Солнечные пятна

Солнечные пятна

Еще в древности люди обратили внимание на пятна на Солнце, но, естественно, они еще не понимали их происхождения. В 1607 г. Кеп­лер был введен в заблуждение, приняв одно из пятен за планету Меркурий в процессе прохожде­ния па определенном расстоянии от Солнца- Наблюдения за пятнами па свегиле зафиксированы и в ле­тописях древнего Китая начиная с 165 г. до н.э. Самое древнее упо­минание о солнечных пятнах сде­лано Теофрастом из Афин, учени­ком Аристотеля. Галилео Галилей «открыл» пятна (хотя имел место долгий ученый спор с иезуитом Кристофером Шайнером) в 1609 г. Наличие пятен на Солнце и их описания нанесли удар по системе Аристотеля и Птолемея, ведь со­гласно их теории звезды представ­ляют собой совершенные и неиз­меняемые сферы. Систематичес­кие наблюдения за пятнами на Солнце начали вести примерно с 1750 г.

Внешний вид и эволюция

Солнечные пятна представляют собой образования темного цвета. Это связано с тем, что их темпера­тура прохладнее t° фотосферы. Вокруг самой темной области пят­на — се называют «тень» — находит­ся зона средней светимости — «полутень». Температура тела колеб­лется от 4300° до 4800° К, то есть на 1000-1500° ниже, чем t° фото­сферы. В полутени температура составляет 5400-5500° К. Для тени характерна светимость, составляю­щая 32% от фотосферы, для полу­тени — 80%, поэтому в принципе эти две составляющие должны иметь блеск

Но по контрасту с фотосферой они выглядят темными.

Понижение температуры внут­ри пятен может быть связано с мощными магнитными полями пятен. Поля подавляют конвектив­ные движения газов.

Что касается эволюции солнеч­ных пятен — сначала в каком-либо месте фотосферы образуется за­темнение, его диаметр равен не­скольким тысячам километров. Это так называемые «поры». Боль­шая часть пор исчезает через день. Другие, напротив, увеличиваются в размерах и приобретают типич­ные черты пятен, становится заметной полутень, протяжен­ность может составлять от 7000 до 50 000 км.

Средняя продолжительность су­ществования пятна составляет примерно две недели. За этот пе­риод времени происходит эволю­ция пятна — его форма и размеры варьируются. Как правило, пятна возникают целыми группами или по двое. Они существуют в течение примерно трех месяцев.

Пятна перемещаются но солнеч­ной поверхности. Дело в том, что Солнце не является твердым телом и его скорость вращения в разных зонах неодинакова. Например, в зоне экватора период вращения составляет примерно 27 суток, в то время как в полярных частях све­тила он равен примерно 31 суткам.

Солнечный цикл

Уже с начала XVIII в. было изве­стно, что интенсивность пятен и время их появления находятся в рамках периода, равного при­мерно 11 годам. За это время пятна на Солнце достигают максималь­ных размеров, а затем понемногу уменьшаются. Этот цикл может длиться от 7 до 15 лет, его средняя продолжительность — 11,07 года.

В начальной фазе в течение многих дней или недель па Солнце не наблюдается никаких следов пятен. На заключительном этапе периода на Солнце можно видеть около двух десятков скоплений пя­тен, не говоря об единичных. Года­ми наибольшей солнечной актив­ности были 1968, 1979 и 1990 гг.

Каждое пятно существует в сред­нем в течение нескольких месяцев, по тот факт, что цикл составляет 11 лет, свидетельствует о глубоких и длительных процессах, происхо­дящих в недрах Солнца.

Солнечный цикл, судя по всему, связан с взаимодействием магнит­ного поля светила с конвективным слоем.

В 1908 г. Иоганн Галле совершил открытие — солнечные пятна име­ют мощные магнитные поля. Мощ­ность поля типичного пятна со­ставляет 0,25 теслы (тесла — едини­ца магнитной индукции). Для срав­нения — мощность магнитного поля Земли меньше и составляет 0,0001 теслы.

Замечена интересная регуляр­ность в плане распределения маг­нитных полей — если группа сол­нечных пятен образуется в Северном полушарии, значит, в преды­дущем цикле пятна дислоцирова­лись в Южном полушарии, и так далее. Когда заканчивается один цикл и начинается другой, поляр­ность уравновешивается. В прин­ципе полный солнечный цикл, включая и перемещение полярнос­ти, длится около 22 лет.

Но пятна могут появиться одно­временно в двух полушариях симметрично в отношении экватора. Места образования пятен переме­щаются на 4,5° — 5° в течение всего цикла.

Активное и неактивное Солнце

Уже давно замечено, что солнеч­ная активность перемежается пе­риодами спада — они носят назва­ние «минимум» и могут длиться долго. При минимуме пятен прак­тически не наблюдается. Послед­ний минимум, т.н. минимум Маупдера, начался в 1630 г. и продол­жился около 75 лет.

Солнце считается неактивным, «спокойным», когда на нем мало пятен и других проявлений (на­пример, протуберанцев). Когда же на поверхности светила обра­зуются либо пятна, либо солнеч­ные факелы (увеличение яркости в фотосфере), либо протуберан­цы, мы говорим об активности Солнца.

Жанлука Ранцини

Понравилась статья? Поделиться с друзьями:
Все о космосе
Добавить комментарий

;-) :| :x :twisted: :smile: :shock: :sad: :roll: :razz: :oops: :o :mrgreen: :lol: :idea: :grin: :evil: :cry: :cool: :arrow: :???: :?: :!: