Solaktivitet. Solaktivitet og dens påvirkning på natur og klima

Solaktivitetsovervåking og geomagnetiske forhold Jorden online i henhold til ulike parametere... Samt kart over jordens ozonlag og jordskjelv i verden de siste to dagene, vær- og temperaturkart.

Røntgenstråling fra solen

Røntgenstråling fra solen viser en graf over solflossaktivitet. Røntgenbilder viser hendelser på solen og brukes her til å spore solaktivitet og solutbrudd. Store røntgenbluss fra solen kan endre jordens ionosfære, som blokkerer høyfrekvente (HF) radiosendinger til den solbelyste siden av jorden.

Solflammer er også assosiert med Coronal Mass Ejections (CME), som til slutt kan føre til geomagnetiske stormer. SWPC sender romværsvarsler på M5-nivå (5x10-5 W/MW). Noen store fakler er ledsaget av sterke radioutbrudd, som kan forstyrre andre radiofrekvenser og forårsake problemer for satellittkommunikasjon og radionavigasjon (GPS).

Schumann resonanser

Schumann-resonans er fenomenet dannelse av stående elektromagnetiske bølger med lave og ultralave frekvenser mellom jordoverflaten og ionosfæren.

Jorden og dens ionosfære er en gigantisk sfærisk resonator, hvis hulrom er fylt med et svakt elektrisk ledende medium. Hvis den elektromagnetiske bølgen som oppstår i dette miljøet etter å ha sirkulert jordkloden igjen sammenfaller med sin egen fase (går inn i resonans), så kan den eksistere i lang tid.

Schumann resonanser

Etter å ha lest Schumanns artikkel om resonansfrekvensene til ionosfæren i 1952, tysk lege Herbert König trakk oppmerksomheten til sammenfallet av hovedresonansfrekvensen til ionosfæren på 7,83 Hz med alfabølgeområdet (7,5-13 Hz) til den menneskelige hjernen. Han fant det interessant og tok kontakt med Schumann. Fra det øyeblikket begynte deres felles forskning. Det viste seg at andre resonansfrekvenser i ionosfæren faller sammen med hovedrytmene til den menneskelige hjernen. Ideen oppsto at denne tilfeldigheten ikke var en tilfeldighet. At ionosfæren er en slags mestergenerator for biorytmene til alt liv på planeten, en slags dirigent for orkesteret som kalles liv.

Og følgelig påvirker intensiteten og eventuelle endringer i Schumann-resonanser de høyere nervøs aktivitet mennesket og dets intellektuelle evner, noe som ble bevist i midten av forrige århundre.

Protonindeks

Protoner er den viktigste energikilden i universet, generert av stjerner. De deltar i termonukleære reaksjoner, spesielt pp-syklusreaksjoner, som er kilden til nesten all energien som sendes ut av solen, kommer ned til forbinder fire protoner til en helium-4 kjerne, og konverterer to protoner til nøytroner.

Protonfluks

Elektron- og protonfluksen er hentet fra GOES-13 GOES Hp, GOES-13 og GOES-11. Høyenergipartikler kan nå Jorden alt fra 20 minutter til flere timer etter en solhendelse.

Komponenter av magnetfelt

GOES Hp er et minuttdiagram som inneholder gjennomsnittlige parallelle komponenter av jordens magnetfelt i nano-teslaer (nT). Mål: GOES-13 og GOES-15.

Kosmisk stråling

8-12 minutter etter store og ekstreme solutbrudd når høyenergiprotoner jorden - > 10 MeV eller de kalles også solar kosmiske stråler(SKL). Strømmen av høyenergiprotoner som kommer inn i jordens atmosfære er vist i denne grafen. En solstrålingsstorm kan forårsake forstyrrelser eller sammenbrudd i romfartøysutstyr og deaktivere elektronisk utstyr på jorden, føre til strålingseksponering av astronauter, passasjerer og jetmannskaper.

Geomagnetisk forstyrrelse av jorden

En økning i strømmen av solstråling og ankomsten av bølger av solkoronale utstøtinger forårsaker sterke svingninger i det geomagnetiske feltet - magnetiske stormer oppstår på jorden. Grafen viser data fra GOES-romfartøyet nivået av geomagnetisk feltforstyrrelse beregnes i sanntid.

Auroras

Auroras oppstår når solvinden treffer de øvre lagene av jordens atmosfære. Protoner forårsaker det diffuse Aurora-fenomenet, som forplanter seg langs jordens magnetfeltlinjer. Auroras er vanligvis akkompagnert av en unik lyd, som minner om en lett knitrende lyd, som ennå ikke er studert av forskere.

Elektroner eksiteres ved å akselerere prosesser i magnetosfæren. De akselererte elektronene forplanter seg i jordas magnetfelt i polområdene, hvor de kolliderer med atomer og molekyler av oksygen og nitrogen i øvre lag jordens atmosfære. I disse kollisjonene overfører elektroner sin energi til atmosfæren, og fanger dermed atomer og molekyler inn i høyere energitilstander. Når de slapper av tilbake til lavere energitilstander, vil de
frigjøre energi i form av lys. Dette ligner på hvordan en neonpære fungerer. Auroras forekommer vanligvis fra 80 til 500 km over jordoverflaten.

Kart over ozonlag

Temperaturkart

Verdens vær

Jordskjelv kart

Kartet viser jordskjelv på planeten de siste 24 timene

Innholdet i artikkelen

SOLAKTIVITET. Et aktivt område på solen - (AO) - er et sett med skiftende strukturelle formasjoner i et visst begrenset område av solatmosfæren, assosiert med en økning i magnetfeltet i den fra verdier på 10–20 til flere (4 –5) tusen oersted. I synlig lys er den mest merkbare strukturelle dannelsen av det aktive området mørke, skarpt definerte solflekker, som ofte danner hele grupper. Vanligvis, blant mange mer eller mindre små flekker, skiller to store seg ut, og danner en bipolar gruppe av flekker med motsatt polaritet av magnetfeltet i dem. Individuelle flekker og hele gruppen er vanligvis omgitt av lyse gjennombrudd, nettinglignende strukturer - fakler. Her når magnetfeltene verdier på titalls oersted. I hvitt lys er faculae best synlige ved kanten av solskiven, men i sterke spektrallinjer (spesielt hydrogen, ionisert kalsium og andre grunnstoffer), så vel som i de fjerne ultrafiolette og røntgenområdene av spekteret, er mye lysere og opptar et større område. Lengden på den aktive regionen når flere hundre tusen kilometer, og levetiden varierer fra flere dager til flere måneder. Som regel kan de observeres i nesten alle områder av det elektromagnetiske solspekteret fra røntgenstråler, ultrafiolette og synlige stråler til infrarøde og radiobølger. På kanten av solskiven, når den aktive regionen er synlig fra siden, over den, i solkoronaen, observeres ofte prominenser i utslippslinjene - enorme plasma-"skyer" av bisarre former. Fra tid til annen oppstår plutselige eksplosjoner av plasma i den aktive regionen - solutbrudd. De genererer kraftig ioniserende stråling (hovedsakelig røntgenstråler) og penetrerende stråling (energiske elementærpartikler, elektroner og protoner). Høyhastighets korpuskulær plasmastrøm endrer strukturen til solkoronaen. Når jorden faller inn i en slik strøm, deformeres magnetosfæren og det oppstår en magnetisk storm. Ioniserende stråling påvirker i stor grad forholdene i den øvre atmosfæren og skaper forstyrrelser i ionosfæren. Mulig påvirkning på mange andre fysiske fenomener ( cm. seksjon SOL-TERRETRISKE FORHOLD).

Første observasjoner av solflekker.

Noen ganger på solen, selv med det blotte øye, gjennom røkt glass, kan du se svarte prikker - flekker. Dette er de mest merkbare formasjonene i de ytre, direkte observerbare lagene av solatmosfæren. Rapporter om solflekker, noen ganger observert gjennom tåke eller røyk fra branner, finnes i gamle kronikker og annaler. For eksempel går de tidligste omtalene av "svarte steder" på solen i Nikon Chronicle tilbake til 1365 og 1371. De første teleskopiske observasjonene var helt på begynnelsen av 1600-tallet. ble nesten samtidig utført uavhengig av hverandre av Galileo Galilei i Italia, Johann Holdsmith i Holland, Christopher Scheiner i Tyskland og Thomas Harriot i England. Under veldig gode atmosfæriske forhold kan du i fotografier av solen noen ganger ikke bare se den fine strukturen til solflekker, men også lette åpne områder rundt dem - fakler, best synlige på kanten av solskiven. Det er klart at i motsetning til en ideell emitter (for eksempel en hvit gipskule, jevnt opplyst fra alle sider), virker solskiven ved kanten mørkere. Det betyr at Sola ikke har en fast overflate med samme lysstyrke i alle retninger. Årsaken til mørkningen av solskiven mot kanten er den gassformede naturen til dens ytre, avkjølende lag, der temperaturen, som i de dypere lagene, fortsetter å synke utover. På kanten av solskiven krysser siktlinjen de høyere og kaldere lagene i atmosfæren, som avgir betydelig mindre energi.

Galileo Galilei på solflekker.

Galileo ble født i Pisa ( Nord-Italia) i 1564. I 1609 var han en av de første som rettet sitt lille teleskop mot himmelen. I dag kan hvert skolebarn til og med lage seg selv av brilleglass og et vanlig forstørrelsesglass beste verktøyet. Det er imidlertid utrolig hvor mye nytt Galileo så gjennom sitt svært ufullkomne teleskop: Jupiters satellitter, fjell og fordypninger på månen, fasene til Venus, flekker på solen, stjerner i Melkeveien og mye mer. Siden han var en tilhenger av Copernicus' ideer om solens sentrale posisjon i planetsystemet vårt, forsøkte han å bekrefte ideene sine med observasjoner. I 1632 ga Galileo ut sin berømte bok Dialog om to verdenssystemer. Faktisk var dette den første populærvitenskapelige boken skrevet på et strålende litterært språk, ikke på latin, slik det var vanlig blant forskere, men på et språk som er forståelig for alle Galileos landsmenn. italiensk. Denne boken viste seg å være en dristig og risikabel støtte til Copernicus lære, som Galileo snart ble stilt for rettssak av inkvisisjonen for. Naturligvis håpet Galileo å bruke observasjoner av solen som det mest overbevisende argumentet. Derfor publiserte han i 1613 tre brev i form av vakre graveringer under den generelle tittelen Beskrivelser og bevis knyttet til solflekker. Disse brevene var et svar på de absurde argumentene til abbed Scheiner, som også observerte solflekker, men forvekslet dem med planeter, som etter hans mening beveget seg i retningen foreskrevet av det ptolemaiske systemet (geosentrisk), og derfor visstnok bekreftet det. Galileo påpekte feilen til Scheiner, som ikke la merke til at trompeten hans snudde bildet. Han beviste da at flekkene tilhørte Solen, som viste seg å rotere. Galileo gjorde til og med en antagelse, som viste seg å være riktig, men som først kunne bevises to og et halvt århundre senere, at flekkene består av gasser kaldere og mer gjennomsiktige enn solens atmosfære. Til slutt, etter å ha sammenlignet flekkenes mørke med mørket på himmelen utenfor kanten av bildet av solen og lagt merke til at månen er mørkere enn bakgrunnen på himmelen nær solen, fastslo han at solflekker er lysere enn de lyseste steder på månen. Dette verket av Galileo er den første seriøse vitenskapelige studien viet til solens fysiske natur. Samtidig er dette verket et strålende eksempel på skjønnlitteratur, illustrert med vakre graveringer av forfatteren selv.

Observasjoner av solflekker.

Det totale antallet flekker og gruppene som dannes av dem endres sakte over en viss tidsperiode (syklus) fra 8 til 15 år (i gjennomsnitt 10–11 år). Det er viktig at tilstedeværelsen av solflekker påvirker jordens magnetfelt. Dette ble lagt merke til av Gorrebov tilbake på 1700-tallet, og nå er det allerede kjent at solaktivitet er assosiert med mange terrestriske fenomener, så studiet av sol-terrestriske forbindelser er svært viktig for det praktiske livet. Derfor er det nødvendig med kontinuerlige og konstante observasjoner av solen, som ofte hemmes av dårlig vær og det utilstrekkelige nettverket av spesielle observatorier. Det er klart at selv beskjedne amatørobservasjoner, utført nøye og godt beskrevet (som indikerer tid, sted, etc.) kan være nyttige for internasjonal oppsummering av solaktivitetsdata ( cm. Solar geofysiske data). I tillegg kan observasjoner gjort av en amatør på et gitt sted føre til at observatøren oppdager en ny, tidligere ubemerket forbindelse med et eller annet jordisk fenomen som er spesifikt for det aktuelle stedet. Hver amatør kan bruke teleskopet sitt til å bestemme den mest kjente indeksen for solaktivitet - det relative Wolff-solflekktallet (oppkalt etter den tyske astronomen som introduserte det på midten av 1800-tallet). For å bestemme ulvetallet, må du telle hvor mange individuelle flekker som er synlige på bildet av solen, og deretter legge til det resulterende tallet ti ganger antallet grupper de danner. Selvfølgelig avhenger resultatet av en slik beregning i stor grad av mange faktorer, alt fra størrelsen på instrumentet, kvaliteten på bildet, som er sterkt påvirket av værforholdene, og slutter med observatørens dyktighet og årvåkenhet. Derfor må hver observatør, basert på en sammenligning av sine langtidsobservasjoner med allment aksepterte data, estimere den gjennomsnittlige koeffisienten som han må multiplisere sine estimater av ulvetall med for å oppnå gjennomsnittlig resultater på den allment aksepterte skalaen. Et sammendrag av allment aksepterte verdier for ulvetall (W) finnes for eksempel i bulletinen Soldata, utgitt av Pulkovo-observatoriet i St. Petersburg.

Fysiske trekk ved solflekker.

Solflekker og spesielt grupper av solflekker er de mest synlige aktive formasjonene i solfotosfæren. Det er mange kjente tilfeller når store flekker på solen ble observert med det blotte øye gjennom røkt glass. Flekker er alltid assosiert med utseendet til sterke magnetiske felt med styrker på opptil flere tusen oersted i det solaktive området. Magnetfeltet bremser den konvektive varmeoverføringen, på grunn av at temperaturen på fotosfæren på en liten dybde under solflekken synker med 1–2 tusen K. Flekkene har sin opprinnelse i form av mange små porer, hvorav noen snart dør, og noen vokser til mørke formasjoner med en lysstyrke på 10 ganger mindre enn lysstyrken til den omkringliggende fotosfæren. Skyggen av en solflekk er omgitt av en penumbra dannet av filamenter radialt til midten av solflekken. Varigheten av eksistensen av solflekker varierer fra flere timer og dager til flere måneder. De fleste solflekker danner par langstrakte omtrent langs solekvator - bipolare grupper solflekker med motsatt polaritet av magnetiske felt i de østlige og vestlige medlemmene av gruppen. Antallet solflekker og de bipolare gruppene som dannes av dem endres syklisk (det vil si over et variabelt tidsintervall, i gjennomsnitt nær 11 år) og endres: først økende relativt raskt, og deretter sakte avtagende.

Fotosfæriske fakler.

