Saules aktivitāte. Saules aktivitāte un tās ietekme uz dabu un klimatu

Saules aktivitātes monitorings un ģeomagnētiskie apstākļi Zeme tiešsaistē pēc dažādiem parametriem... Kā arī Zemes ozona slāņa kartes un zemestrīces pasaulē pēdējo divu dienu laikā, laika un temperatūras kartes.

Rentgena starojums no Saules

Rentgena starojums no Saules parāda Saules uzliesmojuma aktivitātes grafiku. Rentgena attēli parāda notikumus uz Saules, un tie tiek izmantoti, lai izsekotu saules aktivitātei un saules uzliesmojumiem. Lieli saules rentgenstaru uzliesmojumi var izmainīt Zemes jonosfēru, kas bloķē augstfrekvences (HF) radio pārraides uz saules apspīdēto Zemes pusi.

Saules uzliesmojumi ir saistīti arī ar koronālās masas izmešanu (CME), kas galu galā var izraisīt ģeomagnētiskas vētras. SWPC nosūta brīdinājumus par kosmosa laikapstākļiem M5 (5x10-5 W/MW) līmenī. Dažus lielus uzliesmojumus pavada spēcīgi radio uzliesmojumi, kas var traucēt citām radio frekvencēm un radīt problēmas satelītsakaru un radionavigācijas (GPS) darbībā.

Šūmaņa rezonanses

Šūmaņa rezonanse ir zemas un īpaši zemas frekvences stāvošu elektromagnētisko viļņu veidošanās fenomens starp Zemes virsmu un jonosfēru.

Zeme un tās jonosfēra ir milzīgs sfērisks rezonators, kura dobums ir piepildīts ar vāji elektrību vadošu vidi. Ja elektromagnētiskais vilnis, kas rodas šajā vidē pēc riņķošanas ap zemeslodi, atkal sakrīt ar savu fāzi (ieiet rezonansē), tad tas var pastāvēt ilgu laiku.

Šūmaņa rezonanses

Izlasot Šūmaņa rakstu par jonosfēras rezonanses frekvencēm 1952. gadā, Vācu ārsts Herberts Kēnigs vērsa uzmanību uz jonosfēras galvenās rezonanses frekvences 7,83 Hz sakritību ar cilvēka smadzeņu alfa viļņu diapazonu (7,5-13 Hz). Viņam tas šķita interesanti un sazinājās ar Šūmani. No šī brīža sākās viņu kopīgā izpēte. Izrādījās, ka citas jonosfēras rezonanses frekvences sakrīt ar cilvēka smadzeņu galvenajiem ritmiem. Radās doma, ka šī sakritība nav nejaušība. Ka jonosfēra ir sava veida galvenais ģenerators visas planētas dzīvības bioritmiem, sava veida orķestra diriģents, ko sauc par dzīvi.

Un attiecīgi Šūmaņa rezonanses intensitāte un jebkādas izmaiņas ietekmē augstāko nervu darbība cilvēks un viņa intelektuālās spējas, kas pierādījās pagājušā gadsimta vidū.

Protonu indekss

Protoni ir galvenais enerģijas avots Visumā, ko rada zvaigznes. Tie piedalās kodoltermiskās reakcijās, jo īpaši pp cikla reakcijās, kas ir gandrīz visas Saules izstarotās enerģijas avots. savieno četrus protonus par hēlija-4 kodolu, pārvēršot divus protonus neitronos.

Protonu plūsma

Elektronu un protonu plūsma tiek ņemta no GOES-13 GOES Hp, GOES-13 un GOES-11. Augstas enerģijas daļiņas var sasniegt Zemi jebkur no 20 minūtēm līdz vairākām stundām pēc saules notikuma.

Magnētiskā lauka sastāvdaļas

GOES Hp ir minūšu diagramma, kurā ir vidēji aprēķināti paralēli Zemes magnētiskā lauka komponenti nanoteslās (nT). Mērījumi: GOES-13 un GOES-15.

Kosmiskais starojums

8-12 minūtes pēc lieliem un ekstrēmiem saules uzliesmojumiem Zemi sasniedz augstas enerģijas protoni -> 10 MeV jeb tos sauc arī par Saules. kosmiskie stari(SKL). Šajā grafikā parādīta augstas enerģijas protonu plūsma, kas nonāk Zemes atmosfērā. Saules radiācijas vētra var izraisīt traucējumus vai bojājumus kosmosa kuģu aprīkojumā un atspējot elektroniskās iekārtas uz Zemes var izraisīt astronautu, pasažieru un reaktīvo lidmašīnu apkalpju apstarošanu.

Zemes ģeomagnētiskie traucējumi

Saules starojuma plūsmas palielināšanās un saules koronālo izsviedes viļņu ierašanās izraisa spēcīgas ģeomagnētiskā lauka svārstības – uz Zemes notiek magnētiskās vētras. Grafikā redzami dati no kosmosa kuģa GOES ģeomagnētiskā lauka traucējumu līmenis ir aprēķināts reāllaikā.

Auroras

Polārblāzmas rodas, kad Saules vējš skar Zemes atmosfēras augšējos slāņus. Protoni izraisa difūzo Auroras fenomenu, kas izplatās pa Zemes magnētiskā lauka līnijām. Polārblāzmas parasti pavada unikāla skaņa, kas atgādina vieglu sprakšķēšanu, ko zinātnieki vēl nav pētījuši.

Elektronus ierosina paātrināti procesi magnetosfērā. Paātrinātie elektroni izplatās Zemes magnētiskajā laukā polārajos apgabalos, kur tie saduras ar skābekļa un slāpekļa atomiem un molekulām. augšējie slāņi zemes atmosfēra. Šajās sadursmēs elektroni pārnes savu enerģiju atmosfērā, tādējādi notverot atomus un molekulas augstākas enerģijas stāvokļos. Kad viņi atpūšas atpakaļ uz zemāku enerģijas līmeni, viņi
atbrīvot enerģiju gaismas veidā. Tas ir līdzīgi tam, kā darbojas neona spuldze. Polārblāzmas parasti rodas no 80 līdz 500 km virs zemes virsmas.

Ozona slāņa karte

Temperatūras karte

Pasaules laikapstākļi

Zemestrīču karte

Karte parāda zemestrīces uz planētas pēdējo 24 stundu laikā

Raksta saturs

SAULES AKTIVITĀTE. Aktīvais Saules reģions (AO) ir mainīgu strukturālu veidojumu kopums noteiktā ierobežotā saules atmosfēras reģionā, kas saistīts ar magnētiskā lauka palielināšanos tajā no vērtībām no 10–20 līdz vairākām (4 –5) tūkstoši oerstedu. Redzamā gaismā visievērojamākais aktīvā reģiona strukturālais veidojums ir tumši, asi izteikti saules plankumi, kas bieži veido veselas grupas. Parasti starp daudziem vairāk vai mazāk maziem plankumiem izceļas divi lieli, veidojot bipolāru plankumu grupu ar pretēju magnētiskā lauka polaritāti tajos. Atsevišķus plankumus un visu grupu parasti ieskauj spilgtas ažūras, sietveida struktūras - lāpas. Šeit magnētiskie lauki sasniedz desmitiem oerstedu vērtības. Baltajā gaismā fakulas vislabāk redzamas Saules diska malās, tomēr spēcīgās spektra līnijās (īpaši ūdeņraža, jonizētā kalcija un citu elementu), kā arī tālākajos ultravioletā un rentgena spektra apgabalos tās. ir daudz gaišākas un aizņem lielāku platību. Aktīvā reģiona garums sasniedz vairākus simtus tūkstošus kilometru, un tā kalpošanas laiks svārstās no vairākām dienām līdz vairākiem mēnešiem. Parasti tos var novērot gandrīz visos saules elektromagnētiskā spektra diapazonos, sākot no rentgena, ultravioletajiem un redzamajiem stariem līdz infrasarkanajiem un radioviļņiem. Saules diska malā, kad aktīvais apgabals ir redzams no sāniem, virs tā, Saules koronā, emisijas līnijās bieži tiek novēroti izvirzījumi - milzīgi dīvainu formu plazmas “mākoņi”. Ik pa laikam aktīvajā reģionā notiek pēkšņi plazmas sprādzieni – saules uzliesmojumi. Tie rada spēcīgu jonizējošo starojumu (galvenokārt rentgenstarus) un caurejošu starojumu (enerģētiskās elementārdaļiņas, elektronus un protonus). Ātrgaitas korpuskulārās plazmas plūsmas maina Saules vainaga struktūru. Kad Zeme iekrīt šādā plūsmā, tās magnetosfēra tiek deformēta un notiek magnētiskā vētra. Jonizējošais starojums lielā mērā ietekmē apstākļus augšējos atmosfēras slāņos un rada traucējumus jonosfērā. Iespējamā ietekme uz daudzām citām fiziskām parādībām ( cm. sadaļa SAULES UN ZEMES ATTIECĪBAS).

Pirmie saules plankumu novērojumi.

