombra di una macchia solare è circondata da una penombra formata da filamenti radiali al centro della macchia solare. La durata dell'esistenza delle macchie solari varia da diverse ore e giorni a diversi mesi. La maggior parte delle macchie solari forma coppie allungate approssimativamente lungo l'equatore solare: gruppi bipolari macchie solari con polarità opposta dei campi magnetici nei membri orientali e occidentali del gruppo. Il numero delle macchie solari e dei gruppi bipolari da esse formati cambia ciclicamente (cioè in un intervallo di tempo variabile, in media vicino a 11 anni) cambiando: prima aumentando in modo relativamente rapido, e poi lentamente diminuendo.

Torce fotosferiche.

Attorno alle macchie solari si trovano spesso delle zone luminose chiamate torce dal termine greco torcia(panino, torcia). Questa è la fase iniziale dell'attività solare, meglio visibile vicino al bordo del disco solare, dove il contrasto con lo sfondo indisturbato della fotosfera raggiunge il 25–30%. Le torce si presentano come un insieme di piccoli punti luminosi (granuli di torcia grandi centinaia di chilometri) che formano catene e una rete traforata. Si trovano in quasi tutte le regioni attive del Sole e la loro comparsa precede la formazione delle macchie solari. Al di fuori delle regioni attive, le facole compaiono periodicamente nelle regioni polari del Sole.

Flocculi.

Nella cromosfera al di sopra dei pennacchi si osservano i loro prolungamenti, di struttura simile e chiamati flocculi (dal latino flocculo- un piccolo pezzo di lanugine). Questa è una manifestazione dell'attività solare nella cromosfera, chiaramente visibile sul disco solare quando si osserva nelle linee spettrali dell'idrogeno, dell'elio, del calcio e di altri elementi.

Protuberanze e filamenti.

Le formazioni attive nella corona solare - protuberanze - possono raggiungere le dimensioni più grandi. Si tratta di nubi di materiale cromosferico nella corona, sostenute da campi magnetici. Hanno una struttura fibrosa e frastagliata e sono costituiti da filamenti in movimento e coaguli di plasma, caratterizzati da un'eccezionale varietà di forme: a volte sono come calmi pagliai, a volte sono imbuti vorticosi che ricordano i finferli o i cespugli, spesso si tratta di figure dei più forme bizzarre. Variano notevolmente anche nelle loro caratteristiche dinamiche, che vanno da formazioni silenziose e di lunga durata a protuberanze eruttive che esplodono improvvisamente. Le protuberanze silenziose più longeve e che cambiano lentamente sono come tende appese quasi verticalmente sulle linee del campo magnetico. Quando osservate sul disco solare, tali protuberanze vengono proiettate in filamenti lunghi e stretti , che appaiono scuri nelle immagini del Sole nella riga spettrale rossa dell'idrogeno. Ciò si spiega con il fatto che la sostanza delle protuberanze assorbe la radiazione fotosferica solo dal basso, ma la disperde in tutte le direzioni.

Brillamenti solari.

In una regione attiva ben sviluppata, a volte un piccolo volume di plasma solare esplode improvvisamente. Questa manifestazione più potente dell’attività solare è chiamata brillamento solare.

Si verifica nella regione del cambiamento della polarità del campo magnetico, dove forti campi magnetici diretti in senso opposto “si scontrano” in una piccola regione dello spazio, a seguito della quale la loro struttura cambia in modo significativo. Tipicamente un brillamento solare è caratterizzato da rapida crescita(fino a dieci minuti) e un lento calo (20–100 minuti). Durante un brillamento, la radiazione aumenta in quasi tutte le gamme dello spettro elettromagnetico. Nella regione visibile dello spettro, questo aumento è relativamente piccolo: per i bagliori più potenti, osservati anche in luce bianca sullo sfondo di una fotosfera luminosa, non è più di una volta e mezza o due volte. Ma nelle regioni lontane dell’ultravioletto e dei raggi X dello spettro e, soprattutto, nella portata radio delle onde metriche, questo aumento è molto grande. A volte si osservano esplosioni di raggi gamma. Circa la metà dell'energia totale del brillamento viene trasportata da potenti emissioni di materia plasmatica, che attraversa la corona solare e raggiunge l'orbita terrestre sotto forma di flussi corpuscolari che interagiscono con la magnetosfera terrestre, portando talvolta alla comparsa di aurore.

Di norma, i brillamenti sono accompagnati dal rilascio di particelle cariche ad alta energia. Se è possibile rilevare i protoni durante un brillamento, tale brillamento viene chiamato “bagliore protonico”. I flussi di particelle energetiche provenienti dai brillamenti protonici rappresentano un serio pericolo per la salute e la vita degli astronauti nello spazio. Possono causare malfunzionamenti dei computer di bordo e di altri dispositivi, nonché il loro degrado. I bagliori più potenti sono visibili anche in “luce bianca” sullo sfondo di una fotosfera luminosa, ma tali eventi sono molto rari. Per la prima volta, un'epidemia del genere fu osservata in modo indipendente in Inghilterra da Carrington e Hodgson il 1 settembre 1859. Il modo più semplice per osservare i brillamenti solari è nella linea rossa dell'idrogeno emesso dalla cromosfera. Nella portata radio, l'aumento della luminosità radio nelle regioni attive è così grande che il flusso energetico totale delle onde radio provenienti dall'intero Sole aumenta di decine e persino molte migliaia di volte. Questi fenomeni sono chiamati esplosioni di emissione radio solare. Le esplosioni compaiono a tutte le lunghezze d'onda, dal millimetro al chilometro. Sono creati dalle onde d'urto generate dal brillamento che si propaga nella corona solare. Sono accompagnati da flussi di protoni ed elettroni accelerati, che provocano il riscaldamento del plasma nella cromosfera e nella corona a temperature di decine di milioni di Kelvin. Si ritiene che la fonte più probabile di energia rilasciata durante un brillamento solare sia un campo magnetico. Quando l’intensità del campo magnetico aumenta in una certa regione della cromosfera o della corona, si accumula una grande quantità di energia magnetica. In questo caso possono verificarsi stati instabili che portano ad un processo esplosivo quasi istantaneo di rilascio di energia, commisurato all’energia di miliardi esplosioni nucleari. L’intero fenomeno dura da alcuni minuti a diverse decine di minuti, durante i quali vengono rilasciati fino a 10 25 –10 26 J (10 31–32 erg) sotto forma di un’eiezione energetica di plasma e di un flusso di raggi cosmici solari, come così come la radiazione elettromagnetica di tutte le gamme - dai raggi X e raggi gamma - radiazione fino alle onde radio del metro. Le forti radiazioni ultraviolette e X provenienti dai brillamenti modificano lo stato dell'atmosfera terrestre, causando disturbi magnetici che hanno un impatto significativo sull'intera atmosfera terrestre, causando molti fenomeni geofisici, biologici e di altro tipo.

Raggi cosmici solari

- un flusso di particelle cariche di alta energia, accelerato negli strati superiori dell'atmosfera solare, che si forma durante i brillamenti solari. Vengono rilevati vicino alla superficie terrestre sotto forma di aumenti improvvisi e netti dell'intensità dei raggi cosmici sullo sfondo dei raggi cosmici galattici più altamente energetici . Limite superiore osservativo sull'energia delle particelle dei raggi cosmici solari e A» 2·10 10 eV. Il limite inferiore della loro energia è incerto e supera i megaelettronvolt (ad es AЈ 10 6 eV). Durante alcuni brillamenti scende al di sotto di 10 5 eV, cioè si chiude essenzialmente con il limite superiore dell'energia delle particelle del vento solare. Il limite inferiore convenzionalmente accettato per l'energia dei raggi cosmici solari è 10 5 – 10 6 eV. A energie più basse, il flusso di particelle acquisisce le proprietà del plasma , per cui non è più possibile trascurare l'interazione elettromagnetica delle particelle tra loro e con il campo magnetico interplanetario.

La quota principale dei raggi cosmici solari è costituita da protoni con e A in 10 6 eV, ci sono anche nuclei con una carica Z i 2 (fino a 28 nuclei di Ni) ed energia e A da 0,1 a 100 MeV/nucleone, elettroni con e Á 30 keV (limite sperimentale). Sono stati registrati notevoli flussi di deutoni 2H, è stata accertata la presenza di trizio 3H e dei principali isotopi C, O, Ne e Ar. Durante alcuni brillamenti appare una notevole quantità di nuclei dell'isotopo 3 He. Contenuto relativo dei nuclei con Z 2 riflette principalmente la composizione dell'atmosfera solare, mentre la frazione di protoni varia da brillamento a brillamento.

Un complesso di fenomeni (processi) che precedono il momento T 0 di raggi cosmici solari, nonché i processi che si verificano in questo momento T 0 (effetti di accompagnamento) e quelli che accompagnano la generazione dei raggi cosmici solari (con un ritardo T rispetto al momento T 0 o T 0 + D T, dove D T– durata dell’accelerazione) è chiamato evento di protoni solari (SPE). Per particelle con e Aі 10 8 eV La dipendenza temporale dell'intensità del flusso dei raggi cosmici solari vicino alla Terra (profilo temporale della SPE) ha un caratteristico aspetto asimmetrico. Viene rappresentato da una curva con un aumento molto rapido (nell'arco di minuti e decine di minuti) con una diminuzione più lenta (da diverse ore a » 1 giorno). In questo caso, l'ampiezza dell'aumento sulla superficie terrestre può raggiungere centinaia e migliaia di per cento rispetto al flusso di fondo dei raggi cosmici galattici. Man mano che ci allontaniamo dalla superficie terrestre (nella stratosfera, nelle orbite dei satelliti e nello spazio interplanetario), la soglia di energia per la registrazione dei raggi cosmici solari diminuisce gradualmente e la frequenza degli eventi protonici osservati aumenta in modo significativo. In questo caso, il profilo temporale dei raggi, di regola, si estende per diverse decine di ore.

La distribuzione dei raggi cosmici solari per energia e carica vicino alla Terra è determinata dal meccanismo di accelerazione delle particelle nella sorgente (brillamento solare), dalle caratteristiche della loro uscita dalla regione di accelerazione e dalle condizioni di propagazione nel mezzo interplanetario, quindi è molto difficile stabilire in modo affidabile la forma dello spettro dei raggi cosmici solari. Apparentemente, non è lo stesso in diversi intervalli energetici: nella rappresentazione dello spettro energetico differenziale mediante una funzione di potenza ~ e-– G A indice g diminuisce al diminuire dell'energia) (lo spettro diventa più piatto). Nei campi magnetici interplanetari, lo spettro si trasforma notevolmente con il tempo e il valore di g aumenta e lo spettro continua a scendere rapidamente, vale a dire il numero di particelle diminuisce rapidamente con l'aumentare dell'energia. L'indicatore dello spettro nella sorgente può variare da evento a evento entro 2 Ј g Ј 5 a seconda della potenza dell'SPE e dell'intervallo energetico considerato, e per la Terra - rispettivamente entro 2 Ј g Ј 7. Numero completo i protoni accelerati rilasciati nello spazio interplanetario durante una potente SPE possono superare i 10 32 , e la loro energia totale è 10 31 erg, che è paragonabile all'energia della radiazione elettromagnetica del brillamento. L'altezza alla quale avviene l'accelerazione delle particelle nell'atmosfera solare sembra essere diversa per i diversi brillamenti: in alcuni casi, la regione di accelerazione (sorgente) si trova nella corona, ad una concentrazione di particelle di plasma P~ 10 11 cm –3 , negli altri – nella cromosfera, dove P~ 10 13 cm –3 . L'uscita dei raggi cosmici solari oltre l'atmosfera solare è significativamente influenzata dalla configurazione dei campi magnetici nella corona.

