Zonne-activiteit. Real-time monitoring van de zonneactiviteit

Op de schijf van de zon zijn vaak ongebruikelijke formaties zichtbaar: gebieden met lage helderheid - zonnevlekken en hoge helderheid - faculae. Aan de rand van de schijf zijn uitsteeksels van de chromosfeer merkbaar - er verschijnen protuberansen en soms kortstondige zeer heldere vlekken - fakkels. Ze kregen allemaal een gemeenschappelijke naam: actieve formaties.

Typisch ontstaan ​​actieve formaties in de zogenaamde actieve gebieden van de zon. Deze regio's kunnen een aanzienlijk deel van de zonneschijf in beslag nemen. Het belangrijkste kenmerk van actieve gebieden is de opkomst van sterke lokale (dat wil zeggen lokale) magnetische velden op het oppervlak, veel sterker dan het reguliere magnetische veld van de zon. Een typisch magnetisch velddiagram voor het actieve gebied wordt getoond in Figuur 62.

De zon draait, net als andere hemellichamen, om zijn as. Dit maakt het mogelijk om de polen en de evenaar erop te bepalen en een systeem van heliografische coördinaten (Helios - Zon) te construeren, volledig vergelijkbaar met geografische coördinaten.

Vaak verschijnen aan beide zijden van de evenaar, in de heliografische breedtegraden van 10-30°, zonnevlekken en faculae - lichte vlekken die duidelijk zichtbaar zijn nabij de zonnevlekken en aan de rand van de schijf. Door een telescoop zijn de donkere ovale vlek en de omringende halfschaduw duidelijk zichtbaar. De vlekken verschijnen meestal in groepen. De karakteristieke grootte van de donkere vlek is ongeveer 20.000 km. De vlek tegen de achtergrond van de fotosfeer lijkt volledig zwart, maar aangezien de temperatuur op de vlek 4500 K bedraagt, is de straling ervan slechts drie keer zwakker dan de straling van de fotosfeer.

De plek is sterk magnetische velden(tot 4,5 Tesla). Het is de aanwezigheid van een magnetisch veld dat de temperatuurdaling bepaalt, omdat het convectie voorkomt en daardoor de energiestroom uit de diepe lagen van de zon vermindert. De vlek verschijnt in de vorm van een enigszins uitgezette opening tussen de korrels - in de vorm van een porie. Na ongeveer een dag ontwikkelt de porie zich tot een ronde vlek en na 3-4 dagen verschijnt er gedeeltelijke schaduw.

Na verloop van tijd groeit de oppervlakte van een vlek of groep vlekken en bereikt zijn maximum na 10-12 dagen. Hierna beginnen de vlekken van de groep te verdwijnen en na anderhalve tot twee maanden verdwijnt de groep helemaal. Vaak heeft de groep geen tijd om alle fases te doorlopen en verdwijnt ze in veel kortere tijd.

Vorming van zonnevlekken

Met een toename van het magnetische veld in de fotosfeer neemt de convectie aanvankelijk zelfs toe. Een niet erg sterk magnetisch veld remt turbulentie en vergemakkelijkt daardoor convectie. Maar een sterker veld belemmert de convectie al, en op het punt waar het veld het veld verlaat daalt de temperatuur - er ontstaat een zonnevlek.

De vlekken zijn meestal omgeven door een netwerk van heldere ketens: een fotosferische pluim. De breedte van de ketting wordt bepaald door de diameter heldere elementen(type korrels) en is ongeveer 500 km, en de lengte bereikt 5000 km. Het toortsgebied is veel (meestal vier keer) groter dan het spotgebied. Faculae worden ook buiten groepen of op enkele plekken aangetroffen. In dit geval zijn ze veel zwakker en meestal merkbaar aan de rand van de schijf. Dit suggereert dat de toorts een wolk van heter gas is in de bovenste lagen van de fotosfeer. Fakkels zijn relatief stabiele formaties. Ze kunnen enkele maanden bestaan.

Boven de vlekken en faculae bevindt zich een flocculus - een zone waarin de helderheid van de chromosfeer wordt verhoogd. Ondanks de toename in helderheid blijft de vlok, net als de chromosfeer, onzichtbaar tegen de achtergrond van de oogverblindend heldere schijf van de zon. Het kan alleen worden waargenomen met behulp van speciale apparaten— spectroheliografen, waarbij een beeld van de zon wordt verkregen in straling met de golflengte van een spectraallijn. In dit geval verschijnt het beeld van de vlok als een donkere streep.

Vlokvorming

Wanneer plasma zich ophoopt in de depressie gevormd door spanningslijnen (Fig. 62), neemt de straling toe als gevolg van de verhoogde dichtheid, temperatuur en drukval, wat op zijn beurt leidt tot verhoogde dichtheid en verhoogde straling. Geleidelijk loopt de ‘val’ over en stroomt het plasma langs de spanningslijnen de fotosfeer in. Het evenwicht wordt tot stand gebracht: het hete gas van de corona valt in de “valstrik”, geeft zijn energie op en stroomt de fotosfeer in. Zo ontstaat een vlok.

Wanneer de rotatie van de zon de flocculus naar de rand van de zon brengt, zien we een ophanging rustige bekendheid. De transformatie van magnetische velden kan ertoe leiden dat de spanningslijnen worden rechtgetrokken en het plasma van de vlok omhoog wordt geschoten. Dit uitbarstende prominentie.

Als twee magnetische velden met tegengestelde polariteit elkaar ontmoeten in een plasma, vindt vernietiging van de velden plaats. Vernietiging (vernietiging) van het magnetische veld volgens de wet van Faraday als gevolg van elektromagnetische inductie veroorzaakt het verschijnen van een sterk elektrisch wisselveld. Omdat de elektrische weerstand Er is weinig plasma, dit veroorzaakt een krachtige elektrische stroom, in het magnetische veld waarvan enorme energie wordt opgeslagen. Vervolgens komt deze energie tijdens het explosieve proces vrij in de vorm van licht en röntgenstraling (Fig. 61). Een waarnemer op aarde ziet een zonnevlam als een helder punt dat plotseling op de schijf van de zon verschijnt, meestal in de buurt van een groep zonnevlekken. De uitbarsting kan in uitzonderlijke gevallen door een telescoop worden waargenomen blote oog.Materiaal van de site

Het grootste deel van de energie komt echter vrij in de vorm van kinetische energie van substantie-emissies en stromen van elektronen en protonen die worden versneld tot gigantische energieën (tot tientallen giga-elektronvolts) die zich in de zonnecorona en de interplanetaire ruimte voortbewegen met snelheden tot wel 100%. tot 1000 km/s.

Het magnetische veld dat de corona binnendringt, wordt opgevangen door de zonnewindstroom. Bij een bepaalde configuratie van het magnetische veld comprimeert het het plasma, waardoor het tot zeer hoge snelheden wordt versneld. Tegelijkertijd verlengt de plasmastroom de magnetische inductielijnen. Hierdoor ontstaat een coronale straal.