Rundt solflekkene er det ofte lyse områder som kalles fakler fra det greske ordet lommelykt(bolle, fakkel). Dette er den innledende fasen av solaktivitet, best synlig nær kanten av solskiven, hvor kontrasten med den uforstyrrede bakgrunnen til fotosfæren når 25–30 %. Faklene ser ut som en samling av små lyse punkter (fakkelgranulat hundrevis av kilometer store) som danner kjeder og et gjennombruddsnett. De finnes i nesten alle aktive områder på solen, og deres utseende går foran dannelsen av solflekker. Utenfor aktive regioner vises faculae med jevne mellomrom i de polare områdene av solen.

Flokker.

I kromosfæren over plymene observeres fortsettelsene deres, som har en lignende struktur og kalles flocculi (fra latin flocculis- et lite stykke lo). Dette er en manifestasjon av solaktivitet i kromosfæren, tydelig synlig på solskiven når den observeres i spektrallinjene av hydrogen, helium, kalsium og andre elementer.

Prominenser og filamenter.

Aktive formasjoner i solkoronaen - prominenser - kan nå de største størrelsene. Dette er skyer av kromosfærisk materiale i koronaen, støttet av magnetiske felt. De har en fibrøs og fillete struktur og består av bevegelige filamenter og plasmaklumper, kjennetegnet ved en eksepsjonell variasjon av former: noen ganger er de som rolige høystakker, noen ganger er de virvlende trakter som minner om kantarellsopp eller busker, ofte er dette figurer av de mest bisarre former. De varierer også sterkt i sine dynamiske egenskaper, alt fra stille, langlivede formasjoner til plutselig eksploderende eruptive prominenser. De lengstlevende, sakte skiftende stille prominensene er som gardiner som henger nesten vertikalt på magnetfeltlinjene. Når de observeres på solskiven, projiseres slike prominenser inn i lange smale filamenter , som virker mørke på bilder av solen i den røde spektrallinjen av hydrogen. Dette forklares av det faktum at stoffet av prominenser bare absorberer fotosfærisk stråling nedenfra, og sprer det i alle retninger.

Solflammer.

I et velutviklet aktivt område eksploderer noen ganger plutselig et lite volum solplasma. Denne kraftigste manifestasjonen av solaktivitet kalles en solfloss.

Det forekommer i området for endring i magnetfeltets polaritet, der sterke motsatt rettede magnetiske felt "kolliderer" i et lite område av rommet, som et resultat av at deres struktur endres betydelig. Typisk er et solutbrudd preget av hurtig vekst(opptil ti minutter) og en langsom nedgang (20–100 minutter). Under en fakkel øker strålingen i nesten alle områder av det elektromagnetiske spekteret. I det synlige området av spekteret er denne økningen relativt liten: for de kraftigste faklene, observert selv i hvitt lys mot bakgrunnen av en lys fotosfære, er den ikke mer enn halvannen til to ganger. Men i de fjerne ultrafiolette og røntgenområdene av spekteret, og spesielt i radiorekkevidden ved meterbølger, er denne økningen veldig stor. Noen ganger observeres utbrudd av gammastråler. Omtrent halvparten av den totale energien til fakkelen blir ført bort av kraftige utslipp av plasmamateriale, som passerer gjennom solkoronaen og når jordens bane i form av korpuskulære strømmer som samhandler med jordens magnetosfære, noe som noen ganger fører til utseendet til nordlys.

Som regel er fakler ledsaget av frigjøring av høyenergiladede partikler. Hvis det er mulig å oppdage protoner under en fakkel, kalles en slik flare en "proton fakkel". Strømmer av energiske partikler fra protonbluss utgjør en alvorlig fare for helsen og livet til astronauter i verdensrommet. De kan forårsake funksjonsfeil på datamaskiner om bord og andre enheter, samt forringelse av dem. De kraftigste faklene er synlige selv i "hvitt lys" mot bakgrunnen av en lys fotosfære, men slike hendelser er svært sjeldne. For første gang ble et slikt utbrudd uavhengig observert 1. september 1859 i England av Carrington og Hodgson. Solutbrudd er lettest å observere i den røde linjen av hydrogen som sendes ut av kromosfæren. I radiorekkevidden er økningen i radiolysstyrke i aktive områder så stor at den totale energifluksen av radiobølger som kommer fra hele solen øker titalls og til og med mange tusen ganger. Disse fenomenene kalles utbrudd av solenergistråling. Burst vises på alle bølgelengder - fra millimeter til kilometer. De skapes av sjokkbølger generert av fakkelen som forplanter seg i solkoronaen. De er ledsaget av strømmer av akselererte protoner og elektroner, som forårsaker plasmaoppvarming i kromosfæren og koronaen til temperaturer på titalls millioner kelvin. Den mest sannsynlige energikilden som frigjøres under en solflamme antas å være et magnetfelt. Når magnetfeltstyrken øker i et bestemt område av kromosfæren eller koronaen, akkumuleres en stor mengde magnetisk energi. I dette tilfellet kan det oppstå ustabile tilstander, noe som fører til en nesten øyeblikkelig eksplosiv prosess med energifrigjøring tilsvarende energien til milliarder atomeksplosjoner. Hele fenomenet varer fra flere minutter til flere titalls minutter, i løpet av disse frigjøres opptil 10 25 –10 26 J (10 31–32 erg) i form av en energisk utstøting av plasma og en strøm av kosmiske solstråler, som samt elektromagnetisk stråling av alle områder - fra røntgenstråler og gammastråler - stråling opp til meter radiobølger. Hard ultrafiolett og røntgenstråling fra fakler endrer tilstanden til jordens atmosfære, og forårsaker magnetiske forstyrrelser som har en betydelig innvirkning på hele jordens atmosfære, og forårsaker mange geofysiske, biologiske og andre fenomener.

Solens kosmiske stråler

- en strøm av ladede partikler med høy energi, akselerert i de øvre lagene av solatmosfæren, som oppstår under solutbrudd. De oppdages nær jordoverflaten i form av plutselige og skarpe økninger i intensiteten av kosmiske stråler mot bakgrunnen av mer høyenergiske galaktiske kosmiske stråler . Observasjonell øvre grense for solar kosmisk stråle partikkelenergi e Til» 2·10 10 eV. Den nedre grensen for energien deres er usikker og overskrider megaelektronvolt (f TilЈ 10 6 eV). Under noen fakler faller den under 10 5 eV, dvs. lukker i det vesentlige med den øvre grensen for energien til solvindpartikler. Den konvensjonelt aksepterte nedre grensen for energien til kosmiske solstråler er 10 5 – 10 6 eV. Ved lavere energier får partikkelstrømmen egenskapene til plasma , som det ikke lenger er mulig å neglisjere den elektromagnetiske interaksjonen mellom partikler med hverandre og med det interplanetariske magnetfeltet.

Hovedandelen av solens kosmiske stråler består av protoner med f.eks Tilі 10 6 eV, det er også kjerner med en ladning Z i 2 (opptil 28 Ni-kjerner) og energi e Til fra 0,1 til 100 MeV/nukleon, elektroner med f.eks Tilі 30 keV (eksperimentell grense). Merkbare flukser av 2H deuteroner ble registrert, tilstedeværelsen av tritium 3H og hovedisotopene C, O, Ne og Ar ble etablert. Under noen bluss dukker det opp en merkbar mengde kjerner av 3 He isotopen. Relativt innhold av kjerner med Zі 2 gjenspeiler hovedsakelig sammensetningen av solatmosfæren, mens andelen av protoner varierer fra bluss til bluss.