L’accelerazione delle particelle è strettamente correlata al meccanismo di comparsa e sviluppo dei brillamenti solari stessi. La principale fonte di energia del brillamento è il campo magnetico. Quando cambia, si formano campi elettrici che accelerano le particelle cariche. I meccanismi più probabili di accelerazione delle particelle nei brillamenti sono considerati elettromagnetici. Particelle di raggi cosmici con carica Ze, massa A r e la velocità n nei campi elettromagnetici sono solitamente caratterizzati da rigidità magnetica R = Am p Con N /Ze, Dove UN– numero atomico dell'elemento. Quando viene accelerato da un campo elettrico quasi regolare che si forma quando lo strato di corrente neutra si rompe in un bagliore, il processo accelerazione, sono coinvolte tutte le particelle di plasma caldo della regione di discontinuità e uno spettro di raggi cosmici solari della forma ~ exp ( –R/R 0), dove R 0 – rigidità caratteristica. Se il campo magnetico nella regione del brillamento cambia regolarmente (ad esempio, cresce nel tempo secondo una determinata legge), allora è possibile l'effetto dell'accelerazione del betatrone. Questo meccanismo porta ad uno spettro di leggi di potenza nella rigidità (~ R - G). Nel plasma altamente turbolento dell'atmosfera solare Si formano anche campi elettrici e magnetici che cambiano irregolarmente, che portano ad un'accelerazione stocastica. Il meccanismo dell'accelerazione statistica durante le collisioni di particelle con disomogeneità magnetiche (meccanismo di Fermi) è stato sviluppato in modo più dettagliato. Questo meccanismo fornisce uno spettro energetico della forma ~ e – gk.

In condizioni di flare, il ruolo principale dovrebbe essere svolto da meccanismi di accelerazione rapida (regolare), sebbene la teoria consenta anche una possibilità alternativa: l'accelerazione lenta (stocastica). A causa della complessità del quadro fisico dei brillamenti e della mancanza di accuratezza delle osservazioni, è difficile scegliere tra diversi meccanismi. Allo stesso tempo, le osservazioni e l’analisi teorica mostrano che durante un brillamento potrebbe essere all’opera una combinazione di meccanismi di accelerazione. Fondamentalmente Informazioni importanti I processi di accelerazione dei raggi cosmici solari possono essere ottenuti registrando il flusso di neutroni e la radiazione gamma proveniente dai brillamenti, nonché dai raggi X e dalla radiazione elettromagnetica. I dati su queste radiazioni ottenuti utilizzando veicoli spaziali indicano la rapida accelerazione dei raggi cosmici solari (in secondi di tempo).

Lasciando la regione di accelerazione, le particelle dei raggi cosmici solari vagano per molte ore nel campo magnetico interplanetario, disperdendosi nelle sue disomogeneità, e gradualmente si spostano verso la periferia del sistema solare. Alcuni di essi invadono l'atmosfera terrestre, causando un'ulteriore ionizzazione dei gas atmosferici (soprattutto nella regione delle calotte polari). Flussi sufficientemente intensi di raggi cosmici solari possono ridurre significativamente lo strato di ozono dell’atmosfera. Pertanto, i raggi cosmici solari svolgono un ruolo attivo nel sistema di connessioni solare-terrestre. Potenti flussi di particelle veloci durante i brillamenti solari possono creare un serio pericolo nello spazio interplanetario per gli equipaggi dei veicoli spaziali, i loro pannelli solari e le apparecchiature elettroniche. È stato stabilito che il contributo maggiore alla dose totale proviene dai protoni solari con un'energia di 2·10 7 – 5·10 8 eV. Le particelle di energia inferiore vengono efficacemente assorbite dalla pelle della navicella spaziale. Eventi di protoni solari relativamente piccoli producono un flusso massimo di protoni con energia ec i 10 8 eV non è superiore a 10 2 – 10 3 cm –2 s –1, che è paragonabile al flusso di protoni nella cintura di radiazione interna della Terra. Dietro Ultimamente uno dei più potenti brillamenti X17 si è verificato nel settembre 2005. I valori dei flussi massimi di protoni durante potenti SPE aumentano al diminuire dell'energia. Per garantire la sicurezza dalle radiazioni dei veicoli spaziali, è necessario prevedere i brillamenti solari.

Ciclo dell'attività solare.

L'astronomo dilettante tedesco Heinrich Schwabe di Dessau, farmacista di professione, osservò il Sole in ogni giornata limpida per un quarto di secolo e notò il numero di macchie solari che notava. Quando fu convinto che questo numero aumenta e diminuisce regolarmente, pubblicò le sue osservazioni nel 1851 e attirò così l'attenzione degli scienziati sulla sua scoperta. Il direttore dell'Osservatorio di Zurigo, R. Wolf, studiò dettagliatamente i dati precedenti sull'osservazione delle macchie solari e organizzò la loro ulteriore registrazione sistematica. Ha introdotto un indice speciale per caratterizzare l'attività delle macchie solari, proporzionale alla somma del numero di tutte le singole macchie solari, in questo momento osservati sul disco solare e dieci volte il numero di gruppi da essi formati. Successivamente, questo indice cominciò a essere chiamato numeri del lupo. Si è scoperto che l'alternanza di massimi e minimi della serie dei numeri di Wolf non avviene rigorosamente periodicamente, ma ad intervalli di tempo che vanno dagli otto ai quindici anni. Tuttavia, dentro epoche diverse l'intervallo si è rivelato lo stesso, in media: circa undici anni. Pertanto, il fenomeno cominciò a essere chiamato il ciclo di 11 anni dell'attività solare.

All'inizio del ciclo non ci sono quasi macchie solari. Poi, nel corso di diversi anni, il loro numero aumenta fino ad un certo massimo, dopodiché un po' più lentamente diminuisce nuovamente fino al minimo. Tenendo conto dell'alternanza della polarità magnetica delle macchie dei gruppi bipolari e dell'intero Sole nei cicli vicini, il ciclo di 22 anni dell'attività solare è fisicamente più giustificato. Esistono prove dell'esistenza di cicli più lunghi: 35 anni (ciclo Brückner), secolare (80-130 anni) e alcuni altri.

Indici di attività solare.

Il livello di attività solare è solitamente caratterizzato da speciali indici di attività solare. I più famosi di questi sono i numeri di Wolf W, introdotti dall'astronomo tedesco Rudolf Wolf: W = K(F + 10G), Dove, Fè il numero di tutti i singoli punti attualmente osservati sul disco solare, e G– dieci volte il numero dei gruppi da essi formati. Questo indice riflette con successo il contributo all'attività solare non solo delle macchie solari stesse, ma anche dell'intera regione attiva, occupata principalmente dalle facole. Quindi i numeri W concordano molto bene con indici moderni e più accurati, ad esempio la quantità di flusso di emissione radio dell'intero Sole su un'onda di 10,7 cm. Esistono anche molti altri indici di attività solare, determinati dall'area delle facole e dei flocculi , ombre delle macchie solari, numero di brillamenti, ecc.