Impact van uitbraken

Zonnevlammen hebben een sterke impact op de ionosfeer van de aarde en hebben een aanzienlijke invloed op de toestand van de ruimte nabij de aarde. Er zijn aanwijzingen voor de gevolgen van uitbraken

Een actief gebied op de zon (AO) is een reeks veranderende structurele formaties in een bepaald beperkt gebied zonne-atmosfeer, geassocieerd met een toename van het magnetische veld daarin van waarden van 1020 tot enkele (45) duizend oersteds. In zichtbaar licht zijn de meest opvallende structurele formatie van het actieve gebied donkere, scherp gedefinieerde zonnevlekken, die vaak hele groepen vormen. Gewoonlijk vallen tussen de vele min of meer kleine vlekken twee grote op, die een bipolaire groep vlekken vormen met de tegengestelde polariteit van het magnetische veld erin. Individuele plekken en de hele groep zijn meestal omgeven door heldere, opengewerkte, rasterachtige fakkelstructuren. Hier bereiken de magnetische velden waarden van tientallen oersteds. Bij wit licht zijn de faculae het best zichtbaar aan de rand van de zonneschijf, maar in sterke spectraallijnen (vooral waterstof, geïoniseerd calcium en andere elementen), evenals in de verre ultraviolette en röntgengebieden van het spectrum, zijn ze het best zichtbaar. zijn veel helderder en beslaan een groter gebied. De lengte van het actieve gebied bereikt enkele honderdduizenden kilometers en de levensduur varieert van enkele dagen tot enkele maanden. In de regel kunnen ze worden waargenomen in bijna alle bereiken van het elektromagnetische spectrum van de zon, van röntgenstraling, ultraviolet en zichtbare stralen tegen infrarood- en radiogolven. Aan de rand van de zonneschijf, wanneer het actieve gebied vanaf de zijkant zichtbaar is, in de zonnecorona, worden vaak protuberansen – enorme plasmawolken met bizarre vormen – waargenomen in de emissielijnen. Van tijd tot tijd vinden er plotselinge plasma-explosies en zonnevlammen plaats in het actieve gebied. Ze genereren krachtige ioniserende straling (vooral röntgenstraling) en doordringende straling (energetische elementaire deeltjes, elektronen en protonen). Hoge snelheid corpusculaire plasmastromen veranderen de structuur van de zonnecorona. Wanneer de aarde in een dergelijke stroom terechtkomt, wordt de magnetosfeer vervormd en ontstaat er een magnetische storm. Ioniserende straling heeft een grote invloed op de omstandigheden in de hogere atmosfeer en veroorzaakt verstoringen in de ionosfeer. Mogelijke invloed op vele anderen fysieke verschijnselen (cm. sectie ZONNE-TERRESTRISCHE RELATIES).

Pikelner S.B. Zon. M., Fizmatgiz, 1961
Menzel D. Onze zon. M., Fizmatgiz, 1963
Vitinsky Yu.I., Ol A.I., Sazonov B.I. De zon en de atmosfeer van de aarde. L., Gidrometeoizdat, 1976
Kononovitsj E.V. Zon dag ster. M., Onderwijs, 1982
Mitton S. Dag ster. M., Mir, 1984
Kononovich E.V., Moroz V.I. Algemene cursus astronomie. M., URSS, 2001

Vinden " ZONNE-ACTIVITEIT" op

Zonneactiviteit is een reeks verschijnselen die periodiek voorkomen in de zonneatmosfeer. Manifestaties van zonneactiviteit worden geassocieerd met magnetische eigenschappen zonne-plasma.

Wat veroorzaakt zonneactiviteit? De magnetische flux in een van de gebieden van de fotosfeer neemt geleidelijk toe. Dan neemt hier de helderheid in de waterstof- en calciumlijnen toe. Dergelijke gebieden worden genoemd vlokken.

In ongeveer dezelfde gebieden op de zon in de fotosfeer (d.w.z. iets dieper) wordt ook een toename in helderheid van wit (zichtbaar) licht waargenomen. Dit fenomeen heet fakkels.

De toename van de energie die vrijkomt in het gebied van de pluim en de flocculus is een gevolg van de toegenomen magnetische veldsterkte.
1-2 dagen na het verschijnen van een flocculus in het actieve gebied, zonnevlekken in de vorm van kleine zwarte stippen - poriën. Velen van hen verdwijnen snel, alleen individuele poriën veranderen binnen 2-3 dagen in grote donkere formaties. Een typische zonnevlek is enkele tienduizenden kilometers groot en bestaat uit een donker centraal deel (umbra) en een vezelachtige halfschaduw.

Uit de geschiedenis van zonnevlekkenstudies

De eerste meldingen van zonnevlekken dateren uit 800 voor Christus. e. in China dateren de eerste tekeningen uit 1128. In 1610 begonnen astronomen een telescoop te gebruiken om de zon waar te nemen. Het eerste onderzoek richtte zich vooral op de aard van de vlekken en hun gedrag. Maar ondanks onderzoek bleef de fysieke aard van de vlekken tot in de 20e eeuw onduidelijk. In de 19e eeuw was er al een voldoende lange reeks waarnemingen van het aantal zonnevlekken om periodieke cycli in zonneactiviteit te bepalen. In 1845 observeerden de professoren D. Henry en S. Alexander van de Universiteit van Princeton de zon met behulp van een thermometer en stelden vast dat de zonnevlekken minder straling uitzonden dan de omliggende gebieden van de zon. Later werd in de pluimgebieden bovengemiddelde straling vastgesteld.

Kenmerken van zonnevlekken

Het belangrijkste kenmerk van vlekken is de aanwezigheid van sterk magnetische velden, waarbij de grootste spanning in het schaduwgebied wordt bereikt. Stel je een buis met magnetische veldlijnen voor die zich uitstrekt tot in de fotosfeer. Bovenste deel De buis zet uit en de krachtlijnen daarin divergeren, zoals korenaren in een schoof. Daarom nemen magnetische veldlijnen rond de schaduw een richting aan die bijna horizontaal is. Het magnetische veld zet de plek als het ware van binnenuit uit en onderdrukt de convectieve bewegingen van het gas, waardoor energie vanuit de diepte naar boven wordt overgebracht. Daarom blijkt de temperatuur in het gebied van de plek ongeveer 1000 K lager te zijn. De plek lijkt op een gekoeld gat in de fotosfeer van de zon, gebonden door een magnetisch veld.
Meestal verschijnen vlekken in hele groepen, maar er vallen twee grote vlekken in op. De ene, klein, ligt in het westen, en de andere, kleiner, ligt in het oosten. Er zitten vaak veel kleine plekjes omheen en ertussen. Deze groep zonnevlekken wordt bipolair genoemd omdat grote zonnevlekken altijd de tegenovergestelde polariteit van het magnetische veld hebben. Ze lijken verbonden te zijn met dezelfde buis van magnetische veldlijnen, die in de vorm van een gigantische lus onder de fotosfeer vandaan kwam en de uiteinden ergens in de diepe lagen achterliet, onmogelijk te zien. De plek waar het magnetische veld de fotosfeer verlaat heeft een noordelijke polariteit, en de plek waar het krachtveld weer onder de fotosfeer binnenkomt heeft een zuidelijke polariteit.

Zonnevlammen zijn de krachtigste manifestatie van zonneactiviteit. Ze komen voor in relatief kleine gebieden van de chromosfeer en corona die zich boven groepen zonnevlekken bevinden. Simpel gezegd, flare is een explosie veroorzaakt door plotselinge compressie van zonneplasma. Compressie vindt plaats onder de druk van een magnetisch veld en leidt tot de vorming van een lange plasmakabel van tientallen en zelfs honderdduizenden kilometers lang. De hoeveelheid explosie-energie bedraagt ​​10²³ J. De energiebron van zonnevlammen verschilt van de energiebron van de hele zon. Het is duidelijk dat de fakkels van elektromagnetische aard zijn. De energie die wordt uitgezonden door een zonnevlam in het kortegolfgebied van het spectrum bestaat uit ultraviolette straling en röntgenstraling.
Zoals elke grote explosie genereert de uitbarsting een schokgolf die zich naar boven voortplant in de corona en langs de oppervlaktelagen van de zonneatmosfeer. Straling van zonnevlammen heeft een bijzonder sterke impact op de bovenste lagen van de atmosfeer en de ionosfeer van de aarde. Als gevolg hiervan vindt er op aarde een heel complex van geofysische verschijnselen plaats.

Protuberansen

De meest ambitieuze formaties in de zonneatmosfeer zijn dat wel protuberansen. Dit zijn dichte wolken van gassen die in de zonnecorona ontstaan ​​of vanuit de chromosfeer daarin worden uitgestoten. Een typische prominentie ziet eruit als een gigantische lichtgevende boog die op de chromosfeer rust en wordt gevormd door stralen en stromen van materie die dichter zijn dan de corona. De temperatuur van de protuberansen bedraagt ​​ongeveer 20.000 K. Sommige ervan bevinden zich enkele maanden in de corona, andere verschijnen naast de vlekken, bewegen zich snel met snelheden van ongeveer 100 km/s en blijven enkele weken bestaan. Individuele protuberansen bewegen met nog grotere snelheden en exploderen plotseling; ze worden eruptief genoemd. De afmetingen van protuberansen kunnen verschillend zijn. Een typische protuberans is ongeveer 40.000 km hoog en ongeveer 200.000 km breed.
Er zijn veel soorten protuberansen. Op foto's van de chromosfeer in de rode spectraallijn van waterstof zijn op de zonneschijf duidelijk protuberansen zichtbaar in de vorm van donkere, lange filamenten.

Gebieden op de zon waarin intense manifestaties van zonneactiviteit worden waargenomen, worden centra van zonneactiviteit genoemd. De algehele activiteit van de zon verandert periodiek. Er zijn veel manieren om het niveau van de zonneactiviteit te schatten. Zonneactiviteitsindex - Wolfgetallen W. W= k (f+10g), waarbij k een coëfficiënt is die rekening houdt met de kwaliteit van het instrument en de waarnemingen die ermee zijn gedaan, f is het totale aantal vlekken dat momenteel op de zon wordt waargenomen , g is tien keer het aantal groepen dat ze vormen.
Het tijdperk waarin het aantal activiteitscentra het grootst is, wordt beschouwd als het maximum van de zonneactiviteit. En als er helemaal geen of bijna geen zijn – op zijn minst. Maximum en minimum worden afgewisseld met een gemiddelde periode van elf jaar – de elfjarige cyclus van zonneactiviteit.

De invloed van zonneactiviteit op het leven op aarde

Deze invloed is zeer groot. A.L. Chizhevsky was de eerste die deze invloed in juni 1915 bestudeerde. Noorderlicht werd waargenomen in Rusland en zelfs in Noord Amerika, A " magnetische stormen Ze verstoorden voortdurend de beweging van telegrammen.” Gedurende deze periode vestigt de wetenschapper de aandacht op het feit dat verhoogde zonneactiviteit samenvalt met bloedvergieten op aarde. Onmiddellijk na het verschijnen van grote zonnevlekken op veel fronten van de Eerste Wereldoorlog namen de vijandelijkheden zelfs toe. Hij wijdde zijn hele leven aan dit onderzoek, maar zijn boek ‘In the Rhythm of the Sun’ bleef onvoltooid en werd pas in 1969 gepubliceerd, vier jaar na de dood van Tsjizjevski. Hij vestigde de aandacht op het verband tussen toegenomen zonneactiviteit en aardse rampen.
Door het ene of het andere halfrond naar de zon te draaien, ontvangt de aarde energie. Deze stroom kan worden weergegeven in de vorm van een lopende golf: waar het licht valt, bevindt zich de top, waar het donker is, is een dal: de energie stijgt of daalt.
Magnetische velden en deeltjesstromen die afkomstig zijn van zonnevlekken bereiken de aarde en beïnvloeden de hersenen, het cardiovasculaire systeem en de bloedsomloop van een persoon, zijn fysieke, zenuwachtige en psychologische toestand. Hoog niveau zonneactiviteit en de snelle veranderingen ervan prikkelen een persoon.

Nu wordt de invloed van zonneactiviteit op aarde zeer actief bestudeerd. Er zijn nieuwe wetenschappen ontstaan ​​– heliobiologie, zonne-aardse fysica – die de relatie bestuderen tussen het leven op aarde, het weer, het klimaat en de manifestaties van zonneactiviteit.
Astronomen zeggen dat de zon helderder en heter wordt. Dit komt omdat de magnetische veldactiviteit de afgelopen 90 jaar meer dan verdubbeld is, waarbij de grootste toename in de afgelopen 30 jaar heeft plaatsgevonden. Wetenschappers kunnen nu zonnevlammen voorspellen, waardoor het mogelijk is om zich vooraf voor te bereiden op mogelijke storingen in radio- en elektrische netwerken.

Sterke zonneactiviteit kan ervoor zorgen dat elektriciteitsleidingen op aarde uitvallen en dat de banen van satellieten die communicatiesystemen, vliegtuigen en oceaanstomers ondersteunen, veranderen. Zonne-‘geweld’ wordt gewoonlijk gekenmerkt door krachtige zonnevlammen en het verschijnen van vele vlekken. Chizhevsky stelde vast dat tijdens perioden van verhoogde zonneactiviteit (een groot aantal zonnevlekken) oorlogen, revoluties, natuurrampen, catastrofes en epidemieën op aarde plaatsvinden en dat de intensiteit van de bacteriegroei toeneemt ("Chizhevsky-Velkhover-effect"). Dit is wat hij schrijft in zijn boek “The Terrestrial Echo of Solar Storms”: “De kwantiteit en de oneindig gevarieerde kwaliteit van de fysische en chemische factoren die ons van alle kanten omringen – de natuur – zijn oneindig groot. Krachtige, op elkaar inwerkende krachten komen uit de ruimte. Zon, maan, planeten en oneindig getal hemellichamen zijn door onzichtbare banden met de aarde verbonden. De beweging van de aarde wordt gecontroleerd door zwaartekrachten, die een aantal vervormingen in de lucht, vloeibare en vaste omhulsels van onze planeet veroorzaken, deze laten pulseren en getijden veroorzaken. De positie van de planeten in het zonnestelsel beïnvloedt de verdeling en intensiteit van de elektrische en magnetische krachten van de aarde.
Maar de grootste invloed op het fysieke en organische leven op aarde wordt uitgeoefend door straling die van alle kanten van het heelal op de aarde wordt gericht. Ze verbinden de buitenste delen van de aarde rechtstreeks met de kosmische omgeving, zorgen ervoor dat deze daarmee in verband wordt gebracht, staan ​​er voortdurend mee in wisselwerking, en daarom zijn zowel de buitenkant van de aarde als het leven dat haar vult het resultaat van de creatieve invloed van kosmische krachten. . En daarom zijn de structuur van de aardschil, haar fysisch-chemische eigenschappen en biosfeer een manifestatie van de structuur en mechanica van het heelal, en niet een willekeurig spel van lokale krachten. De wetenschap verlegt eindeloos de grenzen van onze directe perceptie van de natuur en onze perceptie van de wereld. Niet de aarde, maar de kosmische uitgestrektheid wordt ons thuisland, en we beginnen in al zijn ware grootsheid de betekenis voor het hele aardse bestaan ​​te voelen van zowel de beweging van verre hemellichamen als de beweging van hun boodschappers: straling..."
In 1980 verscheen er een techniek die het mogelijk maakte om de aanwezigheid van vlekken in de fotosferen van andere sterren te detecteren. Het bleek dat veel sterren van spectraalklasse G en K zonnevlekken hebben die lijken op die van de zon, met een magnetisch veld van dezelfde orde. De activiteitscycli van dergelijke sterren zijn geregistreerd en bestudeerd. Ze liggen dicht bij de zonnecyclus en variëren van 5 tot 10 jaar.

Er zijn hypothesen over de invloed van veranderingen in de fysieke parameters van de zon op het klimaat op aarde.

Aardse aurora's zijn het zichtbare resultaat van de interactie van de zonnewind, de zonne- en aardse magnetosferen en de atmosfeer. Extreme gebeurtenissen die verband houden met zonneactiviteit leiden tot aanzienlijke verstoringen in het magnetische veld van de aarde, wat geomagnetische stormen veroorzaakt. Geomagnetische stormen zijn er één van essentiële elementen ruimteweer en beïnvloeden veel gebieden van menselijke activiteit, van waaruit we de verstoring van communicatie- en navigatiesystemen kunnen benadrukken ruimteschepen, het optreden van wervelinductiestromen in transformatoren en pijpleidingen en zelfs de vernietiging van energiesystemen.
Magnetische stormen hebben ook invloed op de gezondheid en het welzijn van mensen. De tak van de biofysica die de invloed bestudeert van veranderingen in de zonneactiviteit en de verstoringen die deze veroorzaken in de magnetosfeer van de aarde op de organismen op aarde, wordt genoemd heliobiologie.

Een van de meest opmerkelijke kenmerken van de zon zijn de bijna periodieke, regelmatige veranderingen in verschillende manifestaties van zonneactiviteit, dat wil zeggen de hele reeks waargenomen veranderende (snelle of langzame) verschijnselen op de zon. Dit zijn zonnevlekken - gebieden met een sterk magnetisch veld en, als gevolg daarvan, met een lage temperatuur, en zonnevlammen - de krachtigste en snelst ontwikkelende explosieve processen die de gehele zonneatmosfeer boven het actieve gebied beïnvloeden, en zonnefilamenten - plasmaformaties in het magnetische veld van de zonneatmosfeer, in de vorm van langwerpige (tot honderdduizenden kilometers) vezelachtige structuren. Wanneer de filamenten de zichtbare rand (lidmaat) van de zon bereiken, kan men de grootste actieve en rustige formaties op schaal zien: protuberansen, die zich onderscheiden door een rijke verscheidenheid aan vormen en een complexe structuur.

Het is ook noodzakelijk om coronale gaten op te merken - gebieden in de zonneatmosfeer met een magnetisch veld dat openstaat voor de interplanetaire ruimte. Dit zijn bijzondere vensters waaruit een snelle stroom van door de zon geladen deeltjes wordt uitgestoten.

Zonnevlekken zijn de bekendste verschijnselen op de zon. Ze werden voor het eerst waargenomen door een telescoop door G. Galileo in 1610. We weten niet wanneer en hoe hij leerde fel zonlicht te verzwakken, maar prachtige gravures met afbeeldingen van zonnevlekken en gepubliceerd in 1613. in zijn beroemde brieven over zonnevlekken waren de eerste systematische reeks waarnemingen.

Sinds die tijd werd de registratie van vlekken uitgevoerd, vervolgens gestopt en vervolgens weer hervat. Aan het einde van de 19e eeuw waren twee waarnemers - G. Sperer in

Duitsland en E. Maunder in Engeland wezen op het feit dat gedurende de periode van 70 jaar tot 1716. er waren blijkbaar heel weinig vlekken op de zonneschijf. Al in onze tijd kwam D. Eddy, nadat hij alle gegevens opnieuw had geanalyseerd, tot de conclusie dat er inderdaad gedurende deze periode een afname van de zonneactiviteit was, het Maunder-minimum genoemd.

Tegen 1843 Na twintig jaar observaties heeft amateurastronoom G. Schwabe uit Duitsland behoorlijk wat gegevens verzameld om aan te tonen dat het aantal vlekken op de zonneschijf cyclisch verandert en ongeveer elke elf jaar een minimum bereikt. R. Wolf uit Zürich verzamelde alle mogelijke gegevens over zonnevlekken, systematiseerde ze, organiseerde regelmatige waarnemingen en stelde voor om de mate van zonneactiviteit te evalueren met een speciale index die de maatstaf voor de ‘vlekkerigheid’ van de zon bepaalde, rekening houdend met beide het aantal waargenomen vlekken op een bepaalde dag en het aantal groepen zonnevlekken op de zonneschijf. Deze index van het relatieve aantal zonnevlekken, later de "Wolfgetallen" genoemd, begint zijn serie in 1749. De curve van de gemiddelde jaarlijkse Wolf-aantallen laat duidelijk periodieke veranderingen in het aantal zonnevlekken zien.

De Wolf-nummerindex heeft de tand des tijds goed doorstaan, maar moderne podium het is noodzakelijk om de zonneactiviteit te meten kwantitatieve methoden. Moderne zonneobservatoria voeren regelmatig patrouillewaarnemingen van de zon uit, waarbij ze als maatstaf voor de activiteit een schatting gebruiken van de zonnevlekkengebieden in miljoensten van het gebied van het zichtbare zonnehalfrond (msh). Deze index weerspiegelt tot op zekere hoogte de omvang van de magnetische flux geconcentreerd op plekken door het oppervlak van de zon.