Et kompleks av fenomener (prosesser) som går forut for øyeblikket t 0 generasjon av solenergi kosmiske stråler, samt prosesser som skjer nær øyeblikket t 0 (tilknyttede effekter) og de som følger med generering av solenergi kosmiske stråler (med en forsinkelse T i forhold til øyeblikket t 0 eller t 0 + D t, hvor t– akselerasjonsvarighet) kalles en solar proton event (SPE). For partikler med f.eks Tilі 10 8 eV Tidsavhengigheten til intensiteten til fluksen av solenergiens kosmiske stråler nær Jorden (tidsprofilen til SPE) har et karakteristisk asymmetrisk utseende. Det er avbildet av en kurve med en veldig rask økning (over minutter og titalls minutter) med en langsommere nedgang (fra flere timer til » 1 dag). I dette tilfellet kan amplituden til økningen på jordens overflate nå hundrevis og tusenvis av prosent i forhold til bakgrunnsfluksen til galaktiske kosmiske stråler. Når vi beveger oss bort fra jordoverflaten (i stratosfæren, i satellittbaner og i det interplanetære rommet), synker energiterskelen for å registrere kosmiske solstråler gradvis, og frekvensen av observerte protonhendelser øker betydelig. I dette tilfellet strekker tidsprofilen til strålene seg som regel over flere titalls timer.

Fordelingen av solens kosmiske stråler av energi og ladning nær jorden bestemmes av mekanismen for akselerasjon av partikler i kilden (solfloss), egenskapene til deres utgang fra akselerasjonsområdet og forholdene for forplantning i det interplanetære mediet, derfor det er svært vanskelig å pålitelig fastslå formen på spekteret av solenergiens kosmiske stråler. Tilsynelatende er det ikke det samme i forskjellige energiintervaller: i representasjonen av differensialenergispekteret ved en potensfunksjon ~ e-– g Til g-indeks avtar når energien avtar) (spekteret blir flatere). I interplanetariske magnetiske felt forvandles spekteret merkbart med tiden, og verdien av g øker og spekteret forblir bratt fallende, dvs. antall partikler avtar raskt med økende energi. Spektrumindikatoren i kilden kan variere fra hendelse til hendelse innen 2 Ј g Ј 5 avhengig av kraften til SPE og energiintervallet som vurderes, og for jorden - følgelig innenfor 2 Ј g Ј 7. Fullt nummer akselererte protoner som slippes ut i det interplanetære rommet under en kraftig SPE kan overstige 10 32 , og deres totale energi er 10 31 erg, som er sammenlignbar med energien til den elektromagnetiske strålingen fra fakkelen. Høyden der partikkelakselerasjon oppstår i solatmosfæren ser ut til å være forskjellig for forskjellige fakler: i noen tilfeller er akselerasjonsområdet (kilden) lokalisert i koronaen, ved en konsentrasjon av plasmapartikler P~ 10 11 cm –3 , i andre – i kromosfæren, hvor P~ 10 13 cm –3 . Utgangen av solenergiens kosmiske stråler utenfor solatmosfæren er betydelig påvirket av konfigurasjonen av magnetiske felt i koronaen.

Partikkelakselerasjon er nært knyttet til mekanismen for forekomst og utvikling av solflammer selv. Hovedkilden til fakkelenergi er magnetfeltet. Når den endres, oppstår det elektriske felt, som akselererer ladede partikler. De mest sannsynlige mekanismene for partikkelakselerasjon i fakler anses å være elektromagnetiske. Kosmiske strålepartikler med ladning Ze, masse På r og hastighet n i elektromagnetiske felt er vanligvis preget av magnetisk stivhet R = Amp Med n /Ze, Hvor EN– grunnstoffets atomnummer. Når den akselereres av et kvasi-regulært elektrisk felt som oppstår når det nøytrale strømlaget brytes i en fakkel, vil prosessen akselerasjon, alle partikler av varmt plasma fra diskontinuitetsområdet er involvert, og et spekter av solenergi kosmiske stråler av formen ~ exp ( –R/R 0), hvor R 0 – karakteristisk stivhet. Hvis magnetfeltet i fakkelområdet endres regelmessig (for eksempel vokser det over tid i henhold til en viss lov), så er effekten av betatronakselerasjon mulig. Denne mekanismen fører til et kraftlovspekter i stivhet (~ R – g). I det svært turbulente plasmaet i solatmosfæren Uregelmessig skiftende elektriske og magnetiske felt oppstår også, som fører til stokastisk akselerasjon. Mekanismen for statistisk akselerasjon under kollisjoner av partikler med magnetiske inhomogeniteter (Fermi-mekanismen) er utviklet mest detaljert. Denne mekanismen gir et energispekter av formen ~ f.eks – gk.

Under fakkelforhold bør hovedrollen spilles av raske (vanlige) akselerasjonsmekanismer, selv om teorien også åpner for en alternativ mulighet - langsom (stokastisk) akselerasjon. På grunn av kompleksiteten i det fysiske bildet av bluss og mangel på nøyaktighet av observasjoner, er det vanskelig å velge mellom ulike mekanismer. Samtidig viser observasjoner og teoretiske analyser at en eller annen kombinasjon av akselerasjonsmekanismer kan virke i en fakkel. I bunn og grunn viktig informasjon Akselerasjonsprosessene til solenergiens kosmiske stråler kan oppnås ved å registrere nøytronfluksen og gammastrålingen fra fakler, så vel som fra røntgenstråler og radiomagnetisk stråling. Data om disse strålingene oppnådd ved bruk av romfartøy indikerer den raske akselerasjonen av solenergiens kosmiske stråler (i sekunders tid).

Når de forlater akselerasjonsområdet, vandrer partikler av solenergiens kosmiske stråler i mange timer i det interplanetariske magnetfeltet, sprer seg på dets inhomogeniteter og beveger seg gradvis til periferien av solsystemet. Noen av dem invaderer jordens atmosfære og forårsaker ytterligere ionisering av atmosfæriske gasser (hovedsakelig i området rundt polkappene). Tilstrekkelig intense strømninger av kosmiske solstråler kan redusere ozonlaget i atmosfæren betydelig. Dermed spiller solenergiens kosmiske stråler en aktiv rolle i systemet med sol-jordiske forbindelser. Kraftige strømmer av raske partikler under solutbrudd kan skape en alvorlig fare i det interplanetære rommet for romskipsmannskaper, deres solcellepaneler og elektronisk utstyr. Det er fastslått at det største bidraget til totaldosen kommer fra solprotoner med en energi på 2·10 7 – 5·10 8 eV. Partikler med lavere energi absorberes effektivt av romfartøyets hud. Relativt små solprotonhendelser produserer en maksimal fluks av protoner med energi ec i 10 8 eV er ikke høyere enn 10 2 – 10 3 cm –2 s –1, som kan sammenlignes med protonfluksen i jordens indre strålingsbelte. Bak I det siste en av de kraftigste X17-flammene skjedde i september 2005. Verdiene for de maksimale protonfluksene under kraftige SPE-er øker etter hvert som energien avtar. For å sikre strålingssikkerhet for romfartøyer, er det nødvendig å forutsi solflammer.

Syklus av solaktivitet.

Den tyske amatørastronomen Heinrich Schwabe fra Dessau, en farmasøyt av yrke, observerte solen hver klar dag i et kvart århundre og noterte seg hvor mange solflekker han la merke til. Da han var overbevist om at dette tallet jevnlig øker og synker, publiserte han sine observasjoner i 1851 og vakte derved vitenskapsmenns oppmerksomhet til oppdagelsen hans. Direktøren for observatoriet i Zürich, R. Wolf, studerte i detalj de tidligere dataene om observasjon av solflekker og organiserte deres videre systematiske registrering. Han introduserte en spesiell indeks for å karakterisere solens solflekkaktivitet, proporsjonal med summen av antall individuelle solflekker, i dette øyeblikket observert på solskiven, og ti ganger antallet grupper dannet av dem. Deretter begynte denne indeksen å bli kalt Wolf-tall. Det viste seg at vekslingen av maksima og minima i serien med ulvetall ikke skjer strengt periodisk, men med tidsintervaller fra åtte til femten år. Imidlertid, i forskjellige tidsepoker intervallet viste seg å være det samme, i gjennomsnitt - omtrent elleve år. Derfor begynte fenomenet å bli kalt den 11-årige syklusen av solaktivitet.

I begynnelsen av syklusen er det nesten ingen solflekker i det hele tatt. Deretter, over flere år, øker antallet til et visst maksimum, hvoretter det går noe langsommere ned igjen til et minimum. Tatt i betraktning vekslingen av den magnetiske polariteten til flekkene til bipolare grupper og hele solen i nærliggende sykluser, er den 22-årige syklusen av solaktivitet fysisk mer berettiget. Det er bevis på eksistensen av lengre sykluser: 35 år (Brückner-syklus), sekulær (80–130 år) og noen andre.

Solaktivitetsindekser.

Nivået av solaktivitet er vanligvis preget av spesielle solaktivitetsindekser. De mest kjente av disse er ulvetallene W, introdusert av den tyske astronomen Rudolf Wolf: W = k(f + 10g), Hvor, f er antallet av alle individuelle flekker som for øyeblikket er observert på solskiven, og g– tidoblet antall grupper som dannes av dem. Denne indeksen reflekterer vellykket bidraget til solaktiviteten ikke bare fra solflekkene selv, men også fra hele den aktive regionen, hovedsakelig okkupert av faculae. Derfor tallene W enig veldig godt med moderne, mer nøyaktige indekser, for eksempel størrelsen på strømmen av radioutslipp fra hele solen ved en bølge på 10,7 cm. Det er også mange andre indekser for solaktivitet, bestemt av området til faculae , flocculi, solflekkskygger, antall bluss osv.

Solens rolle for livet på jorden.

Ulike typer solstråling bestemmer varmebalansen til land, hav og atmosfære. Utenfor jordens atmosfære, for hver kvadratmeter areal vinkelrett på solstrålene, er det litt mer enn 1,3 kilowatt energi. Jordens land og vann absorberer omtrent halvparten av denne energien, og omtrent en femtedel av den absorberes i atmosfæren. Resten av solenergien (ca. 30%) reflekteres tilbake til det interplanetære rommet, hovedsakelig av jordens atmosfære. Det er vanskelig å forestille seg hva som vil skje hvis en slags barriere for en stund blokkerer veien for disse strålene til Jorden. Arktisk kulde vil raskt begynne å gripe planeten vår. Om en uke vil tropene være dekket av snø. Elvene vil fryse, vindene vil avta og havet fryser til bunnen. Vinteren kommer plutselig og overalt. Vil begynne mye regn, men ikke fra vann, men fra flytende luft (hovedsakelig flytende nitrogen og oksygen). Det vil raskt fryse og dekke hele planeten med et lag på syv meter. Ingen liv kan overleve under slike forhold. Heldigvis kan ikke alt dette skje, i hvert fall plutselig og i overskuelig fremtid, men bildet som beskrives illustrerer ganske tydelig solens betydning for jorden. Sollys og varme var de viktigste faktorene i fremveksten og utviklingen biologiske former livet på planeten vår. Energien til vind, fossefall, elvestrømmer og hav er den lagrede energien til solen. Det samme kan sies om fossilt brensel: kull, olje, gass. Under påvirkning av elektromagnetisk og korpuskulær stråling fra solen, desintegrerer luftmolekyler i individuelle atomer, som igjen ioniseres. Ladede øvre lag av jordens atmosfære dannes: ionosfæren og ozonosfæren. De avleder eller absorberer skadelig ioniserende og penetrerende solstråling, og passerer til jordoverflaten bare den delen av solens energi som er nyttig for den levende verden, som planter og levende vesener har tilpasset seg. Men selv en ubetydelig restdel ultrafiolette stråler, som når strendene våre, kan forårsake mye trøbbel for uforsiktige turister som er ivrige etter å bli brun.

Solar-terrestriske forbindelser.

Et kompleks av fenomener assosiert med virkningen av sollegemer og elektromagnetisk stråling på geomagnetisk, atmosfærisk, klimatisk, vær, biologisk og annen geofysisk og geologiske prosesser- emnet for en spesiell disiplin kalt solar-terrestriske forbindelser. Hovedideene ble nedfelt på begynnelsen av 1900-tallet. gjennom verkene til fremragende russiske vitenskapsmenn V.I. Vernadsky, K.E. Tsiolkovsky og A.L. Chizhevsky - grunnleggeren av heliobiologi, en aktiv forsker av innflytelsen av solaktivitet på de fleste. ulike fenomener skjer på jorden.

Solen og troposfæren.

Jordens overflate varmes opp mer enn luften, så overflateluftlagene er varmere enn de overliggende. Hvis du ser på et åpent landskap på en varm dag, vil du legge merke til stigende stråler av varm luft. Således oppstår blanding (konveksjon) i den nedre atmosfæren på jorden, lik den som fører til dannelse av granulering i solfotosfæren. Dette laget, 10–12 kilometer tykt (i mellombreddegrader), kalles troposfæren. Det er godt synlig ovenfra fra vinduet til et fly som flyr over et slør av cumulusskyer - en manifestasjon av konveksjon i jordens atmosfære. Temperaturen i troposfæren synker jevnt og trutt med høyden, ned til verdier på –40 og til og med –80°C i høyder på ca. 8 og 100 km.

Sol, vær og klima.

Innstrømmingen av sollys og varme til den roterende Jorden fører til daglige temperaturendringer på nesten alle breddegrader, bortsett fra ved polare iskapper, der netter og dager kan vare opptil seks måneder. Men det som er viktigst her er den årlige rytmen av solinnstråling, som også er merkbar over hele jorden, bortsett fra ekvatorialsonen, hvor bare endringen av dag og natt merkes. Daglige og årlige endringer i jordens eksponering for sollys fører til komplekse periodiske variasjoner i oppvarming i forskjellige områder av jorden. Ujevn oppvarming av forskjellige deler av landet, havet og atmosfæren fører til fremveksten av kraftige jetstrømmer i havene, samt vind, sykloner og orkaner i troposfæren. Disse bevegelsene av materie jevner ut temperaturendringer og har samtidig en sterk innflytelse på været på hvert punkt på jorden og former klimaet på hele planeten. Det kan forventes at det termiske regimet på jorden, etablert over tusenvis av år, skal gi ekstremt nøyaktig repeterbarhet værfenomener i hver gitt region. Noen steder er dette faktisk tilfellet. For eksempel har det siden oldtidens historie vært kjent at flomene i Nilen, forbundet med nedbør i dens øvre del, begynner som et urverk på samme dag i det tropiske året. Men mange andre steder, mens de generelle mønstrene forblir de samme, observeres ofte merkbare avvik fra gjennomsnittet. Mange av dem gjenspeiles i kalendere forskjellige nasjoner, spesielt på russisk (mai er kald - året er fruktbart, hvis en kylling på Evdokia kan drikke fra en sølepytt, vil sommeren være varm, etc.). Imidlertid er datoene, for eksempel, for helligtrekonger og Vvedenka-frost mer stabile, og de for jul - mindre. Fra geologien vet vi om flere istider. Alle disse anomaliene, i det minste delvis, kan være assosiert med solaktivitet.