Il ruolo del Sole per la vita sulla Terra.

Diversi tipi di radiazione solare determinano il bilancio termico della terra, dell’oceano e dell’atmosfera. Fuori dall'atmosfera terrestre, per ogni metro quadrato di superficie perpendicolare ai raggi solari, sono presenti poco più di 1,3 kilowatt di energia. Il suolo e le acque della Terra assorbono circa la metà di questa energia e circa un quinto di essa viene assorbito nell'atmosfera. Il resto dell'energia solare (circa il 30%) viene riflessa nello spazio interplanetario, principalmente dall'atmosfera terrestre. È difficile immaginare cosa accadrebbe se per qualche tempo una sorta di barriera bloccasse il percorso di questi raggi verso la Terra. Il freddo artico inizierà rapidamente a colpire il nostro pianeta. Tra una settimana i tropici saranno coperti di neve. I fiumi si congeleranno, i venti si calmeranno e l’oceano congelerà fino al fondo. L'inverno arriverà all'improvviso e ovunque. Comincerà forte pioggia, ma non dall'acqua, ma dall'aria liquida (principalmente azoto liquido e ossigeno). Si congelerà rapidamente e coprirà l'intero pianeta con uno strato di sette metri. Nessuna vita può sopravvivere in tali condizioni. Fortunatamente, tutto ciò non può accadere, almeno all'improvviso e nel prossimo futuro, ma il quadro descritto illustra abbastanza chiaramente l'importanza del Sole per la Terra. La luce solare e il calore sono stati i fattori più importanti per l'emergenza e lo sviluppo forme biologiche vita sul nostro pianeta. L'energia del vento, delle cascate, dei fiumi e degli oceani è l'energia immagazzinata dal sole. Lo stesso si può dire dei combustibili fossili: carbone, petrolio, gas. Sotto l'influenza della radiazione elettromagnetica e corpuscolare del Sole, le molecole d'aria si disintegrano in singoli atomi che, a loro volta, vengono ionizzati. Si formano gli strati superiori carichi dell'atmosfera terrestre: la ionosfera e l'ozonosfera. Deviano o assorbono le radiazioni solari ionizzanti e penetranti dannose, trasmettendo alla superficie terrestre solo quella parte dell'energia solare utile al mondo vivente, alla quale le piante e gli esseri viventi si sono adattati. Tuttavia anche una parte residua insignificante raggi ultravioletti, raggiungendo le nostre spiagge, può creare non pochi disagi agli incauti turisti desiderosi di abbronzarsi.

Connessioni solare-terrestre.

Un complesso di fenomeni associati all'impatto della radiazione solare corpuscolare ed elettromagnetica su fattori geomagnetici, atmosferici, climatici, meteorologici, biologici e altri fenomeni geofisici e processi geologici- oggetto di una speciale disciplina denominata connessioni solare-terrestre. Le sue idee principali furono formulate all'inizio del XX secolo. attraverso il lavoro degli eccezionali scienziati russi V.I. Vernadsky, K.E. vari fenomeni accadendo sulla Terra.

Il sole e la troposfera.

La superficie terrestre si riscalda più dell'aria, quindi gli strati d'aria superficiali sono più caldi di quelli sovrastanti. Se osservi un paesaggio aperto in una giornata calda, noterai getti d'aria calda in aumento. Pertanto, nella bassa atmosfera della Terra avviene una miscelazione (convezione), simile a quella che porta alla formazione di granulazione nella fotosfera solare. Questo strato, spesso 10-12 chilometri (alle medie latitudini), è chiamato troposfera. È chiaramente visibile dall'alto dal finestrino di un aereo che sorvola un velo di cumuli - una manifestazione di convezione nell'atmosfera terrestre. La temperatura nella troposfera diminuisce costantemente con l'altitudine, fino a valori di –40 e addirittura –80° C ad altitudini comprese tra circa 8 e 100 km.

Sole, tempo e clima.

L’afflusso di luce solare e calore nella Terra in rotazione porta a cambiamenti di temperatura giornalieri a quasi tutte le latitudini, tranne che nelle calotte polari, dove le notti e i giorni possono durare fino a sei mesi. Ma ciò che qui è più importante è il ritmo annuale dell'irradiazione solare, che è evidente anche in tutta la Terra, ad eccezione della zona equatoriale, dove si avverte solo il cambiamento del giorno e della notte. I cambiamenti giornalieri e annuali nell'esposizione della Terra ai raggi solari portano a complesse variabilità periodiche nel riscaldamento in diverse regioni della Terra. Il riscaldamento non uniforme di diverse parti della terra, dell'oceano e dell'atmosfera porta alla comparsa di potenti correnti a getto negli oceani, nonché di venti, cicloni e uragani nella troposfera. Questi movimenti di materia attenuano le variazioni di temperatura e allo stesso tempo hanno una forte influenza sul tempo in ogni punto della Terra e modellano il clima dell'intero pianeta. Ci si può aspettare che il regime termico sulla Terra, stabilito nel corso di migliaia di anni, fornisca una ripetibilità estremamente accurata fenomeni meteorologici in ciascuna data regione. In alcuni luoghi è proprio così. Ad esempio, fin dall'antichità è noto che le piene del Nilo, associate alle precipitazioni nel suo corso superiore, iniziano come un orologio nello stesso giorno dell'anno tropicale. Tuttavia, in molti altri luoghi, anche se i modelli generali rimangono gli stessi, si osservano spesso notevoli deviazioni dalla media. Molti di loro si riflettono nei calendari nazioni diverse, in particolare in russo (maggio è freddo - l'anno è fertile, se a Evdokia un pollo può bere da una pozzanghera, l'estate sarà calda, ecc.). Tuttavia, le date, ad esempio, dell'Epifania e delle gelate di Vladimir sono più stabili, e quelle del Natale - meno. Dalla geologia ne conosciamo diversi ere glaciali. Tutte queste anomalie, almeno in parte, potrebbero essere associate all'attività solare.

Edoardo Kononovich

Letteratura:

Pikelner S.B. Sole. M., Fizmatgiz, 1961
Menzel D. Il nostro sole. M., Fizmatgiz, 1963
Vitinsky Yu.I., Ol A.I., Sazonov B.I. Il Sole e l'atmosfera terrestre. L., Gidrometeoizdat, 1976
Kononovich E.V. Il sole è una stella diurna. M., Educazione, 1982
Mitton S. Stella del giorno. M., Mir, 1984
Kononovich E.V., Moroz V.I. Corso di astronomia generale. M., URSS, 2001

Orologio attività solare in tempo reale: foto della fotosfera, campo magnetico, strato di transizione, corona solare e vento solare, influenza sulla Terra.

Dati SOHO

Dati SDO/HMI

Dati coronografici LASCO

Dati SOHO

L'EIT fornirà immagini su larga scala della corona e della regione di transizione sul disco solare fino a 1,5 raggi solari. Il sistema ottico si concentra sulle righe di emissione spettrale di Fe IX (171 Å), Fe XII (195 Å), Fe XV (284 Å) e He II (304 Å) per fornire un'analisi sensibile della temperatura. Intervallo: da 6 × 10 4 K a 3 × 10 6 K

Immagine SOHO EIT 171

Immagine SOHO EIT 195

Immagine SOHO EIT 284

Immagine SOHO EIT 304

Il campo visivo del telescopio è di 45 x 45 minuti d'arco e 2,6 secondi d'arco, il che garantisce una risoluzione spaziale 5 volte superiore. L’EIT intende sondare il plasma coronale a livello globale, nonché lo strato atmosferico freddo e turbolento sottostante. I dati costituiranno la base per le indagini sul terreno.

Dati SDO/HMI

Il Solar Oscillation Investigation (SOI) utilizza il Doppler Shift Meter (MDI) per studiare l'interno del Sole catturando eventi di oscillazione stellare fotosferica. L'analisi della modalità mostra le caratteristiche statiche e dinamiche della regione di convezione e del nucleo. Se comprendiamo le proprietà, allora capiamo meglio Campo magnetico solare e attività superficiale.

Continuità SDO/HMI dell'immagine

Lo strumento riprende le stelle su una fotocamera CCD 10242 attraverso una serie di stretti filtri spettrali. Gli elementi finali (una coppia di interferometri) aiutano MDI a produrre filtrigrammi con una larghezza di banda FWHM di 94 mA. Ogni minuto vengono registrati 20 fotogrammi a 5 lunghezze d'onda nella linea spettrale del Ni I 6768. Il dispositivo determina l'intensità e la velocità del continuo con una risoluzione di 4'' sull'intero disco.

Immagine del magnetogramma SDO/HMI

Per garantire una visione costante delle modalità di maggiore durata (visualizzazione della struttura solare interna), viene attentamente calcolata una serie di medie spaziali. MDI impiega metà del suo tempo a elaborare tutte le velocità e intensità downstream dell'immagine. La telemetria ad alta velocità (HRT) è disponibile ogni anno per 8 ore al giorno. Durante gli intervalli di 8 ore, l'HRT sarà programmato per effettuare altre osservazioni, come calcoli sul campo a risoluzione più elevata. I polarizzatori vengono inseriti più volte al giorno per modificare la linea di vista del campo magnetico. Le operazioni MDI saranno programmate in anticipo e attivate durante finestre giornaliere di 8 ore. I dati in arrivo verranno trattati immediatamente. I dati verranno inviati al SOI Support Center (Stanford), dove ogni anno vengono esaminati 3 terabyte di dati calibrati. Successivamente le informazioni verranno pubblicate per uno studio congiunto.

Dati coronografici LASCO

LASCO (coronografo spettrometrico ad ampio angolo) è stato utilizzato dall'ufficio SWPC per analizzare il riscaldamento solare e gli eventi transitori, inclusi brillamenti, corona e vento stellare. Le immagini risultanti sono di grande importanza per il modello WSA-Enlil, che ha iniziato ad operare nel 2011. È lo strumento principale per prevedere il rilascio di massa coronale e l’impatto del vento solare sul nostro pianeta.

Immagine di LASCO C2

Immagine di LASCO C3

LASCO è uno degli 11 strumenti a bordo della navicella spaziale SOHO (Solar and Heliospheric Observatory) della NASA. È stato lanciato nel 1995 dal Kennedy Space Center. Lo strumento è rappresentato da tre coronografi che mostrano 1,1-32 raggi solari. Un raggio copre 700.000 km. Un coronografo è un telescopio che blocca la luce proveniente dal disco solare, consentendo di vedere la debole radiazione della corona. I coronografi LASCO fanno parte della suite di strumenti SOHO, lanciata nel 1995. L'SWPC ha utilizzato le immagini del coronografo per prevedere il tempo. Attualmente è in vigore il modello WSA-Enlil.

Il disco solare influenza in modo significativo i processi planetari. Dopotutto, questa è la principale fonte di vita. Pertanto, l’attività solare attira l’attenzione, poiché porta a una trasformazione dello stato meteorologico della Terra (cadute di pressione, livelli dell’acqua e sbalzi di temperatura) e della salute mentale umana. E guardare le tempeste magnetiche online in tempo reale è un'esperienza indimenticabile.

L'atmosfera del Sole è dominata da un meraviglioso ritmo di flusso e riflusso di attività. i più grandi dei quali sono visibili anche senza telescopio, sono aree di campo magnetico estremamente forte sulla superficie della stella. Una tipica macchia matura è bianca e a forma di margherita. È costituito da un nucleo centrale scuro chiamato umbra, che è un anello di flusso magnetico che si estende verticalmente dal basso, e un anello più leggero di fibre attorno ad esso chiamato penombra, in cui il campo magnetico si estende orizzontalmente verso l'esterno.

Macchie solari

All'inizio del XX secolo. George Ellery Hale, utilizzando il suo nuovo telescopio per osservare l'attività solare in tempo reale, scoprì che lo spettro delle macchie era simile a quello delle fredde stelle rosse di tipo M. Dimostrò così che l'ombra appare scura perché la sua temperatura è solo di circa 3000 K, molto inferiore ai 5800 K della fotosfera circostante. La pressione magnetica e del gas nel punto dovrebbe bilanciare l'ambiente circostante. Deve essere raffreddato in modo che la pressione interna del gas diventi notevolmente inferiore a quella esterna. Processi intensi si stanno svolgendo in aree “fredde”. Le macchie solari si raffreddano a causa della soppressione della convezione da parte del forte campo, che trasferisce il calore dal basso. Per questo motivo il limite inferiore della loro dimensione è di 500 km. I punti più piccoli vengono rapidamente riscaldati dalle radiazioni circostanti e distrutti.

Nonostante la mancanza di convezione, nelle macchie solari si verifica molto movimento organizzato, principalmente nella penombra, dove le linee di campo orizzontali lo consentono. Un esempio di tale movimento è l’effetto Evershed. Si tratta di un flusso con una velocità di 1 km/s nella metà esterna della penombra, che si estende oltre i suoi limiti sotto forma di oggetti in movimento. Questi ultimi sono elementi del campo magnetico che fluiscono verso l'esterno attraverso l'area circostante la macchia solare. Nella cromosfera sovrastante, il flusso inverso di Evershed appare sotto forma di spirali. La metà interna della penombra si sposta verso l'ombra.

Le vibrazioni si verificano anche nelle macchie solari. Quando una regione della fotosfera conosciuta come "ponte di luce" attraversa l'ombra, si osserva un veloce flusso orizzontale. Sebbene il campo d’ombra sia troppo forte per consentire il movimento, nella cromosfera si verificano oscillazioni rapide con un periodo di 150 s. Sopra la penombra il cosiddetto onde viaggianti che si propagano radialmente verso l'esterno con un periodo di 300 s.

Numero di macchie solari

L'attività solare passa sistematicamente su tutta la superficie della stella tra i 40° di latitudine, il che indica la natura globale di questo fenomeno. Nonostante le significative fluttuazioni del ciclo, nel complesso esso è straordinariamente regolare, come testimonia l'ordine ben stabilito nelle posizioni numeriche e latitudinali delle macchie solari.

All'inizio del periodo il numero dei gruppi e le loro dimensioni aumentano rapidamente fino a raggiungere dopo 2-3 anni il loro numero massimo, e dopo un altro anno la superficie massima. La durata media della vita di un gruppo è di circa una rotazione del Sole, ma un piccolo gruppo può durare solo 1 giorno. I gruppi di macchie solari più grandi e le eruzioni più grandi si verificano solitamente 2 o 3 anni dopo il raggiungimento del limite delle macchie solari.

Possono apparire fino a 10 gruppi e 300 punti, e un gruppo può contarne fino a 200. Il corso del ciclo può essere irregolare. Anche in prossimità del massimo, il numero di spot potrebbe temporaneamente diminuire in modo significativo.

Ciclo di 11 anni

Il numero di spot ritorna al minimo ogni 11 anni circa. In questo periodo sul Sole si trovano diverse piccole formazioni simili, solitamente a basse latitudini, e per mesi possono essere del tutto assenti. Nuove macchie cominciano ad apparire alle latitudini più elevate, tra i 25° e i 40°, con una polarità opposta al ciclo precedente.

Allo stesso tempo, possono esistere nuovi punti alle alte latitudini e vecchi a basse latitudini. Le prime macchie del nuovo ciclo sono piccole e durano solo pochi giorni. Poiché il periodo di rotazione è di 27 giorni (più lungo alle latitudini più elevate), di solito non ritornano e quelli più nuovi finiscono più vicini all'equatore.

Per un ciclo di 11 anni, la configurazione della polarità magnetica dei gruppi di macchie solari è la stessa in un dato emisfero e nell'altro emisfero è rivolta verso direzione opposta. Cambia nel periodo successivo. Pertanto, i nuovi punti alle alte latitudini dell’emisfero settentrionale potrebbero avere una polarità positiva seguita da una negativa, mentre i gruppi del ciclo precedente alle basse latitudini avranno l’orientamento opposto.

A poco a poco, i vecchi punti scompaiono e ne compaiono di nuovi grandi quantità e dimensioni alle latitudini più basse. La loro distribuzione è a forma di farfalla.

Ciclo completo

Poiché la configurazione della polarità magnetica dei gruppi di macchie solari cambia ogni 11 anni, ritorna allo stesso valore ogni 22 anni, e questo periodo è considerato il periodo di un ciclo magnetico completo. All'inizio di ogni periodo, il campo generale del Sole, determinato dal campo dominante al polo, ha la stessa polarità delle macchie del periodo precedente. Quando le regioni attive si rompono, il flusso magnetico viene diviso in sezioni con segno positivo e segno negativo. Dopo che molte macchie sono apparse e scomparse nella stessa zona, si formano grandi regioni unipolari con un segno o un altro, che si muovono verso il corrispondente polo del Sole. Durante ogni minimo ai poli, predomina il flusso della polarità successiva in quell'emisfero, e questo è il campo visibile dalla Terra.

Ma se tutti i campi magnetici sono equilibrati, come vengono suddivisi in grandi regioni unipolari che controllano il campo polare? Non è stata trovata alcuna risposta a questa domanda. I campi che si avvicinano ai poli ruotano più lentamente delle macchie solari nella regione equatoriale. Alla fine campi deboli raggiungere il polo e invertire il campo dominante. Ciò cambia la polarità che devono assumere le posizioni di vertice dei nuovi gruppi, continuando così il ciclo di 22 anni.

Prove storiche

Sebbene il ciclo dell’attività solare sia abbastanza regolare da diversi secoli, sono state osservate anche variazioni significative. Nel 1955-1970 molto più punti era nell’emisfero settentrionale e nel 1990 dominavano quello meridionale. I due cicli che raggiunsero il picco nel 1946 e nel 1957 furono i più grandi della storia.

L'astronomo inglese Walter Maunder trovò prove di un periodo di bassa attività magnetica solare, sottolineando che tra il 1645 e il 1715 furono osservate pochissime macchie solari. Sebbene il fenomeno sia stato scoperto per la prima volta intorno al 1600, durante questo periodo sono stati registrati pochi avvistamenti. Questo periodo è chiamato minimo di Mound.

Osservatori esperti hanno segnalato l'apparizione nuovo gruppo spot come un grande evento, notando che non li vedevano da molti anni. Dopo il 1715 questo fenomeno ritornò. Coincise con il periodo più freddo d'Europa dal 1500 al 1850. Tuttavia, la connessione tra questi fenomeni non è mai stata dimostrata.