Groepen zonnevlekken met alle bijbehorende verschijnselen maken deel uit van actieve gebieden. Een ontwikkeld actief gebied omvat een zonnevlamgebied met een groep zonnevlekken aan weerszijden van de polariteitsscheidingslijn van het magnetische veld, waarop de gloeidraad zich vaak bevindt. Dit alles gaat gepaard met de ontwikkeling van coronale condensatie, waarbij de dichtheid van materie minstens meerdere malen hoger is dan de dichtheid van de omringende omgeving.

Al deze verschijnselen worden verenigd door een intens magnetisch veld dat enkele duizenden Gauss bereikt op fotosfeerniveau.

De grenzen van het actieve gebied worden het duidelijkst bepaald door de chromosferische lijn van geïoniseerd calcium. Daarom werd een dagelijkse calciumindex geïntroduceerd, die rekening houdt met de oppervlakte en kracht van alle actieve gebieden.

De krachtigste manifestatie van zonneactiviteit die de aarde beïnvloedt, zijn zonnevlammen. Ze ontwikkelen zich in actieve gebieden met een complexe magnetische veldstructuur en beïnvloeden de gehele dikte van de zonneatmosfeer. De energie van een grote zonnevlam bereikt een enorme waarde, vergelijkbaar met de hoeveelheid zonne energie ontvangen door onze planeet gedurende het hele jaar. Dit is ongeveer 100 keer meer dan alle thermische energie die zou kunnen worden verkregen door het verbranden van alle bewezen voorraden olie, gas en steenkool. Tegelijkertijd is dit de energie die in één twintigste van een seconde door de hele zon wordt uitgezonden, met een vermogen dat niet groter is dan een honderdste van een procent van het totale stralingsvermogen van onze ster. In gebieden waar vuurpijlen actief zijn, vindt de hoofdreeks van uitbarstingen met een hoog en gemiddeld vermogen plaats over een beperkt tijdsinterval (40-60 uur), terwijl kleine uitbarstingen en ophelderingen vrijwel voortdurend worden waargenomen. Dit leidt tot een toename van de algemene achtergrond van elektromagnetische straling van de zon. Om de zonneactiviteit geassocieerd met zonnevlammen te beoordelen, werden daarom speciale indices gebruikt, die rechtstreeks verband hielden met de werkelijke fluxen van elektromagnetische straling. Gebaseerd op de flux van radio-emissie bij een golf van 10,7 cm (frequentie 2800 MHz), werd in 1963 de index F10.7 geïntroduceerd. Het wordt gemeten in zonnefluxeenheden (s.f.u.), met 1 s.f.u. = 10-22 W/(m2 Hz). De F10.7-index komt goed overeen met veranderingen in het totale zonnevlekkengebied en het aantal uitbarstingen in alle actieve gebieden. Voor statistische onderzoeken worden voornamelijk maandgemiddelden gebruikt.

Met de ontwikkeling van satellietstudies van de zon werd het mogelijk om de röntgenstraling in bepaalde bereiken rechtstreeks te meten.

Sinds 1976 wordt de dagelijkse achtergrondstraling van zachte röntgenstraling in het bereik van 1-8 A (12,5-1 keV) regelmatig gemeten.

De overeenkomstige index wordt aangegeven met een Latijnse hoofdletter (A, B, C, M, X), die de orde van grootte van de stroom karakteriseert in het bereik van 1-8 A (10-8 W/m2, 10-7 enzovoort). on) gevolgd door een getal van 1 tot 9,9, dat de stroomwaarde zelf aangeeft. M2,5 betekent dus bijvoorbeeld een stroomniveau van 2,5·10-5. Het resultaat is de volgende beoordelingsschaal:

A(1-9) = (1-9) 10-8 W/m2

B(1-9) = (1-9) 10-7

C(1-9) = (1-9) 10-6

M(1-9) = (1-9) 10-5

X(1-n) = (1-n)·10-4

Deze achtergrond varieert van waarden A1 bij minimale zonneactiviteit tot C5 bij maximale zonneactiviteit. Hetzelfde systeem wordt gebruikt om de röntgenscore van een zonnevlam aan te duiden. De maximale score X20 = ​​20·10-4 W/m2 werd geregistreerd bij de fakkel op 16 augustus 1989.

IN De laatste tijd begon te worden gebruikt in de vorm van een index die de mate van zonnevlamactiviteit karakteriseert, het aantal zonnevlammen per maand. Deze index kan worden gebruikt sinds 1964, toen het huidige systeem voor het bepalen van de intensiteit van een zonnevlam in het optische bereik werd geïntroduceerd.

De inhoud van het artikel

ZONNE-ACTIVITEIT. Een actief gebied op de zon - (AO) - is een reeks veranderende structurele formaties in een bepaald beperkt gebied van de zonne-atmosfeer, geassocieerd met een toename van het magnetische veld daarin van waarden van 10-20 naar verschillende (4 –5) duizend oersteds. In zichtbaar licht zijn de meest opvallende structurele formatie van het actieve gebied donkere, scherp gedefinieerde zonnevlekken, die vaak hele groepen vormen. Gewoonlijk vallen tussen de vele min of meer kleine vlekken twee grote op, die een bipolaire groep vlekken vormen met de tegengestelde polariteit van het magnetische veld erin. Individuele plekken en de hele groep zijn meestal omgeven door heldere opengewerkte, gaasachtige structuren - fakkels. Hier bereiken de magnetische velden waarden van tientallen oersteds. Bij wit licht zijn de faculae het best zichtbaar aan de rand van de zonneschijf, maar in sterke spectraallijnen (vooral waterstof, geïoniseerd calcium en andere elementen), evenals in de verre ultraviolette en röntgengebieden van het spectrum, zijn ze het best zichtbaar. zijn veel helderder en beslaan een groter gebied. De lengte van het actieve gebied bereikt enkele honderdduizenden kilometers en de levensduur varieert van enkele dagen tot enkele maanden. In de regel kunnen ze worden waargenomen in bijna alle gebieden van het elektromagnetische spectrum van de zon, van röntgenstraling, ultraviolette en zichtbare straling tot infrarood- en radiogolven. Aan de rand van de zonneschijf, wanneer het actieve gebied vanaf de zijkant zichtbaar is, erboven, in de zonnecorona, worden vaak protuberansen waargenomen in de emissielijnen - enorme plasma-"wolken" met bizarre vormen. Van tijd tot tijd treden er plotselinge plasma-explosies op in het actieve gebied: zonnevlammen. Ze genereren krachtige ioniserende straling (vooral röntgenstraling) en doordringende straling (energetische elementaire deeltjes, elektronen en protonen). Hoge snelheid corpusculaire plasmastromen veranderen de structuur van de zonnecorona. Wanneer de aarde in een dergelijke stroom terechtkomt, wordt de magnetosfeer vervormd en ontstaat er een magnetische storm. Ioniserende straling heeft een grote invloed op de omstandigheden in de hogere atmosfeer en veroorzaakt verstoringen in de ionosfeer. Mogelijke invloeden op vele andere fysische verschijnselen ( cm. sectie ZONNE-TERRESTRISCHE RELATIES).