Reizēm uz Saules pat ar neapbruņotu aci caur kūpinātu stiklu var redzēt melnus punktus – plankumus. Tie ir visievērojamākie veidojumi Saules atmosfēras ārējos, tieši novērojamajos slāņos. Ziņojumi par saules plankumiem, kas dažkārt novēroti caur miglu vai ugunsgrēku dūmiem, ir atrodami senajās hronikās un annālēs. Piemēram, Nikona hronikā agrākās pieminēšanas par “melnajām vietām” uz Saules ir datētas ar 1365. un 1371. gadu. Pirmie teleskopiskie novērojumi tika veikti 17. gadsimta pašā sākumā. gandrīz vienlaikus neatkarīgi viens no otra veica Galileo Galilejs Itālijā, Johans Holdsmits Holandē, Kristofers Šeiners Vācijā un Tomass Hariots Anglijā. Ļoti labos atmosfēras apstākļos Saules fotogrāfijās dažkārt var redzēt ne tikai smalko saules plankumu struktūru, bet arī vieglus ažūrus ap tiem - lāpas, vislabāk redzamas Saules diska malā. Ir skaidrs, ka atšķirībā no ideālā emitētāja (piemēram, balta ģipša bumbiņa, kas vienmērīgi izgaismota no visām pusēm), saules disks malā šķiet tumšāks. Tas nozīmē, ka Saulei nav cietas virsmas ar vienādu spilgtumu visos virzienos. Iemesls, kāpēc saules disks kļūst tumšāks pret malu, ir tā ārējo, dzesēšanas slāņu gāzveida raksturs, kurā temperatūra, tāpat kā dziļākajos slāņos, turpina pazemināties uz āru. Saules diska malā redzamības līnija šķērso tās atmosfēras augstākos un aukstākos slāņus, kas izstaro ievērojami mazāk enerģijas.

Galileo Galilejs uz saules plankumiem.

Galilejs dzimis Pizā ( Ziemeļitālija) 1564. gadā. 1609. gadā viņš bija viens no pirmajiem, kas pavērsa savu mazo teleskopu pret debesīm. Mūsdienās katrs skolēns var izgatavot sev pat no briļļu stikla un parasta palielināmā stikla labākais rīks. Tomēr ir pārsteidzoši, cik daudz jauna Galileo redzēja caur savu ļoti nepilnīgo teleskopu: Jupitera pavadoņi, kalni un ieplakas uz Mēness, Veneras fāzes, plankumi uz Saules, zvaigznes Piena ceļš un vēl daudz vairāk. Būdams Kopernika ideju par Saules centrālo stāvokli mūsu planētu sistēmā piekritējs, viņš centās apstiprināt savas idejas ar novērojumiem. 1632. gadā Galilejs publicēja savu slaveno grāmatu Dialogs par divām pasaules sistēmām. Patiesībā šī bija pirmā populārzinātniskā grāmata, kas uzrakstīta izcilā literārā valodā, nevis latīņu valodā, kā toreiz bija pieņemts zinātnieku vidū, bet gan valodā, kas bija saprotama visiem Galilejas tautiešiem. itāļu valoda. Šī grāmata izrādījās drosmīgs un riskants atbalsts Kopernika mācībām, par kurām Galileo drīz vien nodeva inkvizīcijas tiesā. Protams, Galileo cerēja izmantot Saules novērojumus kā pārliecinošāko argumentu. Tāpēc 1613. gadā viņš publicēja trīs vēstules skaistu gravīru veidā ar vispārējo nosaukumu Apraksti un pierādījumi saistībā ar saules plankumiem. Šīs vēstules bija atbilde uz absurdajiem abata Šeinera argumentiem, kurš arī novēroja saules plankumus, taču sajauca tos ar planētām, kuras, pēc viņa domām, virzās Ptolemaja sistēmas noteiktajā virzienā (ģeocentriskā), un tāpēc it kā to apstiprināja. Galilejs norādīja uz Šeinera kļūdu, kurš nepamanīja, ka viņa trompete apgriež attēlu. Pēc tam viņš pierādīja, ka plankumi pieder Saulei, kas izrādījās rotējoša. Galileo pat izdarīja pieņēmumu, kas izrādījās pareizs, bet ko varēja pierādīt tikai divarpus gadsimtus vēlāk, ka plankumi sastāv no gāzēm, kas ir aukstākas un caurspīdīgākas nekā Saules atmosfēra. Visbeidzot, salīdzinājis plankumu melnumu ar debesu tumšumu aiz Saules attēla malas un pamanījis, ka Mēness ir tumšāks par debesu fonu pie Saules, viņš konstatēja, ka saules plankumi ir gaišāki par spožākajiem. vietām uz Mēness. Šis Galileo darbs ir pirmais nopietnais zinātniskais pētījums, kas veltīts Saules fiziskajai dabai. Vienlaikus šis darbs ir spožs daiļliteratūras paraugs, ko ilustrē paša autora skaistās gravīras.

Saules plankumu novērojumi.

Kopējais plankumu un to veidoto grupu skaits noteiktā laika periodā (ciklā) mainās lēnām no 8 līdz 15 gadiem (vidēji 10–11 gadi). Ir svarīgi, lai saules plankumu klātbūtne ietekmētu Zemes magnētisko lauku. To Gorrebovs pamanīja tālajā 18. gadsimtā, un tagad jau zināms, ka Saules aktivitāte ir saistīta ar daudzām sauszemes parādībām, tāpēc Saules un zemes savienojumu izpēte ir ļoti svarīga praktiskajā dzīvē. Tāpēc ir nepieciešami nepārtraukti un pastāvīgi Saules novērojumi, kurus bieži vien apgrūtina slikti laikapstākļi un nepietiekamais speciālo observatoriju tīkls. Ir skaidrs, ka pat pieticīgi amatieru novērojumi, kas veikti rūpīgi un labi aprakstīti (norādot laiku, vietu utt.), var būt noderīgi starptautiskajam Saules aktivitātes datu apkopojumam ( cm. Saules ģeofiziskie dati). Turklāt amatieru novērojumi noteiktā vietā var likt novērotājam atklāt jaunu, iepriekš nepamanītu saikni ar kādu šai vietai raksturīgu zemes parādību. Ikviens amatieris var izmantot savu teleskopu, lai noteiktu slavenāko Saules aktivitātes indeksu – relatīvo Volfa saules plankuma skaitli (nosaukts pēc vācu astronoma, kurš to ieviesa 19. gadsimta vidū). Lai noteiktu Vilka skaitli, jums jāsaskaita, cik atsevišķu plankumu ir redzami Saules attēlā, un pēc tam iegūtajam skaitlim pievienojiet desmitkārtīgu grupu skaitu, ko tie veido. Acīmredzot šāda aprēķina rezultāts lielā mērā ir atkarīgs no daudziem faktoriem, sākot no instrumenta izmēra, attēla kvalitātes, ko lielā mērā ietekmē laikapstākļi, un beidzot ar novērotāja prasmi un modrību. Tāpēc katram novērotājam, pamatojoties uz savu ilgtermiņa novērojumu salīdzinājumu ar vispārpieņemtiem datiem, ir jānovērtē vidējais koeficients, ar kādu viņam jāreizina viņa aplēses par Vilku skaitļiem, lai iegūtu rezultātus vidēji vispārpieņemtajā skalā. Vilku skaitļu (W) vispārpieņemto vērtību kopsavilkumu var atrast, piemēram, biļetenā Saules dati, ko izdevusi Pulkovas observatorija Sanktpēterburgā.

Saules plankumu fiziskās īpašības.

Saules plankumi un jo īpaši saules plankumu grupas ir redzamākie aktīvie veidojumi Saules fotosfērā. Ir zināmi daudzi gadījumi, kad ar neapbruņotu aci caur kūpinātu stiklu tika novēroti lieli plankumi uz Saules. Plankumi vienmēr ir saistīti ar spēcīgu magnētisko lauku parādīšanos, kuru stiprums ir līdz pat vairākiem tūkstošiem oerstedu saules aktīvajā reģionā. Magnētiskais lauks palēnina konvektīvo siltuma pārnesi, kā rezultātā fotosfēras temperatūra nelielā dziļumā zem saules plankuma pazeminās par 1–2 tūkstošiem K. Plankumi rodas daudzu mazu poru veidā, no kurām dažas drīz iet bojā. un daži izaug tumšos veidojumos, kuru spilgtums ir 10 reizes mazāks nekā apkārtējās fotosfēras spilgtums. Saules plankuma ēnu ieskauj pusplēve, ko veido pavedieni, kas ir radiāli līdz saules plankuma centram. Saules plankumu pastāvēšanas ilgums svārstās no vairākām stundām un dienām līdz vairākiem mēnešiem. Lielākā daļa saules plankumu veido pārus, kas izstiepti aptuveni gar Saules ekvatoru – bipolārās grupas saules plankumi ar pretēju magnētisko lauku polaritāti grupas austrumu un rietumu biedros. Saules plankumu un to veidoto bipolāro grupu skaits mainās cikliski (tas ir, mainīgā laika intervālā, vidēji tuvu 11 gadiem), mainoties: vispirms salīdzinoši ātri pieaug, bet pēc tam lēnām samazinās.

