Солнечная активность

     Солнечная  активность - совокупность явлений, периодически возникающих в солнечной атмосфере. Проявления солнечной активности тесно связаны с магнитными свойствами солнечной плазмы. Возникновение активной области начинается с постепенного увеличения магнитного потока в некоторой области фотосферы. В соответствующих местах хромосферы после этого наблюдается увеличение яркости в линиях водорода и кальция. Такие области называют флоккулами. Примерно в тех же участках на Солнце в фотосфере (т.е. несколько глубже) при этом также наблюдается увеличение яркости в белом (видимом) свете - факелы. Увеличение энергии, выделяющейся в области факела и флоккула, является следствием увеличившихся до нескольких десятков экстред напряженности магнитного поля. Затем в солнечной активности наблюдаются солнечные пятна, возникающие через 1-2 дня после появления флоккула в виде маленьких чёрных точек - пор. Многие из них вскоре исчезают, и лишь отдельные поры за 2-3 дня превращаются в крупные тёмные образования. Типичное солнечное пятно имеет размеры в несколько десятков тысяч километров и состоит из тёмной центральной части - тени и волокнистой полутени.

     Солнечные пятна — тёмные области на Солнце, температура которых понижена примерно на 1500 К по сравнению с окружающими участками фотосферы. Наблюдаются на диске Солнца (с помощью оптических приборов, а в случае крупных пятен — и невооружённым глазом) в виде тёмных пятен. Солнечные пятна являются областями выхода в фотосферу сильных (до нескольких тысяч гауссов) магнитных полей. Потемнение фотосферы в пятнах обусловлено подавлением магнитным полем конвективных движений вещества и, как следствие, снижением потока переноса тепловой энергии в этих областях.

    Количество пятен на Солнце (и связанное с ним число Вольфа) — один из главных показателей солнечной магнитной активности.

    На более холодных звёздах наблюдаются пятна намного большей площади, чем на Солнце.

    Срок существования пятен достигает нескольких месяцев, то есть отдельные пятна могут наблюдаться в течение нескольких оборотов Солнца вокруг себя. Именно этот факт (движение наблюдаемых пятен вдоль солнечного диска) послужил основой для доказательства вращения Солнца и позволил провести первые измерения периода обращения Солнца вокруг своей оси.

    Пятна обычно формируются группами, однако иногда возникает одиночное пятно, живущее всего несколько дней, или два пятна, с направленными из одного в другое магнитными линиями.

    Только половина пятен живут больше двух дней, и всего десятая часть переживает 11-дневный порог.

 

                                                           

Множественные группы солнечных  пятен: хорошо различимы тень и полутень. 16 мая 2000 г.

                                                   История изучения

    Первые сообщения о пятнах на Солнце относятся к наблюдениям 800 года до н. э. в Китае, впервые пятна были зарисованы в 1128 году в хронике Иоанна Вустерского. С 1610 года начинается эпоха инструментального исследования Солнца. Изобретение телескопа и его специальной разновидности для наблюдения за Солнцем — гелиоскопа, позволило Галилею, Томасу Хэрриоту, Кристофу Шейнеру и другим учёным рассмотреть солнечные пятна. Галилей, по-видимому, первым среди исследователей признал пятна частью солнечной структуры.

    В 1845 г. Д. Генри и С. Александер из Принстонского университета наблюдали Солнце с помощью специального термометра (thermopile) и определили, что пятна излучают меньше радиации по сравнению с окружающими областями Солнца.

    Другим проявлением солнечной активности является появление плазменных образований в магнитном поле солнечной атмосферы – волокон. Если эти волокна видны на краю Солнца, то они наблюдаются как протуберанцы.

    

    Протуберанцы— плотные конденсации относительно холодного (по сравнению с солнечной короной) вещества, которые поднимаются и удерживаются над поверхностью Солнца магнитным полем.

    Одно из древнейших  упоминаний о наблюдениях протуберанцев  связано с полным солнечным  затмением 1 мая 1185 года. Изучение  протуберанцев началось с затмения  Солнца 8 июля 1842 года, когда Араго, Эри и другие астрономы заметили их в виде ярко-розовых выступов вокруг чёрного диска Луны. Во время наблюдения солнечного затмения 18 августа 1868 года Пьер Жансен независимо от Дж. Локьера применил новый метод наблюдения протуберанцев вне затмения, сделал вывод об их газообразном характере. Много ценных сведений о солнечных протуберанцах и их быстрых изменениях было получено путём кинематографирования их методом замедленной съёмки. В настоящее время процессы, происходящие в солнечной атмосфере, наблюдаются и исследуются при помощи спутников и космических станций.

    Протуберанцы  хорошо видны во время полных  солнечных затмений. Вне затмений  наблюдаются с помощью особых  спектральных приборов (протуберанц-спектроскопов), интерференционных фильтров, внезатменных коронографов (коронограф Лио), хромосферных телескопов. В проекции на солнечный диск протуберанцы заметны в виде тёмных волокон.

                                                              Классификация

     Протуберанцы отличаются волокнистой и клочковатой структурой постоянно движущихся нитей и сгустков плазмы и многообразием форм, классифицируемых либо по морфологическим, либо по динамическим признакам.

    По виду протуберанца, по скорости и особенностям  движения вещества в нём его  можно отнести к одному из  следующих классов:

• Спокойные — движения вещества и изменение формы в них медленные; время существования недели и даже месяцы; наблюдаются во всех гелиографических широтах. Они возникают либо вдали от групп солнечных пятен, либо вблизи них на поздних стадиях их развития. Кинетическая температура — 15000°.
• Активные — в них происходят довольно быстрые движения потоков вещества от протуберанца к фотосфере, от одного протуберанца к другому. Многие спокойные протуберанцы также переживают активную стадию, длящуюся от десятков минут до нескольких суток, заканчивающуюся либо полным исчезновением, либо превращением его в эруптивный протуберанец. Кинетическая температура — 25000°.
• Эруптивные, или изверженные — по виду напоминают громадные фонтаны, достигающие высот до 1,7 млн км над поверхностью Солнца. Движения сгустков вещества в них происходят быстро; извергаются со скоростями в сотни км/сек и довольно быстро изменяют свои очертания. При увеличении высоты протуберанец слабеет и рассеивается. В некоторых протуберанцах наблюдались резкие изменения скорости движения отдельных сгустков. Эруптивные протуберанцы непродолжительны.
• Корональные, или петлеобразные — возникают над хромосферой в виде небольших облачков, сливающихся затем в одно облако, из которого отдельными струями вниз к хромосфере спускаются потоки светящегося вещества. Все явление длится несколько часов. Большие протуберанцы и энергичные корональные выбросы достаточно редки, они случаются значительно чаще вблизи максимума 11-летнего солнечного цикла активности, когда наблюдается много пятен и других активных явлений.

                                            Интересные факты

    В фильме показана  эрупция одного из самых известных  протуберанцев, имеющем название  «Большой папочка (Granddaddy)» и наблюдавшемся в 1945 году вблизи максимума солнечного цикла.

    В июне 1946 года, астрономы увидели на Солнце  самый высокий протуберанец за  всю историю наблюдений. Его высота  составляла 1,7 миллиона километров.

    25 января 1991 года (вблизи максимума солнечного  цикла) сообщили о максимальных скоростях извержения протуберанцев около 1280 км/сек, но, возможно, речь идёт не о скорости вещества, а о скорости волны.

    Спутником SOHO 18 марта 2003 года впервые были засняты два одновременных протуберанца с противоположных сторон диска Солнца. Оба они прекратили своё существования шесть часов спустя. Является ли это событие случайным или зависимым — ещё предстоит решить астрофизикам.

    17 апреля 2009 года  космическая обсерватория ТЕСИС  на борту российского спутника  «Коронас-Фотон» зафиксировала выброс гигантского протуберанца в глубоком минимуме активности Солнца: в межпланетное пространство был выброшен протуберанец длиной в 50 раз больше диаметра Земли.

    Часто, особенно когда на Солнце имеются большие группы пятен, в хромосфере возникают вспышки. Они похожи на огромные взрывы, длящиеся всего лишь несколько минут. За несколько минут в маленькой области высвобождается энергия порядка 100 000 миллиардов кВт/час: столько же тепла поступает от Солнца на Землю в год! Причины вспышек пока еще плохо изучены. Вспышки вызывают изменения в магнитном поле Земли и могут даже повредить системы электроснабжения.