Esistono prove di altri periodi simili ad intervalli di circa 500 anni. Quando l’attività solare è elevata, i forti campi magnetici generati dal vento solare bloccano i raggi cosmici galattici ad alta energia che si avvicinano alla Terra, portando a una minore produzione di carbonio-14. La misurazione di 14°C negli anelli degli alberi conferma una bassa attività solare. Il ciclo di 11 anni non fu scoperto fino al 1840, quindi le osservazioni erano sporadiche prima di allora.

Aree Effimere

Oltre alle macchie solari, ci sono molti minuscoli dipoli chiamati regioni attive effimere, che durano in media meno di un giorno e si trovano in tutto il Sole. Il loro numero raggiunge i 600 al giorno. Sebbene le regioni effimere siano piccole, possono costituire una parte significativa del flusso magnetico della stella. Ma poiché sono neutrali e piuttosto piccoli, probabilmente non svolgono un ruolo nell’evoluzione del ciclo e del modello di campo globale.

Protuberanze

Questo è uno dei fenomeni più belli che si possano osservare durante l'attività solare. Sono simili alle nuvole nell'atmosfera terrestre, ma sono sostenute da campi magnetici anziché da correnti di calore.

Plasma di ioni ed elettroni, componente atmosfera solare, non possono attraversare le linee orizzontali del campo, nonostante la forza di gravità. Le protuberanze appaiono ai confini tra le polarità opposte, dove le linee di campo cambiano direzione. Pertanto, sono indicatori affidabili di brusche transizioni sul campo.

Come nella cromosfera, le protuberanze sono trasparenti alla luce bianca e, ad eccezione delle eclissi totali, dovrebbero essere osservate in Hα (656,28 nm). Durante un'eclissi, la linea rossa Hα conferisce alle protuberanze una bella tonalità rosa. La loro densità è molto inferiore a quella della fotosfera perché ci sono troppo poche collisioni per generare radiazione. Assorbono la radiazione dal basso e la irradiano in tutte le direzioni.

La luce visibile dalla Terra durante un'eclissi è priva di raggi ascendenti, facendo apparire le protuberanze più scure. Ma poiché il cielo è ancora più scuro, appaiono luminosi sullo sfondo. La loro temperatura è di 5000-50000 K.

Tipi di protuberanze

Esistono due tipi principali di protuberanze: silenziose e transitorie. I primi sono associati a campi magnetici su larga scala che segnano i confini di regioni magnetiche unipolari o gruppi di macchie solari. Poiché tali aree vivono a lungo, lo stesso vale per le protuberanze tranquille. Potrebbero averlo fatto forma diversa- siepi, nuvole sospese o imbuti, ma sempre bidimensionali. I filamenti stabili spesso diventano instabili ed eruttano, ma possono anche semplicemente scomparire. Le protuberanze silenziose vivono per diversi giorni, ma se ne possono formare di nuove al confine magnetico.

Le protuberanze transitorie sono parte integrante dell'attività solare. Questi includono getti, che sono una massa disorganizzata di materiale espulso dal lampo, e grumi, che sono flussi collimati di piccole emissioni. In entrambi i casi parte della sostanza ritorna in superficie.

Le protuberanze a forma di ansa sono la conseguenza di questi fenomeni. Durante il brillamento, il flusso di elettroni riscalda la superficie a milioni di gradi, formando protuberanze coronali calde (più di 10 milioni di K). Si irradiano fortemente mentre si raffreddano e, senza supporto, scendono in superficie in eleganti anelli seguendo linee di forza magnetiche.

Lampeggia

Il fenomeno più spettacolare associato all’attività solare sono i brillamenti, che sono un brusco rilascio di energia magnetica dalla regione delle macchie solari. Nonostante la loro elevata energia, la maggior parte è quasi invisibile nella gamma di frequenze visibili perché l’emissione di energia avviene in un’atmosfera trasparente e solo la fotosfera, che raggiunge livelli energetici relativamente piccoli, può essere osservata nella luce visibile.

I brillamenti si vedono meglio nella linea Hα, dove la luminosità può essere 10 volte maggiore rispetto alla cromosfera vicina e 3 volte maggiore rispetto al continuum circostante. In Hα, un grande brillamento coprirà diverse migliaia di dischi solari, ma solo pochi piccoli punti luminosi appaiono nella luce visibile. L'energia rilasciata in questo caso può raggiungere 10 33 erg, che equivale all'emissione dell'intera stella in 0,25 s. La maggior parte di questa energia viene inizialmente rilasciata sotto forma di elettroni e protoni ad alta energia, mentre la radiazione visibile è un effetto secondario causato dalle particelle che colpiscono la cromosfera.

Tipi di razzi

La gamma di dimensioni dei brillamenti è ampia: da quelli giganteschi, che bombardano la Terra con particelle, a quelli appena percettibili. Di solito sono classificati in base ai flussi di raggi X associati con lunghezze d'onda da 1 a 8 angstrom: Cn, Mn o Xn per maggiori di 10 -6 , 10 -5 e 10 -4 W/m 2 , rispettivamente. Pertanto, M3 sulla Terra corrisponde ad un flusso di 3 × 10 -5 W/m 2. Questo indicatore non è lineare poiché misura solo il picco e non la radiazione totale. L'energia rilasciata nei 3-4 brillamenti più grandi ogni anno equivale alla somma delle energie di tutti gli altri.

I tipi di particelle create dai brillamenti cambiano a seconda di dove avviene l'accelerazione. Non c'è abbastanza materiale tra il Sole e la Terra per le collisioni ionizzanti, quindi mantengono il loro stato ionizzato originale. Le particelle accelerate nella corona dalle onde d'urto mostrano una tipica ionizzazione coronale di 2 milioni di K. Le particelle accelerate nel corpo del bagliore hanno una ionizzazione significativamente più elevata e concentrazioni estremamente elevate di He 3, un raro isotopo dell'elio con un solo neutrone.

La maggior parte delle epidemie più importanti si verificano in piccola quantità grandi gruppi di macchie solari superattive. I gruppi sono grandi ammassi di una polarità magnetica circondata da quella opposta. Sebbene sia possibile prevedere l’attività dei brillamenti solari grazie alla presenza di tali formazioni, i ricercatori non possono prevedere quando appariranno e non sanno cosa le produce.

Impatto sulla Terra

Oltre a fornire luce e calore, il Sole colpisce la Terra attraverso la radiazione ultravioletta, il flusso costante del vento solare e le particelle provenienti da grandi brillamenti. Radiazioni ultraviolette crea strato di ozono, che a sua volta protegge il pianeta.

I raggi X molli (a onde lunghe) creano gli strati della ionosfera che rendono possibili le comunicazioni radio a onde corte. Durante i giorni di attività solare, la radiazione proveniente dalla corona (che varia lentamente) e dai brillamenti (impulsivi) aumenta, creando uno strato riflettente migliore, ma la densità della ionosfera aumenta finché le onde radio non vengono assorbite e la comunicazione a onde corte diventa difficile.

Gli impulsi di raggi X più duri (lunghezza d’onda più corta) provenienti dai brillamenti ionizzano lo strato più basso della ionosfera (lo strato D), creando emissioni radio.

Il campo magnetico rotante della Terra è abbastanza forte da bloccare il vento solare, formando una magnetosfera con particelle e campi che le fluiscono attorno. Sul lato opposto alla stella, le linee di campo formano una struttura chiamata pennacchio o coda geomagnetica. Quando il vento solare si intensifica, si verifica un forte aumento del campo terrestre. Quando il campo interplanetario cambia nella direzione opposta a quella terrestre, o quando grandi nubi di particelle lo colpiscono, i campi magnetici nel pennacchio si ricollegano e l’energia viene rilasciata, creando aurore.

Tempeste magnetiche e attività solare

Ogni volta che un vento solare di grandi dimensioni si avvicina alla Terra, il vento solare accelera e si verifica. Ciò crea un ciclo di 27 giorni, particolarmente evidente al minimo delle macchie solari, che rende possibile prevedere l'attività solare. Grandi brillamenti e altri eventi provocano espulsioni di massa coronale, nubi di particelle energetiche che formano una corrente ad anello attorno alla magnetosfera, causando forti fluttuazioni nel campo terrestre chiamate tempeste geomagnetiche. Questi fenomeni interrompono le comunicazioni radio e creano picchi di tensione sulle linee a lunga distanza e su altri lunghi conduttori.

Forse il più intrigante di tutti i fenomeni terrestri è la possibile influenza dell'attività solare sul clima del nostro pianeta. Il minimo di Mound sembra ragionevole, ma ci sono altri effetti evidenti. La maggior parte degli scienziati ritiene che esista un’importante connessione mascherata da una serie di altri fenomeni.

Poiché le particelle cariche seguono i campi magnetici, l’emissione corpuscolare non viene osservata in tutti i grandi brillamenti, ma solo in quelli situati nell’emisfero occidentale del Sole. Le linee di forza sul suo lato occidentale raggiungono la Terra, inviandovi particelle. Questi ultimi sono principalmente protoni, perché l'idrogeno è l'elemento costitutivo dominante del sole. Molte particelle, muovendosi alla velocità di 1000 km/s secondo, creano un fronte onda d'urto. Il flusso di particelle a bassa energia in grandi brillamenti è così intenso da minacciare la vita degli astronauti al di fuori del campo magnetico terrestre.

In questa pagina puoi monitorare molto bene la nostra meteorologia spaziale, che è determinata principalmente dal Sole. I dati vengono aggiornati molto spesso, quasi ogni ogni 5-10 minuti , così potrai sempre, visitando questa pagina, conoscere l'esatto stato delle cose nel campo di attività del nostro Sole e della meteorologia spaziale.

Grazie a questa pagina e ai suoi dati online, puoi comprendere con precisione lo stato del tempo spaziale e il suo impatto sulla Terra in questo momento. Vengono pubblicati grafici e mappe (online da server online specializzati che raccolgono ed elaborano dati dai satelliti) che descrivono il tempo spaziale (il che è utile per monitorare le anomalie).

Ora puoi vedere Il sole online in modalità animazione, per osservare visivamente meglio tutti i cambiamenti del Sole, come brillamenti, oggetti che volano nelle vicinanze, ecc.:

Lo stato del tempo spaziale nel nostro sistema dipende principalmente dallo stato attuale del Sole. Radiazioni forti e brillamenti, flussi di plasma ionizzato, vento solare originato dal Sole sono i parametri principali. Le radiazioni forti e i brillamenti dipendono dalle cosiddette macchie solari. Mappe delle macchie e distribuzione della radiazione nei raggi X sono visibili qui sotto (questa è una foto del sole scattata oggi: lunedì 18 marzo).

(18.03.2019) Alba: 06:37, sole allo zenith: 12:38, tramonto: 18:39, durata del giorno: 12:02, crepuscolo mattutino: 06:00, crepuscolo serale: 19:16, .

Espulsioni transitorie coronali e flussi di vento solare nascente indicato nella figura sottostante (questa è una foto della corona solare scattata oggi: lunedì 18 marzo).

Programma dei brillamenti solari. Usando questo grafico, puoi scoprire l'intensità dei brillamenti che si verificano ogni giorno sul Sole. Convenzionalmente i flash sono divisi in tre classi: C, M, X, questo può essere visto sulla scala del grafico sottostante, il valore di picco dell'onda della linea rossa determina l'intensità del flash. Più forte lampo- classe X.

Mappa della temperatura mondiale

Meteo mondiale alte temperature può essere seguito sulla mappa frequentemente aggiornata qui sotto. Recentemente, un cambiamento nelle zone climatiche è stato chiaramente visibile.

Dom adesso (lunedì 18 marzo) nello spettro ultravioletto(in una delle condizioni più convenienti per visualizzare lo stato del Sole e della sua superficie).

Immagine stereo del sole. Come sapete, recentemente sono stati inviati appositamente nello spazio due satelliti, che sono entrati in un'orbita speciale per “vedere” il Sole da due lati contemporaneamente (prima vedevamo il Sole solo da un lato) e trasmettere queste immagini alla Terra. Qui sotto potete vedere questa immagine, che viene aggiornata quotidianamente.

[foto dal primo satellite]

[foto dal secondo satellite]