Fotosfēras lāpas.

Ap saules plankumiem bieži ir gaišas zonas, ko sauc par lāpām no grieķu vārda lāpa(bulciņa, lāpa). Šī ir Saules aktivitātes sākuma fāze, kas vislabāk redzama pie Saules diska malas, kur kontrasts ar netraucētu fotosfēras fonu sasniedz 25–30%. Lāpas izskatās kā mazu spožu punktu kopums (simtiem kilometru lielas lāpas granulas), kas veido ķēdes un ažūra sietu. Tie ir sastopami gandrīz visos aktīvajos Saules apgabalos, un to parādīšanās notiek pirms saules plankumu veidošanās. Ārpus aktīvajiem apgabaliem Saules polārajos apgabalos periodiski parādās fakulas.

Flokulas.

Hromosfērā virs plūmēm tiek novēroti to turpinājumi, kuriem ir līdzīga struktūra un kurus sauc par flokuli (no latīņu val. flokulis- neliels pūkas gabaliņš). Tā ir saules aktivitātes izpausme hromosfērā, kas ir skaidri redzama uz Saules diska, novērojot ūdeņraža, hēlija, kalcija un citu elementu spektrālās līnijas.

Izcili un pavedieni.

Aktīvie veidojumi Saules koronā - izvirzījumi - var sasniegt lielākos izmērus. Tie ir hromosfēras materiāla mākoņi koronā, ko atbalsta magnētiskie lauki. Tiem ir šķiedraina un nodriskāta struktūra, un tie sastāv no kustīgiem pavedieniem un plazmas recekļiem, kas izceļas ar ārkārtīgi daudzveidīgu formu: dažreiz tie ir kā mierīgas siena kaudzes, dažreiz tās ir virpuļojošas piltuves, kas atgādina gaileņu sēnes vai krūmus, bieži vien tās ir vislielākās figūras. dīvainas formas. Tās arī ļoti atšķiras pēc to dinamiskajām iezīmēm, sākot no klusiem, ilgstošiem veidojumiem līdz pēkšņi eksplodējošiem izvirdumiem. Visilgāk dzīvojošie, lēnām mainīgie klusie prominenti ir kā aizkari, kas karājas gandrīz vertikāli uz magnētiskā lauka līnijām. Novērojot uz saules diska, šādi izvirzījumi tiek projicēti garos šauros pavedienos , kas Saules attēlos ūdeņraža sarkanajā spektrālajā līnijā šķiet tumši. Tas izskaidrojams ar to, ka prominenču viela absorbē fotosfēras starojumu tikai no apakšas, bet izkliedē to visos virzienos.

Saules uzliesmojumi.

Labi attīstītā aktīvajā reģionā neliels saules plazmas tilpums dažreiz pēkšņi eksplodē. Šo visspēcīgāko saules aktivitātes izpausmi sauc par saules uzliesmojumu.

Tas notiek magnētiskā lauka polaritātes izmaiņu zonā, kur nelielā telpas apgabalā “saduras” spēcīgi pretēji virzīti magnētiskie lauki, kā rezultātā būtiski mainās to struktūra. Parasti saules uzliesmojumu raksturo strauja izaugsme(līdz desmit minūtēm) un lēna samazināšanās (20–100 minūtes). Uzliesmojuma laikā starojums palielinās gandrīz visos elektromagnētiskā spektra diapazonos. Spektra redzamajā reģionā šis pieaugums ir salīdzinoši neliels: visspēcīgākajiem uzliesmojumiem, kas novēroti pat baltā gaismā uz spilgtas fotosfēras fona, tas ir ne vairāk kā pusotru līdz divas reizes. Bet spektra tālajos ultravioleto un rentgena apgabalos un jo īpaši radio diapazonā pie metru viļņiem šis pieaugums ir ļoti liels. Dažreiz tiek novēroti gamma staru uzliesmojumi. Apmēram pusi no kopējās uzliesmojuma enerģijas aizvada spēcīgas plazmas vielas emisijas, kas šķērso Saules vainagu un nonāk Zemes orbītā korpuskulāru plūsmu veidā, mijiedarbojoties ar Zemes magnetosfēru, dažkārt izraisot polārblāzmu parādīšanos.

Parasti uzliesmojumus pavada augstas enerģijas lādētu daļiņu izdalīšanās. Ja uzliesmojuma laikā ir iespējams noteikt protonus, tad šādu uzliesmojumu sauc par "protonu uzliesmojumu". Enerģētisko daļiņu plūsmas no protonu uzliesmojumiem rada nopietnus draudus kosmosa astronautu veselībai un dzīvībai. Tie var izraisīt borta datoru un citu ierīču darbības traucējumus, kā arī to degradāciju. Visspēcīgākie uzliesmojumi ir redzami pat “baltā gaismā” uz spilgtas fotosfēras fona, taču šādi notikumi ir ļoti reti. Pirmo reizi šādu uzliesmojumu Anglijā neatkarīgi novēroja Keringtons un Hodžsons 1859. gada 1. septembrī. Vienkāršākais veids, kā novērot saules uzliesmojumus, ir sarkanajā ūdeņraža līnijā, ko izstaro hromosfēra. Radio diapazonā radio spilgtuma pieaugums aktīvajos reģionos ir tik liels, ka kopējā radioviļņu enerģijas plūsma, kas nāk no visas Saules, palielinās desmitiem un pat daudzus tūkstošus reižu. Šīs parādības sauc par saules radio emisijas uzliesmojumiem. Pārrāvumi parādās visos viļņu garumos - no milimetra līdz kilometram. Tos rada triecienviļņi, ko rada uzliesmojums, kas izplatās Saules koronā. Tos pavada paātrinātu protonu un elektronu plūsmas, izraisot plazmas sildīšanu hromosfērā un koronā līdz desmitiem miljonu kelvinu temperatūrai. Tiek uzskatīts, ka visticamākais enerģijas avots, kas izdalās saules uzliesmojuma laikā, ir magnētiskais lauks. Palielinoties magnētiskā lauka stiprumam noteiktā hromosfēras vai vainaga apgabalā, uzkrājas liels daudzums magnētiskās enerģijas. Šajā gadījumā var rasties nestabili stāvokļi, izraisot gandrīz tūlītēju sprādzienbīstamu enerģijas izdalīšanās procesu, kas atbilst miljardu enerģijai. kodolsprādzieni. Visa parādība ilgst no vairākām minūtēm līdz vairākiem desmitiem minūšu, kuru laikā plazmas enerģētiskas izmešanas un saules kosmisko staru plūsmas veidā izdalās līdz 10 25 –10 26 J (10 31–32 erg), kā kā arī visu diapazonu elektromagnētiskais starojums - no rentgena un gamma starojuma - starojuma līdz pat metru radioviļņiem. Cietais ultravioletais un rentgena starojums no uzliesmojumiem maina Zemes atmosfēras stāvokli, izraisot magnētiskus traucējumus, kas būtiski ietekmē visu Zemes atmosfēru, izraisot daudzas ģeofizikas, bioloģiskas un citas parādības.

Saules kosmiskie stari

– augstas enerģijas uzlādētu daļiņu plūsma, kas paātrināta saules atmosfēras augšējos slāņos, kas rodas saules uzliesmojumu laikā. Tie tiek atklāti netālu no Zemes virsmas pēkšņa un strauja kosmisko staru intensitātes pieauguma veidā uz enerģētiskāku galaktisko kosmisko staru fona. . Saules kosmisko staru daļiņu enerģijas novērojumu augšējā robeža e Uz» 2·10 10 eV. To enerģijas apakšējā robeža ir neskaidra un pārsniedz mega elektronu voltus (piem UzЈ 10 6 eV). Dažu uzliesmojumu laikā tas noslīd zem 10 5 eV, t.i., būtībā aizveras līdz ar saules vēja daļiņu enerģijas augšējo robežu. Parasti pieņemtā Saules kosmisko staru enerģijas apakšējā robeža ir 10 5 – 10 6 eV. Pie zemākām enerģijām daļiņu plūsma iegūst plazmas īpašības , kuriem vairs nav iespējams atstāt novārtā daļiņu elektromagnētisko mijiedarbību savā starpā un ar starpplanētu magnētisko lauku.

Saules kosmisko staru galveno daļu veido protoni ar e Uzі 10 6 eV, ir arī kodoli ar lādiņu Z i 2 (līdz 28 Ni kodoliem) un enerģijas e Uz no 0,1 līdz 100 MeV/nukleons, elektroni ar e Uzі 30 keV (eksperimentālā robeža). Tika reģistrētas ievērojamas 2H deuteronu plūsmas, konstatēta tritija 3H un galveno izotopu C, O, Ne un Ar klātbūtne. Dažu uzliesmojumu laikā parādās ievērojams daudzums 3 He izotopa kodolu. Kodolu relatīvais saturs ar Zі 2 galvenokārt atspoguļo Saules atmosfēras sastāvu, savukārt protonu daļa mainās atkarībā no uzliesmojuma.