Edward Kononovich

Litteratur:

Pikelner S.B. Sol. M., Fizmatgiz, 1961
Menzel D. Solen vår. M., Fizmatgiz, 1963
Vitinsky Yu.I., Ol A.I., Sazonov B.I. Solen og jordens atmosfære. L., Gidrometeoizdat, 1976
Kononovich E.V. Solen er en dagsstjerne. M., utdanning, 1982
Mitton S. Dagsstjerne. M., Mir, 1984
Kononovich E.V., Moroz V.I. Generelt astronomikurs. M., URSS, 2001



Se solaktivitet i sanntid: foto av fotosfæren, magnetfelt, overgangslag, solkorona og solvind, innflytelse på jorden.

SOHO-data

SDO/HMI-data

LASCO koronagrafdata

SOHO-data

EIT vil gi storskala bilder av korona- og overgangsregionen på solskiven opp til 1,5 solradier. Det optiske systemet konsentrerer seg om spektrale emisjonslinjer fra Fe IX (171 Å), Fe XII (195 Å), Fe XV (284 Å) og He II (304 Å) for å gi sensitiv temperaturanalyse. Område: 6 × 10 4 K til 3 × 10 6 K

Bilde SOHO EIT 171

Bilde SOHO EIT 195

Bilde SOHO EIT 284

Bilde SOHO EIT 304

Teleskopets synsfelt er 45 x 45 bueminutter og 2,6 buesekunder, noe som garanterer 5 ganger romoppløsningen. EIT har til hensikt å undersøke koronalplasmaet globalt, så vel som det kjølige, turbulente atmosfæriske laget under. Dataene vil danne grunnlag for grunnundersøkelser.

SDO/HMI-data

Solar Oscillation Investigation (SOI) bruker Doppler Shift Meter (MDI) til å studere solens indre ved å fange fotosfæriske stjernesvingninger. Modusanalyse viser de statiske og dynamiske egenskapene til konveksjonsregionen og kjernen. Hvis vi forstår egenskapene, da la oss forstå bedre solmagnetisk felt og overflateaktivitet.

Bilde SDO/HMI Continuum

Instrumentet avbilder stjernene på et 10242 CCD-kamera gjennom en rekke smale spektralfiltre. De siste elementene (et par interferometre) hjelper MDI med å produsere filtergrammer med en 94 mA FWHM-båndbredde. Hvert minutt registreres 20 bilder ved 5 bølgelengder i Ni I 6768-spektrallinjen. Enheten bestemmer intensiteten og hastigheten til kontinuumet med en oppløsning på 4'' over hele disken.

SDO/HMI magnetogrambilde

For å sikre en konstant visning av de lengstvarende modusene (som viser den interne solstrukturen), beregnes et sett med romlige gjennomsnitt nøye. MDI bruker halve tiden sin på å behandle alle nedstrøms hastigheter og intensiteter av bildet. High Speed ​​​​Telemetry (HRT) er tilgjengelig hvert år i 8 timer om dagen. I løpet av 8-timersintervallene vil HRT programmeres til å gjøre andre observasjoner, for eksempel feltberegninger med høyere oppløsning. Polarisatorer settes inn flere ganger om dagen for å endre siktlinjen til magnetfeltet. MDI-operasjoner vil bli planlagt på forhånd og aktivert under daglige 8-timers vinduer. Innkommende data vil bli behandlet umiddelbart. Dataene vil gå til SOI Support Center (Stanford), hvor 3 terabyte med kalibrerte data gjennomgås hvert år. Deretter vil informasjonen legges ut for felles studie.

LASCO koronagrafdata

LASCO (vidvinkelspektrometrisk koronagraf) ble brukt av SWPC-kontoret til å analysere solvarme og forbigående hendelser, inkludert fakler, korona og stjernevind. De resulterende bildene er av stor betydning for WSA-Enlil-modellen, som begynte å operere i 2011. Det er det primære verktøyet for å forutsi koronal masseutløsning og virkningen av solvind på planeten vår.

Bilde av LASCO C2

Bilde av LASCO C3

LASCO er ett av 11 instrumenter på NASAs SOHO (Solar and Heliospheric Observatory) romfartøy. Den ble skutt opp i 1995 fra Kennedy Space Center. Instrumentet er representert av tre koronagrafer som viser 1,1-32 solradier. En radius dekker 700 000 km. En koronagraf er et teleskop som blokkerer lys fra solskiven, slik at den svake strålingen fra koronaen kan sees. LASCO-koronagrafene er en del av SOHO-instrumentpakken, lansert i 1995. SWPC brukte koronagrafbilder for å varsle vær. WSA-Enlil-modellen er for øyeblikket i kraft.

Solskiven påvirker planetariske prosesser betydelig. Tross alt er dette hovedkilden til liv. Derfor tiltrekker solaktivitet oppmerksomhet, da det fører til en transformasjon av jordens meteorologiske tilstand (trykkfall, vannstand og temperaturhopp) og menneskers mentale helse. Og å se magnetiske stormer online i sanntid er en uforglemmelig opplevelse.

Solens atmosfære er dominert av en fantastisk rytme av flo og fjære av aktivitet. de største er synlige selv uten et teleskop, er områder med ekstremt sterkt magnetfelt på stjernens overflate. En typisk moden flekk er hvit og tusenfrydformet. Den består av en mørk sentral kjerne kalt umbra, som er en sløyfe av magnetisk fluks som strekker seg vertikalt nedenfra, og en lettere ring av fibre rundt den kalt penumbra, der magnetfeltet strekker seg horisontalt utover.

Solflekker

På begynnelsen av det tjuende århundre. George Ellery Hale, ved å bruke sitt nye teleskop til å observere solaktivitet i sanntid, oppdaget at spekteret til flekkene var likt det for kjølige røde stjerner av typen M. Dermed viste han at skyggen virker mørk fordi temperaturen bare er rundt 3000 K, mye mindre enn 5800 K til den omkringliggende fotosfæren. Magnet- og gasstrykket i stedet skal balansere omgivelsene. Den må avkjøles slik at det indre trykket i gassen blir betydelig lavere enn det ytre. Det foregår intense prosesser i "kjølige" områder. Solflekker avkjøles på grunn av det sterke feltets undertrykkelse av konveksjon, som overfører varme nedenfra. Av denne grunn er den nedre grensen for deres størrelse 500 km. Mindre flekker varmes raskt opp av omkringliggende stråling og ødelegges.

Til tross for mangelen på konveksjon, skjer det mye organisert bevegelse i solflekkene, hovedsakelig i penumbra, der horisontale feltlinjer tillater det. Et eksempel på en slik bevegelse er Evershed-effekten. Dette er en strømning med en hastighet på 1 km/s i den ytre halvdelen av penumbraen, som strekker seg utover grensene i form av bevegelige objekter. Sistnevnte er elementer i magnetfeltet som strømmer utover gjennom området rundt solflekken. I kromosfæren over den vises Eversheds omvendte strømning i form av spiraler. Den indre halvdelen av penumbra beveger seg mot skyggen.

Vibrasjoner forekommer også i solflekker. Når et område av fotosfæren kjent som "lysbroen" krysser skyggen, observeres en rask horisontal flyt. Selv om skyggefeltet er for sterkt til å tillate bevegelse, forekommer raske svingninger med en periode på 150 s bare høyere i kromosfæren. Over penumbra den såkalte vandrebølger som forplanter seg radielt utover med en periode på 300 s.

Antall solflekker

Solaktivitet passerer systematisk over hele overflaten av stjernen mellom 40° breddegrad, noe som indikerer den globale naturen til dette fenomenet. Til tross for betydelige svingninger i syklusen, er den i det hele tatt imponerende regelmessig, noe som fremgår av den veletablerte rekkefølgen i solflekkenes numeriske og breddegradsposisjoner.