Eerste waarnemingen van zonnevlekken.

Soms zie je op de zon, zelfs met het blote oog, door gerookt glas zwarte stippen - vlekken. Dit zijn de meest opvallende formaties in de buitenste, direct waarneembare lagen van de zonneatmosfeer. Berichten over zonnevlekken, soms waargenomen door mist of rook van branden, zijn te vinden in oude kronieken en annalen. De vroegste vermeldingen van ‘zwarte plaatsen’ op de zon in de Nikon Chronicle dateren bijvoorbeeld uit 1365 en 1371. De eerste telescopische waarnemingen vonden plaats aan het begin van de 17e eeuw. werden vrijwel gelijktijdig onafhankelijk van elkaar uitgevoerd door Galileo Galilei in Italië, Johann Holdsmith in Nederland, Christopher Scheiner in Duitsland en Thomas Harriot in Engeland. Onder zeer goede atmosferische omstandigheden kun je op foto's van de zon soms niet alleen de fijne structuur van zonnevlekken zien, maar ook lichte opengewerkte gebieden eromheen - fakkels, het best zichtbaar aan de rand van de zonneschijf. Het is duidelijk dat, in tegenstelling tot een ideale zender (bijvoorbeeld een witte gipsen bol, die van alle kanten gelijkmatig wordt verlicht), de zonneschijf aan de rand donkerder lijkt. Dit betekent dat de zon geen vast oppervlak heeft met dezelfde helderheid in alle richtingen. De reden voor het donkerder worden van de zonneschijf naar de rand toe is het gasvormige karakter van de buitenste, afkoelende lagen, waarin de temperatuur, net als in de diepere lagen, naar buiten toe steeds verder daalt. Aan de rand van de zonneschijf kruist de gezichtslijn de hogere en koudere lagen van de atmosfeer, die aanzienlijk minder energie uitstoten.

Galileo Galilei over zonnevlekken.

Galileo werd in 1564 in Pisa (Noord-Italië) geboren. In 1609 was hij een van de eersten die zijn kleine telescoop op de hemel richtte. Tegenwoordig kan elk schoolkind zelfs het beste instrument voor zichzelf maken van brilglas en een gewoon vergrootglas. Het is echter verbazingwekkend hoeveel nieuwe Galileo met zijn zeer onvolmaakte telescoop heeft gezien: de satellieten van Jupiter, bergen en depressies op de maan, de fasen van Venus, vlekken op de zon, sterren in de Melkweg en nog veel meer. Als aanhanger van Copernicus' ideeën over de centrale positie van de zon in ons planetenstelsel probeerde hij zijn ideeën te bevestigen met observaties. In 1632 publiceerde Galileo zijn beroemde boek Dialoog over twee wereldsystemen. In feite was het het eerste populair-wetenschappelijke boek dat door een briljant werd geschreven literaire taal, en niet in het Latijn, zoals toen gebruikelijk was onder wetenschappers, maar in de taal van Galileo, begrijpelijk voor alle landgenoten Italiaans. Dit boek bleek een gedurfde en riskante steun voor de leringen van Copernicus, waarvoor Galileo al snel door de inquisitie voor de rechter werd gebracht. Uiteraard hoopte Galileo waarnemingen van de zon als het meest overtuigende argument te gebruiken. Daarom publiceerde hij in 1613 drie brieven in de vorm van prachtige gravures onder de algemene titel Beschrijvingen en bewijsmateriaal met betrekking tot zonnevlekken. Deze brieven waren een reactie op de absurde argumenten van abt Scheiner, die ook zonnevlekken waarnam, maar deze aanzag voor planeten die, naar zijn mening, in de door het Ptolemaeïsche systeem (geocentrische) richting bewogen en dit daarom zogenaamd bevestigden. Galileo wees op de fout van Scheiner, die niet merkte dat zijn trompet het beeld omkeerde. Vervolgens bewees hij dat de vlekken van de zon waren, die roterend bleek te zijn. Galileo deed zelfs een aanname, die juist bleek te zijn, maar die pas twee en een halve eeuw later kon worden bewezen, dat de vlekken bestaan ​​uit gassen die kouder en transparanter zijn dan de atmosfeer van de zon. Nadat hij ten slotte de zwartheid van de vlekken had vergeleken met de duisternis van de hemel voorbij de rand van het beeld van de zon en had opgemerkt dat de maan donkerder is dan de achtergrond van de hemel nabij de zon, stelde hij vast dat zonnevlekken helderder zijn dan de helderste. plaatsen op de maan. Dit werk van Galileo is het eerste serieuze Wetenschappelijk onderzoek, gewijd aan de fysieke aard van de zon. Tegelijkertijd is dit essay een briljant voorbeeld fictie, geïllustreerd met prachtige gravures van de auteur zelf.

Waarnemingen van zonnevlekken.

Het totale aantal spots en de daardoor gevormde groepen verandert langzaam over een bepaalde periode (cyclus) van 8 naar 15 jaar (gemiddeld 10-11 jaar). Het is belangrijk dat de aanwezigheid van zonnevlekken het magnetische veld van de aarde beïnvloedt. Dit werd al in de 18e eeuw opgemerkt door Gorrebov, en nu is het al bekend dat zonneactiviteit verband houdt met veel aardse verschijnselen, dus de studie van verbindingen tussen de zon en de aarde is erg belangrijk voor het praktische leven. Daarom zijn continue en constante observaties van de zon noodzakelijk, die vaak worden belemmerd door slecht weer en het onvoldoende netwerk van speciale observatoria. Het is duidelijk dat zelfs bescheiden amateurwaarnemingen, zorgvuldig uitgevoerd en goed beschreven (met vermelding van tijd, plaats, enz.), nuttig kunnen zijn voor de internationale samenvatting van gegevens over de zonneactiviteit ( cm. Geofysische gegevens van de zon). Bovendien kunnen waarnemingen gedaan door een amateur op een bepaalde plaats ertoe leiden dat de waarnemer een nieuw, voorheen onopgemerkt verband ontdekt met een aards fenomeen dat specifiek is voor die specifieke plaats. Elke amateur kan zijn telescoop gebruiken om de beroemdste index van zonneactiviteit te bepalen: het relatieve Wolff-zonnevlekkengetal (genoemd naar de Duitse astronoom die het halverwege de 19e eeuw introduceerde). Om het Wolf-getal te bepalen, moet je tellen hoeveel individuele vlekken zichtbaar zijn in het beeld van de zon, en dan aan het resulterende getal tien keer het aantal groepen toevoegen dat ze vormen. Het is duidelijk dat het resultaat van een dergelijke berekening sterk afhankelijk is van vele redenen, variërend van de grootte van het instrument, de kwaliteit van het beeld, die sterk wordt beïnvloed weer, en eindigend met de kunst en waakzaamheid van de waarnemer. Daarom moet elke waarnemer, gebaseerd op een vergelijking van zijn langetermijnwaarnemingen met algemeen aanvaarde gegevens, de gemiddelde coëfficiënt schatten waarmee hij zijn schattingen van Wolf-aantallen moet vermenigvuldigen om gemiddeld resultaten op de algemeen aanvaarde schaal te verkrijgen. Een overzicht van algemeen aanvaarde waarden voor Wolf-getallen (W) vindt u bijvoorbeeld in het bulletin Gegevens over zonne-energie, uitgegeven door het Pulkovo Observatorium in Sint-Petersburg.

Fysieke kenmerken van zonnevlekken.

Zonnevlekken en vooral groepen zonnevlekken zijn de meest zichtbare actieve formaties in de fotosfeer van de zon. Er zijn veel gevallen bekend waarbij grote vlekken op de zon met het blote oog door rookglas werden waargenomen. Vlekken worden altijd geassocieerd met het verschijnen van sterke magnetische velden met sterkten tot enkele duizenden oersteds in het actieve zonnegebied. Het magnetische veld vertraagt ​​de convectieve warmteoverdracht, waardoor de temperatuur van de fotosfeer op een ondiepe diepte onder de zonnevlek met 1 à 2 duizend K afneemt. De vlekken ontstaan ​​in de vorm van vele kleine poriën, waarvan sommige snel afsterven. en sommige groeien uit tot donkere formaties met een helderheid die tien keer minder is dan die van de omringende fotosfeer. De schaduw van een zonnevlek wordt omgeven door een halfschaduw, gevormd door filamenten die radiaal ten opzichte van het midden van de zonnevlek staan. De duur van het bestaan ​​van zonnevlekken varieert van enkele uren en dagen tot enkele maanden. De meeste zonnevlekken vormen paren die zich ongeveer langs de zonne-evenaar uitstrekken: bipolaire groepen zonnevlekken met tegengestelde polariteit van magnetische velden in de oostelijke en westelijke leden van de groep. Het aantal zonnevlekken en de daardoor gevormde bipolaire groepen verandert cyclisch (dat wil zeggen over een variabel tijdsinterval, gemiddeld bijna elf jaar) en verandert: eerst relatief snel toenemend, en dan langzaam afnemend.

Fotosferische fakkels.

Rond de zonnevlekken bevinden zich vaak heldere gebieden die fakkels worden genoemd, van het Griekse woord fakkel(broodje, fakkel). Dit is de beginfase van de zonneactiviteit, die het best zichtbaar is aan de rand van de zonneschijf, waar het contrast met de ongestoorde achtergrond van de fotosfeer 25-30% bedraagt. De fakkels zien eruit als een verzameling kleine heldere punten (toortskorrels van honderden kilometers groot) die kettingen en een opengewerkt gaas vormen. Ze worden in vrijwel elk actief gebied op de zon aangetroffen, en hun verschijning gaat vooraf aan de vorming van zonnevlekken. Buiten actieve gebieden verschijnen periodiek faculae in de poolgebieden van de zon.

Vlokjes.

In de chromosfeer boven de pluimen worden hun voortzettingen waargenomen, met een vergelijkbare structuur en genaamd flocculi (van het Latijnse vlokken- een klein stukje pluis). Dit is een manifestatie van zonneactiviteit in de chromosfeer, duidelijk zichtbaar op de zonneschijf wanneer waargenomen in de spectraallijnen van waterstof, helium, calcium en andere elementen.

Protuberansen en filamenten.

Actieve formaties in de zonnecorona – protuberansen – kunnen de grootste afmetingen bereiken. Dit zijn wolken van chromosferisch materiaal in de corona, ondersteund door magnetische velden. Ze hebben een vezelachtige en rafelige structuur en bestaan ​​uit bewegende filamenten en plasmastolsels, die zich onderscheiden door een uitzonderlijke verscheidenheid aan vormen: soms lijken ze op kalme hooibergen, soms zijn het wervelende trechters die doen denken aan cantharellen of struiken, vaak zijn dit figuren van de meest bizarre vormen. Ze variëren ook enorm in hun dynamische kenmerken, variërend van rustige, langlevende formaties tot plotseling exploderende uitbarstende protuberansen. De langstlevende, langzaam veranderende stille protuberansen zijn als gordijnen die bijna verticaal aan magnetische veldlijnen hangen. Wanneer dergelijke protuberansen op de zonneschijf worden waargenomen, worden ze geprojecteerd in lange, smalle filamenten , die er donker uitzien in afbeeldingen van de zon in de rode spectraallijn van waterstof. Dit wordt verklaard door het feit dat de substantie van protuberansen fotosferische straling alleen van onderaf absorbeert en deze in alle richtingen verstrooit.

Zonnevlammen.

In een goed ontwikkeld actief gebied explodeert soms plotseling een kleine hoeveelheid zonneplasma. Deze krachtigste manifestatie van zonneactiviteit wordt een zonnevlam genoemd.

Het komt voor in het gebied van verandering in de polariteit van het magnetische veld, waar sterke tegengesteld gerichte magnetische velden in een klein ruimtegebied "botsen", waardoor hun structuur aanzienlijk verandert. Normaal gesproken wordt een zonnevlam gekenmerkt door snelle groei (tot tien minuten) en langzame achteruitgang (20-100 minuten). Tijdens een zonnevlam neemt de straling toe in vrijwel alle gebieden van het elektromagnetische spectrum. In het zichtbare gebied van het spectrum is deze toename relatief klein: voor de krachtigste zonnevlammen, zelfs waargenomen bij wit licht tegen de achtergrond van een heldere fotosfeer, is deze niet meer dan anderhalf tot twee keer. Maar in de verre ultraviolette en röntgengebieden van het spectrum en vooral in het radiobereik bij metergolven is deze toename zeer groot. Soms worden uitbarstingen van gammastraling waargenomen. Ongeveer de helft van de totale energie van de zonnevlam wordt weggevoerd door krachtige emissies van plasmamaterie, die door de zonnecorona gaat en de baan van de aarde bereikt in de vorm van corpusculaire stromen die in wisselwerking staan ​​met de magnetosfeer van de aarde, wat soms kan leiden tot het verschijnen van aurora's.