Parādību (procesu) komplekss, kas notiek pirms brīža t 0 paaudzes saules kosmisko staru, kā arī procesiem, kas notiek tuvu momentam t 0 (pavadošie efekti) un tie, kas pavada saules kosmisko staru ģenerēšanu (ar aizkavēšanos T attiecībā pret brīdi t 0 vai t 0 + D t, kur D t– paātrinājuma ilgums) sauc par saules protonu notikumu (SPE). Daļiņām ar e Uzі 10 8 eV Saules kosmisko staru plūsmas intensitātes atkarībai no laika Zemes tuvumā (SPE laika profilam) ir raksturīgs asimetrisks izskats. Tas ir attēlots ar līkni ar ļoti strauju pieaugumu (minūtēs un desmitiem minūšu laikā) ar lēnāku samazinājumu (no vairākām stundām līdz » 1 dienai). Šajā gadījumā pieauguma amplitūda uz Zemes virsmas var sasniegt simtiem un tūkstošiem procentu attiecībā pret galaktikas kosmisko staru fona plūsmu. Attālinoties no Zemes virsmas (stratosfērā, satelītu orbītās un starpplanētu telpā), saules kosmisko staru reģistrēšanas enerģijas slieksnis pakāpeniski samazinās, un ievērojami palielinās novēroto protonu notikumu biežums. Šajā gadījumā staru laika profils, kā likums, stiepjas vairākus desmitus stundu.

Saules kosmisko staru sadalījumu pēc enerģijas un lādiņa Zemes tuvumā nosaka daļiņu paātrinājuma mehānisms avotā (saules uzliesmojums), to izejas no paātrinājuma apgabala īpašības un izplatīšanās apstākļi starpplanētu vidē, tāpēc ir ļoti grūti ticami noteikt saules kosmisko staru spektra formu. Acīmredzot tas nav vienāds dažādos enerģijas intervālos: diferenciālā enerģijas spektra attēlojumā ar jaudas funkciju ~ e-- g Uz g indekss samazinās, samazinoties enerģijai) (spektrs kļūst plakanāks). Starpplanētu magnētiskajos laukos spektrs manāmi mainās laika gaitā, un g vērtība palielinās un spektrs joprojām strauji samazinās, t.i. daļiņu skaits strauji samazinās, palielinoties enerģijai. Spektra indikators avotā var atšķirties no notikuma līdz notikumam 2 Ј g Ј 5 robežās atkarībā no SPE jaudas un aplūkojamā enerģijas intervāla, un Zemei - attiecīgi 2 Ј g Ј 7 robežās. Pilns numurs Paātrinātie protoni, kas izdalās starpplanētu telpā spēcīgas SPE laikā, var pārsniegt 10 32 , un to kopējā enerģija ir 10 31 erg, kas ir salīdzināma ar uzliesmojuma elektromagnētiskā starojuma enerģiju. Šķiet, ka augstums, kādā notiek daļiņu paātrinājums Saules atmosfērā, dažādiem uzliesmojumiem ir atšķirīgs: dažos gadījumos paātrinājuma apgabals (avots) atrodas koronā plazmas daļiņu koncentrācijā. n~ 10 11 cm –3 , citās – hromosfērā, kur n~ 10 13 cm –3 . Saules kosmisko staru izeju ārpus Saules atmosfēras būtiski ietekmē magnētisko lauku konfigurācija koronā.

Daļiņu paātrinājums ir cieši saistīts ar pašu saules uzliesmojumu rašanās un attīstības mehānismu. Galvenais uzliesmojuma enerģijas avots ir magnētiskais lauks. Kad tas mainās, rodas elektriskie lauki, kas paātrina lādētās daļiņas. Visticamākie daļiņu paātrinājuma mehānismi uzliesmojumos tiek uzskatīti par elektromagnētiskiem. Kosmiskā stara daļiņas ar lādiņu Ze, masu Pie r un ātrumu n elektromagnētiskajos laukos parasti raksturo magnētiskā stingrība R = amp Ar n /Ze, Kur A– elementa atomu numurs. Ja procesu paātrina gandrīz regulārs elektriskais lauks, kas rodas, kad neitrālās strāvas slānis pārtrūkst uzliesmojumā, paātrinājums, ir iesaistītas visas karstās plazmas daļiņas no pārtraukuma reģiona un saules kosmisko staru spektrs formā ~ exp ( –R/R 0), kur R 0 – raksturīgais stīvums. Ja magnētiskais lauks uzliesmojuma reģionā mainās regulāri (piemēram, tas laika gaitā pieaug saskaņā ar noteiktu likumu), tad ir iespējama betatrona paātrinājuma ietekme. Šis mehānisms noved pie spēka likuma stingrības spektra (~ R – g). Saules atmosfēras ļoti nemierīgajā plazmā Rodas arī neregulāri mainīgi elektriskie un magnētiskie lauki, kas izraisa stohastisko paātrinājumu. Sīkāk ir izstrādāts statistiskā paātrinājuma mehānisms daļiņu sadursmēs ar magnētiskām neviendabībām (Fermi mehānisms). Šis mehānisms dod enerģijas spektru formā ~ e – gk.

Uzliesmojuma apstākļos galvenā loma būtu jāspēlē ātras (regulāras) paātrinājuma mehānismiem, lai gan teorija pieļauj arī alternatīvu iespēju - lēnu (stohastisku) paātrinājumu. Raķešu fiziskā attēla sarežģītības un novērojumu neprecizitātes dēļ ir grūti izvēlēties starp dažādiem mehānismiem. Tajā pašā laikā novērojumi un teorētiskā analīze liecina, ka uzliesmojuma laikā var darboties kāda paātrinājuma mehānismu kombinācija. Pamatā svarīga informācija Saules kosmisko staru paātrinājuma procesus var iegūt, reģistrējot neitronu plūsmu un gamma starojumu no uzliesmojumiem, kā arī no rentgena un radio elektromagnētiskā starojuma. Dati par šiem starojumiem, kas iegūti, izmantojot kosmosa kuģus, liecina par strauju saules kosmisko staru paātrinājumu (laika sekundēs).

Atstājot paātrinājuma apgabalu, Saules kosmisko staru daļiņas daudzas stundas klīst starpplanētu magnētiskajā laukā, izkliedējot tā neviendabīgumu, un pakāpeniski pārvietojas uz Saules sistēmas perifēriju. Dažas no tām iekļūst Zemes atmosfērā, izraisot papildu atmosfēras gāzu jonizāciju (galvenokārt polāro vāciņu reģionā). Pietiekami intensīvas saules kosmisko staru plūsmas var būtiski noārdīt atmosfēras ozona slāni. Tādējādi saules kosmiskajiem stariem ir aktīva loma saules un zemes savienojumu sistēmā. Spēcīgas ātro daļiņu plūsmas saules uzliesmojumu laikā var radīt nopietnas briesmas starpplanētu telpā kosmosa kuģu komandām, to saules paneļiem un elektroniskajam aprīkojumam. Noskaidrots, ka vislielāko devumu kopējā dozā dod saules protoni ar enerģiju 2·10 7 – 5·10 8 eV. Zemākas enerģijas daļiņas efektīvi absorbē kosmosa kuģa āda. Salīdzinoši nelieli saules protonu notikumi rada maksimālo protonu plūsmu ar enerģiju ec i 10 8 eV nav lielāks par 10 2 – 10 3 cm –2 s –1, kas ir salīdzināms ar protonu plūsmu Zemes iekšējā starojuma joslā. Par pēdējā laikā viens no spēcīgākajiem X17 uzliesmojumiem notika 2005. gada septembrī. Maksimālo protonu plūsmu vērtības jaudīgu SPE laikā palielinās, samazinoties enerģijai. Lai nodrošinātu kosmosa kuģu radiācijas drošību, ir nepieciešams paredzēt saules uzliesmojumus.

Saules aktivitātes cikls.

Vācu astronoms amatieris Heinrihs Švābe no Desavas, pēc profesijas farmaceits, ceturtdaļgadsimtu novēroja Sauli katrā skaidrā dienā un atzīmēja pamanīto saules plankumu skaitu. Kad viņš bija pārliecināts, ka šis skaitlis regulāri palielinās un samazinās, viņš 1851. gadā publicēja savus novērojumus un tādējādi piesaistīja zinātnieku uzmanību savam atklājumam. Cīrihes observatorijas direktors R.Vulfs detalizēti izpētīja agrākos datus par saules plankumu novērojumiem un organizēja to turpmāko sistemātisku uzskaiti. Viņš ieviesa īpašu indeksu, lai raksturotu saules plankumu aktivitāti, proporcionālu visu atsevišķo saules plankumu skaita summai. šobrīd novērots uz Saules diska, un desmit reizes lielāks par to izveidoto grupu skaitu. Pēc tam šo indeksu sāka saukt par vilku numuriem. Izrādījās, ka Vilka skaitļu sērijas maksimumu un minimumu maiņa nenotiek stingri periodiski, bet laika intervālos no astoņiem līdz piecpadsmit gadiem. Tomēr iekšā dažādi laikmeti intervāls izrādījās vienāds, vidēji - apmēram vienpadsmit gadi. Tāpēc parādību sāka saukt par 11 gadu Saules aktivitātes ciklu.

Cikla sākumā saules plankumu gandrīz nemaz nav. Pēc tam vairāku gadu laikā to skaits palielinās līdz noteiktam maksimumam, pēc tam nedaudz lēnāk atkal samazinās līdz minimumam. Ņemot vērā bipolāro grupu un visas Saules plankumu magnētiskās polaritātes maiņu blakus ciklos, 22 gadu Saules aktivitātes cikls ir fiziski pamatotāks. Ir liecības par garāku ciklu esamību: 35 gadi (Briknera cikls), laicīgie (80–130 gadi) un daži citi.

Saules aktivitātes indeksi.

Saules aktivitātes līmeni parasti raksturo īpaši Saules aktivitātes indeksi. Slavenākie no tiem ir Wolf skaitļi W, ko ieviesa vācu astronoms Rūdolfs Volfs: W = k(f + 10g), kur, f ir visu atsevišķo plankumu skaits, kas pašlaik novēroti Saules diskā, un g– desmitkārtīgs to izveidoto grupu skaits. Šis indekss veiksmīgi atspoguļo ieguldījumu saules aktivitātē ne tikai no pašiem saules plankumiem, bet arī no visa aktīvā reģiona, ko galvenokārt aizņem fakulas. Tāpēc skaitļi Wļoti labi sakrīt ar moderniem, precīzākiem rādītājiem, piemēram, radio emisijas plūsmas apjoms no visas Saules pie 10,7 cm viļņa Ir arī daudzi citi Saules aktivitātes rādītāji, ko nosaka fakulu laukums, flokuli , saules plankumu ēnas, uzliesmojumu skaits utt.

Saules loma dzīvībai uz Zemes.

Dažādi saules starojuma veidi nosaka zemes, okeāna un atmosfēras siltuma bilanci. Ārpus zemes atmosfēras uz katru saules stariem perpendikulāras platības kvadrātmetru ir nedaudz vairāk par 1,3 kilovatiem enerģijas. Zemes zeme un ūdeņi absorbē apmēram pusi no šīs enerģijas, un aptuveni piektā daļa no tās tiek absorbēta atmosfērā. Pārējā saules enerģija (apmēram 30%) tiek atspoguļota atpakaļ starpplanētu telpā, galvenokārt Zemes atmosfērā. Grūti iedomāties, kas notiks, ja kādu laiku kaut kāda barjera aizslēgs šo staru ceļu uz Zemi. Arktiskais aukstums ātri sāks pārņemt mūsu planētu. Pēc nedēļas tropus klās sniegs. Upes aizsals, vēji pierims un okeāns aizsals līdz dibenam. Ziema atnāks pēkšņi un visur. Tas sāksies stiprs lietus, bet ne no ūdens, bet no šķidrā gaisa (galvenokārt šķidrā slāpekļa un skābekļa). Tas ātri sasals un pārklāj visu planētu ar septiņu metru slāni. Šādos apstākļos neviena dzīvība nevar izdzīvot. Par laimi, tas viss nevar notikt, vismaz pēkšņi un pārskatāmā nākotnē, taču aprakstītais attēls diezgan skaidri ilustrē Saules nozīmi Zemei. Saules gaisma un siltums bija vissvarīgākie rašanās un attīstības faktori bioloģiskās formas dzīvība uz mūsu planētas. Vēja, ūdenskritumu, upju plūsmu un okeānu enerģija ir Saules uzkrātā enerģija. To pašu var teikt par fosilo kurināmo: oglēm, naftu, gāzi. Saules elektromagnētiskā un korpuskulārā starojuma ietekmē gaisa molekulas sadalās atsevišķos atomos, kas, savukārt, tiek jonizēti. Veidojas uzlādēti zemes atmosfēras augšējie slāņi: jonosfēra un ozonosfēra. Tie novirza vai absorbē kaitīgo jonizējošo un caurejošo saules starojumu, nododot uz Zemes virsmu tikai to Saules enerģijas daļu, kas ir noderīga dzīvajai pasaulei, kurai ir pielāgojušies augi un dzīvās būtnes. Tomēr pat nenozīmīga atlikušā daļa ultravioletie stari, sasniedzot mūsu pludmales, var sagādāt daudz nepatikšanas nepiesardzīgiem tūristiem, kuri vēlas iegūt iedegumu.

Saules un zemes savienojumi.

Parādību komplekss, kas saistīts ar saules korpuskulārā un elektromagnētiskā starojuma ietekmi uz ģeomagnētisko, atmosfēras, klimatisko, laikapstākļu, bioloģisko un citu ģeofizikālo un ģeoloģiskie procesi- īpašas disciplīnas priekšmets, ko sauc par saules un zemes savienojumiem. Tās galvenās idejas tika izvirzītas 20. gadsimta sākumā. izcilu krievu zinātnieku V. I. Vernadska, K. E. Ciolkovska un A. L. Čiževska darbi - heliobioloģijas pamatlicējs, aktīvs Saules aktivitātes ietekmes pētnieks. dažādas parādības notiek uz Zemes.

Saule un troposfēra.

Zemes virsma uzsilst vairāk nekā gaiss, tāpēc virszemes gaisa slāņi ir siltāki nekā virsējie. Ja karstā dienā skatāties uz atklātu ainavu, jūs pamanīsit karstā gaisa strūklas. Tādējādi Zemes zemākajā atmosfērā notiek sajaukšanās (konvekcija), kas ir līdzīga tai, kas izraisa granulāciju veidošanos Saules fotosfērā. Šo 10–12 kilometru biezo slāni (vidējos platuma grādos) sauc par troposfēru. Tas ir skaidri redzams no augšas no lidmašīnas loga, kas lido pāri gubumākoņu plīvuram - konvekcijas izpausme zemes atmosfērā. Temperatūra troposfērā vienmērīgi pazeminās līdz ar augstumu, līdz –40 un pat –80°C aptuveni 8 un 100 km augstumā.

Saule, laikapstākļi un klimats.

Saules gaismas un siltuma pieplūdums rotējošajā Zemē izraisa ikdienas temperatūras izmaiņas gandrīz visos platuma grādos, izņemot polāros ledus vāciņus, kur naktis un dienas var ilgt līdz sešiem mēnešiem. Taču svarīgākais šeit ir ikgadējais saules apstarošanas ritms, kas ir manāms arī visā Zemē, izņemot ekvatoriālo zonu, kur jūtama tikai dienas un nakts maiņa. Ikdienas un ikgadējās izmaiņas Zemes pakļautībā saules stariem izraisa sarežģītu periodisku apkures mainīgumu dažādos Zemes reģionos. Dažādu zemes daļu, okeāna un atmosfēras nevienmērīga sasilšana izraisa spēcīgu strūklu plūsmu rašanos okeānos, kā arī vējus, ciklonus un viesuļvētras troposfērā. Šīs matērijas kustības izlīdzina temperatūras izmaiņas un tajā pašā laikā spēcīgi ietekmē laikapstākļus katrā Zemes punktā un veido klimatu uz visas planētas. Var sagaidīt, ka termiskajam režīmam uz Zemes, kas izveidots tūkstošiem gadu, vajadzētu nodrošināt ārkārtīgi precīzu atkārtojamību laika parādības katrā konkrētajā reģionā. Dažās vietās tas patiešām notiek. Piemēram, kopš senās vēstures ir zināms, ka Nīlas plūdi, kas saistīti ar nokrišņiem tās augštecē, sākas kā pulkstenis tajā pašā tropiskā gada dienā. Tomēr daudzviet citur, kamēr vispārējie modeļi paliek nemainīgi, bieži tiek novērotas ievērojamas novirzes no vidējā. Daudzi no tiem ir atspoguļoti kalendāros dažādas tautas, it īpaši krievu valodā (maijs ir auksts - gads ir auglīgs, ja Evdokijā vista var dzert no peļķes, vasara būs silta utt.). Tomēr, piemēram, Epifānijas un Vvedenijas salnu datumi ir stabilāki, bet Ziemassvētku datumi - mazāk. No ģeoloģijas mēs zinām par vairākiem ledus laikmeti. Visas šīs anomālijas, vismaz daļēji, var būt saistītas ar saules aktivitāti.

Edvards Kononovičs

Literatūra:

Pikelner S.B. Sv. M., Fizmatgiz, 1961. gads
Menzels D. Mūsu saule. M., Fizmatgiz, 1963. gads
Vitinsky Yu.I., Ol A.I., Sazonov B.I. Saule un Zemes atmosfēra. L., Gidrometeoizdat, 1976. gads
Kononovičs E.V. Saule ir dienas zvaigzne. M., Izglītība, 1982. gads
Mittons S. Dienas zvaigzne. M., Mir, 1984
Kononovičs E.V., Morozs V.I. Vispārējais astronomijas kurss. M., URSS, 2001. gads



Skatīties Saules aktivitāte reālajā laikā: fotosfēras foto, magnētiskais lauks, pārejas slānis, saules korona un saules vējš, ietekme uz Zemi.