                      Цикличность солнечной активности

    Солнечная активность  испытывает периодические изменения.  Периоды выделенных циклов меняются  от двух до ста лет.

    Основной цикл  переменной длительности от 7 до 17 лет имеет средним период 11.1 лет и называется 11-летним циклом  солнечной активности или циклом  Швабе-Вольфа. Поскольку соседние циклы отличаются знаком полярности магнитного поля пары ведущего и ведомого пятен, правильней говорить о 22-летнем цикле активности. (Закон Хейла или цикл Андерсена). На представленном рисунке видно, что мощность циклов меняется с периодом 80-100 лет, это так называемый вековой цикл.

    Существуют предположения  о других периодах, например, о  сверхвековом цикле (1700) лет.

 

    Магнитосфера — область пространства вокруг планеты или другого намагниченного небесного тела. Магнитосфера, как известно, защищает нашу планету от потоков заряженных частиц, идущих от Солнца. Благодаря такому «панцирю» магнитные бури, периодически охватывающие Землю, не перерастают в настоящие катастрофы.

 

    Геомагнитная буря —   возмущение геомагнитного поля длительностью от нескольких часов до нескольких суток, вызванное поступлением в окрестности Земли возмущённых потоков солнечного ветра и их взаимодействием с магнитосферой Земли. Геомагнитная буря является одним из важнейших элементов солнечно-земной физики и ее практической части, обычно называемой термином «Космическая погода». Геомагнитные бури являются одним из видов геомагнитной активности.

    Геомагнитная буря 1859 года («Событие Кэррингтона») была мощнейшей геомагнитной бурей в истории. За последние 25 лет 20-го столетия (1976—2000 гг.) было зарегистрировано 798 магнитных бурь с Dst ниже −50 нТ, а за последние 50 лет наиболее сильными бурями с Dst ниже −400 нТ были события 12 февраля 1958 (Dst = -426 нТ), 15 июля 1959 (-429 нТ), 13 марта 1989 (-589 нТ), 30 октября 2003 (-401 нТ) и 20 ноября 2003 (-472 нТ).

                      Виды и методы прогноза геомагнитной активности

    Научный прогноз геомагнитной активности опирается на данные телескопов и спутников. В зависимости от времени упреждения, прогнозы принято делить на 27-45-суточный, 7-суточный, 2-суточный и 1-часовой прогнозы. 

    Надежность 2-суточного и 1-часового прогноза составляют, соответственно, около 30-50 % и 95 %. Остальные прогнозы носят лишь общий информационный характер и имеют ограниченное практическое применение.

               Влияние геомагнитных бурь на жизнь и здоровье людей

    Геомагнитные бури являются одним из важнейших элементов космической погоды и влияют на многие области деятельности человека, из которых можно выделить нарушение связи, систем навигации космических кораблей, возникновения поверхностных зарядов на трансформаторах и трубопроводах и даже разрушение энергетических систем.

    Магнитные бури также влияют на здоровье и самочувствие людей.[7]

    Было установлено, что нарушения телефонной связи происходят во время магнитных бурь.

    Острые споры вызывал в своё время вопрос о влиянии солнечной активности на возникновение несчастных случаев и травматизм на транспорте и в производстве. На это впервые указал ещё в 1928 году Александр Чижевский.

    Момент начала стрессовой реакции может сдвигаться относительно начала бури на разные сроки для разных бурь и для конкретного человека. Некоторые люди начинают реагировать на магнитные бури за 1-2 дня до них, то есть в момент вспышек на самом Солнце, фактически, реагируя на солнечные бури.

 

 

 

 

 

 

 

 

 

План:

 

1. Солнечна активность
2. Солнечные пятна
3. Протуберанцы
4. Магнитосфера
5. Геомагнитная буря

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

Литература:

 

1. http://www.bypas.ru/
2. К. Фламмарион. Живописная астрономия
3. http://ru.wikipedia.org/wiki/

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

           

 

  

 

    Творческая работа по астрономии

                      на тему:

 

    

«Солнечная активность.                

   Геомагнитные бури»

 

 

 

 

 

 

                                                                                                                                                        Подготовила:

                                                                                                                                                        ученица 11-а класса