I begynnelsen av perioden øker antallet grupper og deres størrelser raskt til etter 2-3 år deres maksimale antall er nådd, og etter et år - det maksimale området. Gjennomsnittlig levetid for en gruppe er omtrent en rotasjon av solen, men en liten gruppe varer kanskje bare 1 dag. De største solflekkgruppene og største utbruddene skjer vanligvis 2 eller 3 år etter at solflekkgrensen er nådd.

Opptil 10 grupper og 300 flekker kan vises, og en gruppe kan telle opptil 200. Syklusforløpet kan være uregelmessig. Selv nær maksimum, kan antallet flekker midlertidig reduseres betydelig.

11 års syklus

Antall plasser går tilbake til et minimum omtrent hvert 11. år. På dette tidspunktet er det flere små lignende formasjoner på solen, vanligvis på lave breddegrader, og i flere måneder kan de være helt fraværende. Nye flekker begynner å dukke opp på høyere breddegrader, mellom 25° og 40°, med en polaritet motsatt av forrige syklus.

Samtidig kan nye flekker eksistere på høye breddegrader og gamle på lave breddegrader. De første flekkene i den nye syklusen er små og varer bare noen få dager. Fordi rotasjonsperioden er 27 dager (lengre på høyere breddegrader), kommer de vanligvis ikke tilbake, og nyere havner nærmere ekvator.

For en 11-års syklus er konfigurasjonen av den magnetiske polariteten til grupper av solflekker den samme i en gitt halvkule og i den andre halvkule er vendt mot motsatt retning. Det endrer seg i neste periode. Dermed kan nye flekker på høye breddegrader på den nordlige halvkule ha en positiv polaritet etterfulgt av en negativ, mens grupper fra forrige syklus på lave breddegrader vil ha motsatt orientering.

Gradvis forsvinner gamle flekker, og nye dukker opp store mengder og størrelser på lavere breddegrader. Deres distribusjon er sommerfuglformet.

Full syklus

Siden konfigurasjonen av den magnetiske polariteten til solflekkgrupper endres hvert 11. år, går den tilbake til samme verdi hvert 22. år, og denne perioden regnes som perioden for en fullstendig magnetisk syklus. I begynnelsen av hver periode har det generelle feltet til Solen, bestemt av det dominerende feltet ved polen, samme polaritet som flekkene til den forrige. Når de aktive områdene brister, deles den magnetiske fluksen inn i seksjoner med et positivt og negativt fortegn. Etter at mange flekker har dukket opp og forsvunnet i samme sone, dannes det store unipolare områder med ett eller annet tegn, som beveger seg mot den tilsvarende polen til Solen. Under hvert minimum ved polene dominerer strømmen av den neste polariteten i den halvkulen, og dette er feltet som er synlig fra jorden.

Men hvis alle magnetiske felt er balansert, hvordan deles de inn i store unipolare områder som kontrollerer det polare feltet? Det er ikke funnet svar på dette spørsmålet. Felter som nærmer seg polene roterer saktere enn solflekker i ekvatorialområdet. Til slutt svake felt nå polen og snu det dominerende feltet. Dette endrer polariteten som de ledende plassene til de nye gruppene må ta, og fortsetter dermed den 22-årige syklusen.

Historiske bevis

Selv om solaktivitetssyklusen har vært ganske regelmessig i flere århundrer, har det også blitt observert betydelige variasjoner. I 1955-1970 mye flere plasser var på den nordlige halvkule, og i 1990 dominerte de den sørlige. De to syklusene som nådde toppen i 1946 og 1957 var de største i historien.

Den engelske astronomen Walter Maunder fant bevis på en periode med lav magnetisk solaktivitet, og påpekte at det ble observert svært få solflekker mellom 1645 og 1715. Selv om fenomenet først ble oppdaget rundt 1600, ble det registrert få observasjoner i denne perioden. Denne perioden kalles Mound minimum.

Erfarne observatører har rapportert om utseendet ny gruppe spots som en stor begivenhet, og la merke til at de ikke hadde sett dem på mange år. Etter 1715 kom dette fenomenet tilbake. Det falt sammen med den kaldeste perioden i Europa fra 1500 til 1850. Sammenhengen mellom disse fenomenene har imidlertid aldri blitt bevist.

Det er noen bevis på andre lignende perioder med intervaller på rundt 500 år. Når solaktiviteten er høy, blokkerer sterke magnetiske felt generert av solvinden høyenergiske galaktiske kosmiske stråler som nærmer seg jorden, noe som fører til mindre karbon-14-produksjon. Måling av 14 C i treringer bekrefter lav solaktivitet. 11-årssyklusen ble ikke oppdaget før på 1840-tallet, så observasjoner var sporadiske før den tid.

Efemere områder

I tillegg til solflekker, er det mange bittesmå dipoler kalt flyktige aktive områder, som varer mindre enn en dag i gjennomsnitt og finnes i hele solen. Antallet deres når 600 per dag. Selv om flyktige områder er små, kan de utgjøre en betydelig del av stjernens magnetiske fluks. Men siden de er nøytrale og ganske små, spiller de sannsynligvis ingen rolle i utviklingen av syklusen og den globale feltmodellen.

Prominenser

Dette er et av de vakreste fenomenene som kan observeres under solaktivitet. De ligner på skyer i jordens atmosfære, men støttes av magnetiske felt i stedet for varmestrømmer.

Plasma av ioner og elektroner, komponent solatmosfære, kan ikke krysse horisontale feltlinjer, til tross for tyngdekraften. Prominenser vises ved grensene mellom motsatte polariteter, der feltlinjer endrer retning. Dermed er de pålitelige indikatorer på brå feltoverganger.

Som i kromosfæren er prominenser gjennomsiktige i hvitt lys og bør, med unntak av totale formørkelser, observeres i Hα (656,28 nm). Under en formørkelse gir den røde Hα-linjen prominensene en vakker rosa nyanse. Deres tetthet er mye lavere enn for fotosfæren fordi det er for få kollisjoner til å generere stråling. De absorberer stråling nedenfra og utstråler den i alle retninger.

Lyset som er synlig fra jorden under en formørkelse er blottet for oppadgående stråler, noe som får prominensene til å se mørkere ut. Men siden himmelen er enda mørkere, ser de lyse ut mot bakgrunnen. Deres temperatur er 5000-50000 K.

Typer prominenser

Det er to hovedtyper av prominenser: stille og overgangsbestemt. De første er assosiert med magnetiske felt i stor skala som markerer grensene til unipolare magnetiske områder eller grupper av solflekker. Siden slike områder lever i lang tid, gjelder det samme for stille prominenser. Det kan de ha annen form- hekker, hengende skyer eller trakter, men alltid todimensjonale. Stabile filamenter blir ofte ustabile og bryter ut, men kan også rett og slett forsvinne. Stille prominenser lever i flere dager, men nye kan dannes ved den magnetiske grensen.

Forbigående prominenser er en integrert del av solaktiviteten. Disse inkluderer jetfly, som er en uorganisert masse materiale som kastes ut av blitsen, og klumper, som er kollimerte strømmer med små utslipp. I begge tilfeller går en del av stoffet tilbake til overflaten.

Sløyfeformede prominenser er konsekvensene av disse fenomenene. Under fakkelen varmer en strøm av elektroner opp overflaten til millioner av grader, og danner varme (mer enn 10 millioner K) koronale prominenser. De stråler kraftig når de avkjøles og, uten støtte, synker de ned til overflaten i elegante løkker etter magnetiske kraftlinjer.

Blinker

Det mest spektakulære fenomenet knyttet til solaktivitet er fakler, som er en skarp frigjøring av magnetisk energi fra solflekkområdet. Til tross for høy energi er de fleste nesten usynlige i det synlige frekvensområdet fordi energiutslipp skjer i en gjennomsiktig atmosfære og bare fotosfæren, som når relativt små energinivåer, kan observeres i synlig lys.

Flaksene sees best i Hα-linjen, hvor lysstyrken kan være 10 ganger større enn i nabokromosfæren og 3 ganger større enn i kontinuumet rundt. I Hα vil en stor fakkel dekke flere tusen solskiver, men bare noen få små lyspunkter vises i synlig lys. Energien som frigjøres i dette tilfellet kan nå 10 33 erg, som er lik utgangen til hele stjernen på 0,25 s. Mesteparten av denne energien frigjøres til å begynne med i form av høyenergielektroner og protoner, med synlig stråling som en sekundær effekt forårsaket av partiklene som påvirker kromosfæren.

Typer bluss

Utvalget av fakkelstørrelser er bredt - fra gigantiske, som bombarderer jorden med partikler, til knapt merkbare. De er vanligvis klassifisert etter deres tilknyttede røntgenstrømmer med bølgelengder fra 1 til 8 ångstrøm: Cn, Mn eller Xn for henholdsvis større enn 10 -6, 10 -5 og 10 -4 W/m 2 . Dermed tilsvarer M3 på jorden en fluks på 3 × 10 -5 W/m 2. Denne indikatoren er ikke lineær da den kun måler toppen og ikke den totale strålingen. Energien som frigjøres i de 3-4 største blusene hvert år tilsvarer summen av energiene til alle de andre.

Partikkeltypene som dannes av faklene endres avhengig av hvor akselerasjonen skjer. Det er ikke nok materiale mellom solen og jorden for ioniserende kollisjoner, så de beholder sin opprinnelige ioniserte tilstand. Partikler akselerert i koronaen av sjokkbølger viser en typisk koronal ionisering på 2 millioner K. Partikler akselerert i fakkellegemet har betydelig høyere ionisering og ekstremt høye konsentrasjoner av He 3, en sjelden isotop av helium med kun ett nøytron.

De fleste større utbrudd forekommer i liten mengde superaktive store grupper av solflekker. Grupper er store klynger med én magnetisk polaritet omgitt av den motsatte. Selv om det er mulig å forutsi solfakkelaktivitet på grunn av tilstedeværelsen av slike formasjoner, kan forskerne ikke forutsi når de vil dukke opp og vet ikke hva som produserer dem.

Innvirkning på jorden

I tillegg til å gi lys og varme, påvirker solen jorden gjennom ultrafiolett stråling, en konstant strøm av solvind og partikler fra store fakler. Ultrafiolett stråling skaper ozonlag, som igjen beskytter planeten.

Myke (langbølgede) røntgenstråler skaper lag av ionosfæren som gjør kortbølget radiokommunikasjon mulig. I løpet av dager med solaktivitet øker strålingen fra koronaen (som varierer sakte) og bluss (impulsiv), og skaper et bedre reflekterende lag, men tettheten til ionosfæren øker inntil radiobølger absorberes og kortbølgekommunikasjon er vanskelig.

De hardere (kortere bølgelengden) røntgenpulsene fra faklene ioniserer det laveste laget av ionosfæren (D-laget), og skaper radiostråling.

Jordens roterende magnetfelt er sterkt nok til å blokkere solvinden, og danner en magnetosfære med partikler og felt som strømmer rundt den. På siden motsatt stjernen danner feltlinjene en struktur som kalles en geomagnetisk plum eller hale. Når solvinden forsterkes, er det en kraftig økning i jordas felt. Når det interplanetariske feltet bytter i motsatt retning av jordens, eller når store skyer av partikler treffer det, kobles magnetfeltene i skyen sammen igjen og energi frigjøres, og skaper nordlys.

Magnetiske stormer og solaktivitet

Hver gang en stor en nærmer seg jorden, akselererer solvinden og oppstår. Dette skaper en 27-dagers syklus, spesielt merkbar ved solflekk minimum, som gjør det mulig å forutsi solaktivitet. Store fakler og andre hendelser forårsaker koronale masseutkast, skyer av energiske partikler som danner en ringstrøm rundt magnetosfæren, og forårsaker skarpe svingninger i jordas felt kalt geomagnetiske stormer. Disse fenomenene forstyrrer radiokommunikasjon og skaper spenningsstøt på langdistanselinjer og andre lange ledere.

Det kanskje mest spennende av alle terrestriske fenomener er den mulige påvirkningen av solaktivitet på planetens klima. Mound minimum virker rimelig, men det er andre klare effekter. De fleste forskere mener det er en viktig sammenheng maskert av en rekke andre fenomener.

Fordi ladede partikler følger magnetiske felt, observeres ikke korpuskulær emisjon i alle store fakler, men bare i de som befinner seg på den vestlige halvkule av solen. Kraftlinjene på dens vestlige side når jorden og sender partikler dit. Sistnevnte er hovedsakelig protoner, fordi hydrogen er den dominerende bestanddel av solen. Mange partikler, som beveger seg med en hastighet på 1000 km/s sekund, skaper en front sjokkbølge. Strømmen av lavenergipartikler i store fakler er så intens at den truer livet til astronauter utenfor jordens magnetfelt.

På denne siden kan du meget godt overvåke romværet vårt, som først og fremst bestemmes av solen. Data oppdateres veldig ofte - nesten hver hvert 5-10 minutt , slik at du alltid, ved å besøke denne siden, kan vite den nøyaktige tilstanden i aktivitetsfeltet til sol- og romværet vårt.

• Takket være denne siden og dens nettbaserte data, kan du ganske nøyaktig forstå tilstanden til romværet og dens innvirkning på jorden i det aktuelle øyeblikket. Grafer og kart legges ut (på nettet fra spesialiserte nettservere som samler inn og behandler data fra satellitter) som beskriver romværet (som er praktisk for å spore anomalier).

Nå kan du se Solen online i animasjonsmodus, for å visuelt bedre kunne observere alle endringer i solen, som bluss, objekter som flyr i nærheten, etc.:

Romværets tilstand i systemet vårt avhenger først og fremst av solens nåværende tilstand. Hard stråling og fakler, strømmer av ionisert plasma, solvind med opprinnelse i solen er hovedparametrene. Hard stråling og bluss er avhengig av såkalte solflekker. Kart over flekker og strålingsfordeling i røntgen er synlige nedenfor (dette er et bilde av solen tatt i dag: 18. mars, mandag).

(18.03.2019) Soloppgang: 06:37, sol i senit: 12:38, solnedgang: 18:39, dagslengde: 12:02, morgenskumring: 06:00, kveldsskumring: 19:16, .

Koronale transiente utstøtinger og begynnende solvindstrømmer merket i figuren nedenfor (dette er et bilde av solens korona tatt i dag: 18. mars, mandag).

Tidsplan for solflammer. Ved å bruke denne grafen kan du finne ut styrken til blussene som oppstår på solen hver dag. Konvensjonelt er fakler delt inn i tre klasser: C, M, X, dette kan sees på skalaen til grafen nedenfor, toppverdien til den røde linjebølgen bestemmer styrken til fakkelen. Det meste kraftig blits- klasse X.

Verdens temperaturkart

Verdens vær høye temperaturer kan følges på det ofte oppdaterte kartet nedenfor. Den siste tiden har et skifte i klimasoner vært tydelig synlig.

Søn nå (18. mars, mandag) i det ultrafiolette spekteret(i en av de mest praktiske forholdene for å se solens tilstand og overflaten).

Stereobilde av solen. Som du vet, ble to satellitter nylig spesielt sendt ut i verdensrommet, som gikk inn i en spesiell bane for å "se" solen fra to sider samtidig (tidligere så vi solen bare fra den ene siden) og overføre disse bildene til jorden. Nedenfor kan du se dette bildet, som oppdateres daglig.

[bilde fra den første satellitten]

[bilde fra den andre satellitten]