SOHO dati

SDO/HMI dati

LK koronagrāfa dati

SOHO dati

EIT nodrošinās liela mēroga korona un pārejas reģiona attēlus uz Saules diska līdz 1,5 saules rādiusiem. Optiskā sistēma koncentrējas uz spektrālās emisijas līnijām no Fe IX (171 Å), Fe XII (195 Å), Fe XV (284 Å) un He II (304 Å), lai nodrošinātu jutīgu temperatūras analīzi. Diapazons: 6 × 10 4 K līdz 3 × 10 6 K

Attēls SOHO EIT 171

Attēls SOHO EIT 195

Attēls SOHO EIT 284

Attēls SOHO EIT 304

Teleskopa redzamības lauks ir 45 x 45 loka minūtes un 2,6 loka sekundes, kas garantē 5 reizes lielāku telpisko izšķirtspēju. EIT plāno globāli zondēt koronālo plazmu, kā arī vēso, turbulento atmosfēras slāni zemāk. Dati būs pamats zemes apsekojumiem.

SDO/HMI dati

Saules svārstību izmeklēšana (SOI) izmanto Doplera nobīdes mērītāju (MDI), lai pētītu Saules iekšpusi, fiksējot fotosfēras zvaigžņu svārstības. Režīmu analīze parāda konvekcijas apgabala un kodola statiskos un dinamiskos raksturlielumus. Ja mēs saprotam īpašības, tad sapratīsim labāk Saules magnētiskais lauks un virsmas aktivitāte.

Attēls SDO/HMI Continuum

Instruments attēlo zvaigznes 10242 CCD kamerā, izmantojot šauru spektrālo filtru virkni. Galīgie elementi (interferometru pāris) palīdz MDI izveidot filtrgrammas ar 94 mA FWHM joslas platumu. Katru minūti 20 kadri tiek ierakstīti 5 viļņu garumos Ni I 6768 spektrālajā līnijā Ierīce nosaka kontinuuma intensitāti un ātrumu ar 4 collu izšķirtspēju visā diskā.

SDO/HMI magnetogrammas attēls

Lai nodrošinātu pastāvīgu skatījumu uz visilgāk noturīgajiem režīmiem (parāda iekšējo saules struktūru), tiek rūpīgi aprēķināts telpisko vidējo rādītāju kopums. MDI pusi sava laika pavada visu attēla pakārtoto ātrumu un intensitātes apstrādei. Ātrgaitas telemetrija (HRT) ir pieejama katru gadu 8 stundas dienā. 8 stundu intervālos HAT tiks ieprogrammēts, lai veiktu citus novērojumus, piemēram, augstākas izšķirtspējas lauka aprēķinus. Polarizatorus ievieto vairākas reizes dienā, lai mainītu magnētiskā lauka redzamības līniju. MDI darbības tiks ieplānotas iepriekš un aktivizētas ikdienas 8 stundu laikā. Ienākošie dati tiks apstrādāti nekavējoties. Dati nonāks SOI atbalsta centrā (Stenforda), kur katru gadu tiek pārskatīti 3 terabaiti kalibrētu datu. Pēc tam informācija tiks ievietota kopīgai izpētei.

LK koronagrāfa dati

SWPC birojs izmantoja LASCO (platleņķa spektrometrisko koronagrāfu), lai analizētu saules siltumu un pārejošus notikumus, tostarp uzliesmojumus, koronu un zvaigžņu vēju. Iegūtie attēli ir ļoti svarīgi WSA-Enlil modelim, kas sāka darboties 2011. gadā. Tas ir galvenais instruments, lai prognozētu koronālās masas izdalīšanos un saules vēja ietekmi uz mūsu planētu.

LK C2 attēls

LK C3 attēls

LK ir viens no 11 NASA kosmosa kuģa SOHO (Solar and Heliospheric Observatory) instrumentiem. Tas tika palaists 1995. gadā no Kenedija kosmosa centra. Instrumentu attēlo trīs koronagrāfi, kas parāda 1,1–32 saules rādiusus. Viens rādiuss aptver 700 000 km. Koronagrāfs ir teleskops, kas bloķē gaismu no saules diska, ļaujot redzēt vājo koronas starojumu. LK koronagrāfi ir daļa no SOHO instrumentu komplekta, kas tika laists klajā 1995. gadā. SWPC izmantoja koronogrāfijas attēlus, lai prognozētu laikapstākļus. Pašlaik ir spēkā WSA-Enlil modelis.

Saules disks būtiski ietekmē planētu procesus. Galu galā tas ir galvenais dzīvības avots. Tāpēc Saules aktivitāte piesaista uzmanību, jo tā noved pie Zemes meteoroloģiskā stāvokļa (spiediena krituma, ūdens līmeņa un temperatūras lēciena) un cilvēka garīgās veselības transformācijas. Magnētisko vētru skatīšanās tiešsaistē reāllaikā ir neaizmirstama pieredze.

Saules atmosfērā dominē brīnišķīgs aktivitātes bēguma un bēguma ritms. no kuriem lielākie ir redzami pat bez teleskopa, ir īpaši spēcīga magnētiskā lauka zonas uz zvaigznes virsmas. Tipiska nobriedusi vieta ir balta un margrietiņas formas. Tas sastāv no tumša centrālā kodola, ko sauc par umbru, kas ir magnētiskās plūsmas cilpa, kas stiepjas vertikāli no apakšas, un gaišāka šķiedru gredzena ap to, ko sauc par pusumbru, kurā magnētiskais lauks stiepjas uz āru horizontāli.

Saules plankumi

Divdesmitā gadsimta sākumā. Džordžs Ellerijs Heils, izmantojot savu jauno teleskopu, lai novērotu Saules aktivitāti reāllaikā, atklāja, ka plankumu spektrs ir līdzīgs vēsi sarkano M tipa zvaigžņu spektram. Tādējādi viņš parādīja, ka ēna šķiet tumša, jo tās temperatūra ir tikai aptuveni 3000 K, kas ir daudz mazāka nekā apkārtējās fotosfēras 5800 K. Magnētiskajam un gāzes spiedienam šajā vietā vajadzētu līdzsvarot apkārtējo vidi. Tas ir jāatdzesē tā, lai gāzes iekšējais spiediens kļūtu ievērojami zemāks par ārējo. Intensīvi procesi notiek “vēsajās” zonās. Saules plankumi atdziest, jo spēcīgais lauks nomāc konvekciju, kas pārnes siltumu no apakšas. Šī iemesla dēļ to izmēra apakšējā robeža ir 500 km. Mazākus plankumus ātri uzkarsē apkārtējais starojums un iznīcina.

Neskatoties uz konvekcijas trūkumu, liela organizēta kustība notiek saules plankumos, galvenokārt pustumsā, kur to pieļauj horizontālās lauka līnijas. Šādas kustības piemērs ir Evershed efekts. Šī ir plūsma ar ātrumu 1 km/s pusmbra ārējā pusē, kas kustīgu objektu veidā sniedzas ārpus tās robežām. Pēdējie ir magnētiskā lauka elementi, kas plūst uz āru caur apgabalu, kas ieskauj saules plankumu. Hromosfērā virs tā Evershed apgrieztā plūsma parādās spirāļu veidā. Pusumbras iekšējā puse virzās uz ēnu.

Vibrācijas rodas arī saules plankumos. Kad fotosfēras reģions, kas pazīstams kā "gaismas tilts", šķērso ēnu, tiek novērota ātra horizontāla plūsma. Lai gan ēnu lauks ir pārāk spēcīgs, lai ļautu kustēties, straujas svārstības ar periodu 150 s notiek tikai augstāk hromosfērā. Virs pusslāņa atrodas t.s ceļojoši viļņi, kas izplatās radiāli uz āru ar periodu 300 s.

Saules plankumu skaits

Saules aktivitāte sistemātiski šķērso visu zvaigznes virsmu starp 40° platuma grādiem, kas norāda uz šīs parādības globālo raksturu. Neskatoties uz būtiskām cikla svārstībām, kopumā tas ir iespaidīgi regulārs, par ko liecina labi iedibinātā kārtība saules plankumu skaitļu un platuma pozīcijās.

Perioda sākumā grupu skaits un to lielumi strauji pieaug, līdz pēc 2-3 gadiem tiek sasniegts to maksimālais skaits, bet pēc vēl viena gada tiek sasniegta maksimālā platība. Grupas vidējais mūža ilgums ir aptuveni viens Saules apgrieziens, bet neliela grupa var ilgt tikai 1 dienu. Lielākās saules plankumu grupas un lielākie izvirdumi parasti notiek 2 vai 3 gadus pēc saules plankumu robežas sasniegšanas.

Var parādīties līdz 10 grupām un 300 plankumiem, un vienā grupā var būt līdz 200. Cikla gaita var būt neregulāra. Pat pie maksimuma plankumu skaits īslaicīgi var ievērojami samazināties.

11 gadu cikls

Plankumu skaits atgriežas līdz minimumam aptuveni ik pēc 11 gadiem. Šobrīd uz Saules ir vairāki mazi līdzīgi veidojumi, parasti zemos platuma grādos, un mēnešiem ilgi tie var nebūt. Jauni plankumi sāk parādīties augstākos platuma grādos, starp 25° un 40°, ar polaritāti, kas ir pretēja iepriekšējam ciklam.

Tajā pašā laikā augstos platuma grādos var pastāvēt jauni plankumi, bet zemos platuma grādos - veci. Jaunā cikla pirmie plankumi ir mazi un ilgst tikai dažas dienas. Tā kā rotācijas periods ir 27 dienas (lielākos platuma grādos ilgāk), tie parasti neatgriežas, un jaunāki nonāk tuvāk ekvatoram.

11 gadu ciklā saules plankumu grupu magnētiskās polaritātes konfigurācija ir vienāda noteiktā puslodē un otrā puslodē ir pagriezta uz pretējā virzienā. Tas mainās nākamajā periodā. Tādējādi jauniem plankumiem augstos platuma grādos ziemeļu puslodē var būt pozitīva polaritāte, kam seko negatīva, savukārt grupas no iepriekšējā cikla zemajos platuma grādos būs pretēja orientācija.

Pamazām vecie plankumi pazūd, un parādās jauni lielos daudzumos un izmēri zemākos platuma grādos. To izplatība ir tauriņa formas.

Pilns cikls

Tā kā saules plankumu grupu magnētiskās polaritātes konfigurācija mainās ik pēc 11 gadiem, tā atgriežas pie tās pašas vērtības ik pēc 22 gadiem, un šis periods tiek uzskatīts par pilna magnētiskā cikla periodu. Katra perioda sākumā Saules vispārējam laukam, ko nosaka dominējošais lauks pie pola, ir tāda pati polaritāte kā iepriekšējā plankumiem. Aktīvajiem apgabaliem plīstot, magnētiskā plūsma tiek sadalīta sekcijās ar pozitīvu un negatīvu zīmi. Pēc tam, kad tajā pašā zonā ir parādījušies un pazuduši daudzi plankumi, veidojas lieli vienpolāri apgabali ar vienu vai otru zīmi, kas virzās uz atbilstošo Saules polu. Katra minimuma laikā pie poliem dominē nākamās polaritātes plūsma šajā puslodē, un tas ir lauks, kas redzams no Zemes.

Bet, ja visi magnētiskie lauki ir līdzsvaroti, kā tie tiek sadalīti lielos vienpolāros reģionos, kas kontrolē polāro lauku? Uz šo jautājumu atbilde nav atrasta. Lauki, kas tuvojas poliem, rotē lēnāk nekā saules plankumi ekvatoriālajā reģionā. Galu galā vāji lauki sasniegt polu un apgriezt dominējošo lauku. Tas maina polaritāti, kas jāieņem jauno grupu vadošajām vietām, tādējādi turpinot 22 gadu ciklu.

Vēsturiskas liecības

Lai gan Saules aktivitātes cikls ir bijis diezgan regulārs vairākus gadsimtus, ir novērotas arī būtiskas atšķirības. 1955.-1970.gadā daudz vairāk plankumu atradās ziemeļu puslodē, un 1990. gadā tās dominēja dienvidu puslodē. Divi cikli, kas sasniedza maksimumu 1946. un 1957. gadā, bija lielākie vēsturē.

Angļu astronoms Valters Maunders atrada pierādījumus par zemas Saules magnētiskās aktivitātes periodu, norādot, ka no 1645. līdz 1715. gadam tika novērots ļoti maz saules plankumu. Lai gan parādība pirmo reizi tika atklāta ap 1600. gadu, šajā periodā tika reģistrēti daži novērojumi. Šo periodu sauc par pilskalna minimumu.

Pieredzējuši novērotāji ir ziņojuši par izskatu jauna grupa vietas kā lielisku notikumu, atzīmējot, ka viņi tos nebija redzējuši daudzus gadus. Pēc 1715. gada šī parādība atgriezās. Tas sakrita ar aukstāko periodu Eiropā no 1500. līdz 1850. gadam. Tomēr saikne starp šīm parādībām nekad nav pierādīta.

Ir daži pierādījumi par citiem līdzīgiem periodiem aptuveni 500 gadu intervālos. Ja Saules aktivitāte ir augsta, saules vēja radītie spēcīgie magnētiskie lauki bloķē lielas enerģijas galaktiskos kosmiskos starus, kas tuvojas Zemei, tādējādi samazinot oglekļa-14 veidošanos. 14 C mērīšana koku gredzenos apstiprina zemu saules aktivitāti. 11 gadu cikls tika atklāts tikai 1840. gados, tāpēc novērojumi pirms šī laika bija sporādiski.

Īslaicīgi apgabali

Papildus saules plankumiem ir daudz sīku dipolu, ko sauc par īslaicīgiem aktīviem reģioniem, kas vidēji ilgst mazāk nekā dienu un ir sastopami visā Saulē. To skaits sasniedz 600 dienā. Lai gan īslaicīgie reģioni ir mazi, tie var veidot ievērojamu daļu no zvaigznes magnētiskās plūsmas. Bet, tā kā tie ir neitrāli un diezgan mazi, tiem, iespējams, nav nozīmes cikla un globālā lauka modeļa attīstībā.

Prominences

Šī ir viena no skaistākajām parādībām, ko var novērot Saules aktivitātes laikā. Tie ir līdzīgi mākoņiem Zemes atmosfērā, taču tos atbalsta magnētiskie lauki, nevis siltuma strāvas.

Jonu un elektronu plazma, komponente saules atmosfēra, nevar šķērsot horizontālās lauka līnijas, neskatoties uz gravitācijas spēku. Izciļņi parādās robežās starp pretējām polaritātēm, kur lauka līnijas maina virzienu. Tādējādi tie ir uzticami pēkšņu lauka pāreju indikatori.

Tāpat kā hromosfērā, izciļņi ir caurspīdīgi baltā gaismā, un, izņemot pilnīgus aptumsumus, tie jānovēro Hα (656,28 nm). Aptumsuma laikā sarkanā Hα līnija piešķir izciļņiem skaistu rozā nokrāsu. To blīvums ir daudz mazāks nekā fotosfēras blīvums, jo notiek pārāk maz sadursmju, lai radītu starojumu. Tie absorbē starojumu no apakšas un izstaro to visos virzienos.

Aptumsuma laikā no Zemes redzamajai gaismai nav augšup vērstu staru, tāpēc izvirzījumi šķiet tumšāki. Bet, tā kā debesis ir vēl tumšākas, tās šķiet gaišas uz to fona. To temperatūra ir 5000-50000 K.

Prominenču veidi

Ir divi galvenie prominenču veidi: klusie un pārejas. Pirmie ir saistīti ar liela mēroga magnētiskajiem laukiem, kas iezīmē vienpolāru magnētisko reģionu vai saules plankumu grupu robežas. Tā kā šādi apgabali dzīvo ilgu laiku, tas pats attiecas uz klusām prominencēm. Viņiem var būt dažāda forma- dzīvžogi, piekārti mākoņi vai piltuves, bet vienmēr divdimensiju. Stabili pavedieni bieži kļūst nestabili un izplūst, bet var arī vienkārši pazust. Klusas prominences dzīvo vairākas dienas, bet pie magnētiskās robežas var veidoties jaunas.

Pārejošas prominences ir neatņemama saules aktivitātes sastāvdaļa. Tie ietver strūklas, kas ir neorganizēta materiāla masa, ko izspiež zibspuldze, un gabaliņus, kas ir kolimētas nelielu emisiju plūsmas. Abos gadījumos daļa vielas atgriežas virspusē.

Cilpas formas izvirzījumi ir šo parādību sekas. Uzliesmojuma laikā elektronu straume uzkarsē virsmu līdz miljoniem grādu, veidojot karstus (vairāk nekā 10 miljonus K) koronālus izvirzījumus. Tie izstaro spēcīgi, kad tie atdziest, un bez atbalsta nolaižas uz virsmu elegantās cilpās, sekojot magnētiskajām spēka līnijām.

Mirgo

Visievērojamākā parādība, kas saistīta ar saules aktivitāti, ir uzliesmojumi, kas ir strauja magnētiskās enerģijas izdalīšanās no saules plankumu reģiona. Neskatoties uz to augsto enerģiju, lielākā daļa ir gandrīz neredzami redzamajā frekvenču diapazonā, jo enerģijas emisija notiek caurspīdīgā atmosfērā un redzamā gaismā var novērot tikai fotosfēru, kas sasniedz salīdzinoši zemu enerģijas līmeni.

Uzliesmojumus vislabāk var redzēt Hα līnijā, kur spilgtums var būt 10 reizes lielāks nekā blakus esošajā hromosfērā un 3 reizes lielāks nekā apkārtējā kontinuumā. Hα liels uzliesmojums aptvers vairākus tūkstošus saules disku, bet redzamā gaismā parādās tikai daži nelieli spilgti plankumi. Izdalītā enerģija šajā gadījumā var sasniegt 10 33 erg, kas ir vienāda ar visas zvaigznes izvadi 0,25 s. Lielākā daļa šīs enerģijas sākotnēji tiek atbrīvota augstas enerģijas elektronu un protonu veidā, un redzamais starojums ir sekundārs efekts, ko izraisa daļiņas, kas ietekmē hromosfēru.

Raķešu veidi

Uzliesmojumu izmēru diapazons ir plašs – no gigantiskiem, bombardē Zemi ar daļiņām, līdz tikko pamanāmām. Tos parasti klasificē pēc saistītajām rentgenstaru plūsmām ar viļņu garumu no 1 līdz 8 angstrēmiem: Cn, Mn vai Xn, ja attiecīgi lielāks par 10 -6, 10 -5 un 10 -4 W/m 2 . Tādējādi M3 uz Zemes atbilst plūsmai 3 × 10 -5 W/m 2. Šis indikators nav lineārs, jo tas mēra tikai maksimumu, nevis kopējo starojumu. Enerģija, kas katru gadu izdalās 3-4 lielākajos uzliesmojumos, ir līdzvērtīga visu pārējo enerģiju summai.

Uzliesmojumu radīto daļiņu veidi mainās atkarībā no tā, kur notiek paātrinājums. Starp Sauli un Zemi nav pietiekami daudz materiāla jonizējošām sadursmēm, tāpēc tās saglabā sākotnējo jonizēto stāvokli. Daļiņām, kuras vainagā paātrinās triecienviļņi, ir raksturīga 2 miljonu K koronālā jonizācija. Uzliesmojuma korpusā paātrinātajām daļiņām ir ievērojami augstāka jonizācija un ārkārtīgi augsta He 3 koncentrācija — rets hēlija izotops ar tikai vienu neitronu.

Lielākā daļa lielāko uzliesmojumu notiek neliels daudzums superaktīvas lielas saules plankumu grupas. Grupas ir lielas vienas magnētiskās polaritātes kopas, kuras ieskauj pretēja. Lai gan saules uzliesmojumu aktivitātes prognozēšana ir iespējama šādu veidojumu klātbūtnes dēļ, pētnieki nevar paredzēt, kad tie parādīsies, un nezina, kas tos rada.

Ietekme uz Zemi

Papildus gaismas un siltuma nodrošināšanai Saule ietekmē Zemi ar ultravioleto starojumu, pastāvīgu saules vēja plūsmu un daļiņām no lieliem uzliesmojumiem. Ultravioletais starojums rada ozona slānis, kas savukārt aizsargā planētu.

Mīkstie (garo viļņu) rentgena stari veido jonosfēras slāņus, kas nodrošina īsviļņu radiosakarus. Saules aktivitātes dienās palielinās korona (lēni mainīgs) un uzliesmojumu (impulsīvi) starojums, radot labāku atstarojošo slāni, bet jonosfēras blīvums palielinās, līdz radioviļņi tiek absorbēti un īsviļņu komunikācija ir apgrūtināta.

Cietāki (īsāka viļņa garuma) rentgenstaru impulsi no uzliesmojumiem jonizē jonosfēras zemāko slāni (D slāni), radot radio emisiju.

Zemes rotējošais magnētiskais lauks ir pietiekami spēcīgs, lai bloķētu saules vēju, veidojot magnetosfēru ar daļiņām un laukiem, kas plūst ap to. Sānos, kas atrodas pretī zvaigznei, lauka līnijas veido struktūru, ko sauc par ģeomagnētisko spalvu vai asti. Saules vējam pastiprinoties, notiek straujš Zemes lauka pieaugums. Kad starpplanētu lauks pārslēdzas pretēji Zemes virzienam vai kad uz to ietriecas lieli daļiņu mākoņi, magnētiskie lauki plūmē atkal savienojas un tiek atbrīvota enerģija, radot polārblāzmas.

Magnētiskās vētras un saules aktivitāte

Katru reizi, kad Zemei tuvojas lielais, Saules vējš paātrinās un iestājas Tas rada 27 dienu ciklu, kas ir īpaši pamanāms pie saules plankumu minimuma, kas ļauj prognozēt Saules aktivitāti. Lieli uzliesmojumi un citi notikumi izraisa koronālās masas izmešanu, enerģētisko daļiņu mākoņus, kas veido gredzenveida strāvu ap magnetosfēru, izraisot krasas svārstības Zemes laukā, ko sauc par ģeomagnētiskajām vētrām. Šīs parādības traucē radiosakarus un rada sprieguma pārspriegumu tālsatiksmes līnijās un citos garos vados.

Iespējams, ka visintriģējošākā no visām sauszemes parādībām ir Saules aktivitātes iespējamā ietekme uz mūsu planētas klimatu. Mound minimums šķiet saprātīgs, taču ir arī citi skaidri efekti. Lielākā daļa zinātnieku uzskata, ka pastāv svarīga saikne, ko maskē vairākas citas parādības.

Tā kā uzlādētas daļiņas seko magnētiskajiem laukiem, korpuskulārā emisija netiek novērota visos lielajos uzliesmojumos, bet tikai tajos, kas atrodas Saules rietumu puslodē. Spēka līnijas tās rietumu pusē sasniedz Zemi, nosūtot uz turieni daļiņas. Pēdējie galvenokārt ir protoni, jo ūdeņradis ir dominējošais saules elements. Daudzas daļiņas, kas pārvietojas ar ātrumu 1000 km/s sekundē, veido fronti triecienvilnis. Zemas enerģijas daļiņu plūsma lielos uzliesmojumos ir tik intensīva, ka apdraud astronautu dzīvības ārpus Zemes magnētiskā lauka.

Šajā lapā ļoti labi var sekot līdzi mūsu kosmosa laikapstākļiem, kurus galvenokārt nosaka Saule. Dati tiek atjaunināti ļoti bieži - gandrīz katru ik pēc 5-10 minūtēm , lai jūs vienmēr, apmeklējot šo lapu, varētu uzzināt precīzu lietu stāvokli mūsu Saules darbības jomā un kosmosa laikapstākļiem.

• Pateicoties šai lapai un tās tiešsaistes datiem, jūs varat diezgan precīzi saprast kosmosa laika apstākļu stāvokli un tā ietekmi uz Zemi pašreizējā laika momentā. Tiek publicēti grafiki un kartes (tiešsaistē no specializētiem tiešsaistes serveriem, kas apkopo un apstrādā datus no satelītiem), aprakstot laikapstākļus kosmosā (kas ir ērti anomāliju izsekošanai).

Tagad jūs varat redzēt Saule tiešsaistē animācijas režīmā, lai vizuāli labāk novērotu visas Saules izmaiņas, piemēram, uzliesmojumus, tuvumā lidojošus objektus utt.:

Kosmosa laika apstākļi mūsu sistēmā galvenokārt ir atkarīgi no pašreizējā Saules stāvokļa. Galvenie parametri ir cietais starojums un uzliesmojumi, jonizētas plazmas plūsmas, Saules vējš. Cietais starojums un uzliesmojumi ir atkarīgi no tā sauktajiem saules plankumiem. Plankumu kartes un starojuma izplatība rentgena staros ir redzami zemāk (šī ir saules fotogrāfija, kas uzņemta šodien: 18. martā, pirmdienā).

(18.03.2019) Saullēkts: 06:37, saule zenītā: 12:38, saulriets: 18:39, dienas garums: 12:02, rīta krēsla: 06:00, vakara krēsla: 19:16, .

Koronālās pārejošas izmešanas un topošās saules vēja plūsmas atzīmēts attēlā zemāk (šī ir Saules vainaga fotogrāfija, kas uzņemta šodien: 18. martā, pirmdien).

Saules uzliesmojumu grafiks. Izmantojot šo grafiku, jūs varat uzzināt uzliesmojumu stiprumu, kas katru dienu notiek uz Saules. Tradicionāli zibspuldzes iedala trīs klasēs: C, M, X, to var redzēt zemāk esošās diagrammas skalā, sarkanās līnijas viļņa maksimālā vērtība nosaka zibspuldzes stiprumu. Visvairāk spēcīga zibspuldze- X klase.

Pasaules temperatūras karte

Pasaules laikapstākļi augstas temperatūras var sekot tālāk bieži atjauninātajā kartē. Pēdējā laikā ir skaidri redzamas izmaiņas klimatiskajās zonās.

Saule tagad (18. marts, pirmdiena) ultravioletajā spektrā(vienā no ērtākajiem Saules un tās virsmas stāvokļa apskatei).

Saules stereo attēls. Kā zināms, nesen kosmosā tika speciāli nosūtīti divi satelīti, kuri iegāja īpašā orbītā, lai Sauli “redzētu” no divām pusēm uzreiz (iepriekš Sauli redzējām tikai no vienas puses) un pārraidītu šos attēlus uz Zemi. Zemāk varat redzēt šo attēlu, kas tiek atjaunināts katru dienu.

[foto no pirmā satelīta]

[foto no otrā satelīta]