In de regel gaan fakkels gepaard met het vrijkomen van hoogenergetische geladen deeltjes. Als het mogelijk is om tijdens een uitbarsting protonen te detecteren, wordt zo’n uitbarsting een ‘protonvlam’ genoemd. Stromen van energetische deeltjes afkomstig van protonenvlammen vormen een ernstig gevaar voor de gezondheid en het leven van astronauten ruimte. Ze kunnen storingen aan boordcomputers en andere apparaten veroorzaken, evenals de verslechtering ervan. De krachtigste zonnevlammen zijn zelfs zichtbaar in ‘wit licht’ tegen de achtergrond van een heldere fotosfeer, maar dergelijke gebeurtenissen zijn zeer zeldzaam. Voor het eerst werd een dergelijke uitbraak onafhankelijk waargenomen in Engeland door Carrington en Hodgson op 1 september 1859. De eenvoudigste manier om zonnevlammen waar te nemen is in de rode lijn van waterstof die door de chromosfeer wordt uitgestoten. In het radiobereik is de toename van de radiohelderheid in actieve gebieden zo groot dat de totale energiestroom van radiogolven afkomstig van de hele zon tientallen en zelfs vele duizenden keren toeneemt. Deze verschijnselen worden uitbarstingen van zonne-radio-emissie genoemd. Uitbarstingen verschijnen op alle golflengten - van millimeter tot kilometer. Ze worden veroorzaakt door schokgolven die worden gegenereerd door de zonnevlam die zich voortplant in de zonnecorona. Ze worden vergezeld door stromen van versnelde protonen en elektronen, waardoor plasmaverhitting in de chromosfeer en corona ontstaat tot temperaturen van tientallen miljoenen Kelvin. Er wordt aangenomen dat de meest waarschijnlijke energiebron die vrijkomt tijdens een zonnevlam een ​​magnetisch veld is. Wanneer de magnetische veldsterkte in een bepaald gebied van de chromosfeer of corona toeneemt, hoopt zich een grote hoeveelheid magnetische energie op. In dit geval kunnen er onstabiele toestanden ontstaan, die leiden tot een vrijwel onmiddellijk explosief proces van energie-vrijgave, evenredig aan de energie van miljarden mensen. nucleaire explosies. Het hele fenomeen duurt enkele minuten tot enkele tientallen minuten, gedurende welke periode tot 10 25 –10 26 J (10 31–32 erg) vrijkomt in de vorm van een energetische uitstoot van plasma en een stroom kosmische zonnestraling. evenals elektromagnetische straling van alle reikwijdten - van röntgenstraling en gammastraling - straling tot meterradiogolven. Harde ultraviolette en röntgenstraling van zonnevlammen veranderen de toestand van de atmosfeer van de aarde en veroorzaken magnetische verstoringen die een aanzienlijke impact hebben op de hele atmosfeer van de aarde, waardoor veel geofysische, biologische en andere verschijnselen ontstaan.

Kosmische zonnestraling

- een stroom geladen deeltjes met hoge energie, versneld in de bovenste lagen van de zonneatmosfeer, die ontstaan ​​tijdens zonnevlammen. Ze worden nabij het aardoppervlak gedetecteerd in de vorm van plotselinge en scherpe toenames in de intensiteit van kosmische straling tegen de achtergrond van meer energetische galactische kosmische straling. . Observationele bovengrens voor de energie van kosmische zonnestralingdeeltjes e Naar» 2·10 10 eV. De ondergrens van hun energie is onzeker en overschrijdt mega-elektronvolt (bijv NaarЈ 10 6 eV). Tijdens sommige uitbarstingen zakt het onder de 10,5 eV, dat wil zeggen dat het in wezen sluit bij de bovengrens van de energie van zonnewinddeeltjes. Voorwaardelijk geaccepteerd ondergrens de energie van kosmische zonnestraling is 10 5 – 10 6 eV. Bij lagere energieën verkrijgt de deeltjesstroom de eigenschappen van plasma , waarvoor het niet langer mogelijk is de elektromagnetische interactie van deeltjes met elkaar en met het interplanetaire magnetische veld te verwaarlozen.

Het grootste deel van de kosmische straling van de zon bestaat uit protonen met e Naar in 10 6 eV zijn er ook kernen met een lading Z i 2 (tot 28 Ni-kernen) en energie e Naar van 0,1 tot 100 MeV/nucleon, elektronen met e Naar in 30 keV (experimentele limiet). Er werden merkbare fluxen van 2H-deuteronen geregistreerd en de aanwezigheid van tritium 3H en de belangrijkste isotopen C, O, Ne en Ar werd vastgesteld. Tijdens sommige uitbarstingen verschijnt een merkbare hoeveelheid kernen van de 3He-isotoop. Relatieve inhoud van kernen met Zі 2 weerspiegelt voornamelijk de samenstelling van de zonneatmosfeer, terwijl de fractie protonen varieert van uitbarsting tot uitbarsting.

Een complex van verschijnselen (processen) die aan het moment voorafgaan T 0 generatie kosmische zonnestraling, evenals processen die zich op dit moment voordoen T 0 (bijbehorende effecten) en de effecten die gepaard gaan met het genereren van kosmische zonnestraling (met vertraging). T ten opzichte van het moment T 0 of T 0 + D T, waar D T– versnellingsduur) wordt een zonneprotongebeurtenis (SPE) genoemd. Voor deeltjes met e Naar in 10 8 eV De tijdsafhankelijkheid van de intensiteit van de flux van kosmische zonnestraling nabij de aarde (tijdsprofiel van de SPE) heeft een karakteristiek asymmetrisch uiterlijk. Het wordt weergegeven door een curve met een zeer snelle stijging (over minuten en tientallen minuten) met een langzamere daling (van enkele uren tot » 1 dag). In dit geval kan de amplitude van de toename op het aardoppervlak honderden en duizenden procenten bereiken ten opzichte van de achtergrondflux van galactische kosmische straling. Naarmate we ons van het aardoppervlak verwijderen (in de stratosfeer, in satellietbanen en in de interplanetaire ruimte), neemt de energiedrempel voor het registreren van kosmische zonnestraling geleidelijk af, en neemt de frequentie van waargenomen protongebeurtenissen aanzienlijk toe. In dit geval strekt het tijdprofiel van de stralen zich in de regel uit over enkele tientallen uren.

De verdeling van kosmische zonnestraling door energie en lading nabij de aarde wordt bepaald door het mechanisme van versnelling van deeltjes in de bron (zonnevlam), de kenmerken van hun vertrek uit het versnellingsgebied en de voortplantingsomstandigheden in het interplanetaire medium. het is erg moeilijk om op betrouwbare wijze de vorm van het spectrum van kosmische zonnestraling vast te stellen. Blijkbaar is het niet hetzelfde in verschillende energie-intervallen: in de weergave van het differentiële energiespectrum door een machtsfunctie ~ e-– G Naar g-index neemt af naarmate de energie afneemt) (het spectrum wordt vlakker). In interplanetaire magnetische velden transformeert het spectrum merkbaar met de tijd, en de waarde van g neemt toe en het spectrum blijft sterk dalen, d.w.z. het aantal deeltjes neemt snel af met toenemende energie. De spectrumindicator in de bron kan van gebeurtenis tot gebeurtenis variëren binnen 2 Ј g Ј 5, afhankelijk van de kracht van de SPE en het beschouwde energie-interval, en voor de aarde - dienovereenkomstig binnen 2 Ј g Ј 7. Het totale aantal versnelde protonen die in de interplanetaire ruimte vrijkomen tijdens een krachtige SPE kunnen groter zijn dan 10 32, en hun totale energie is 10 31 erg, wat vergelijkbaar is met de energie van de elektromagnetische straling van een zonnevlam. De hoogte waarop deeltjesversnelling optreedt in de zonneatmosfeer lijkt voor verschillende uitbarstingen verschillend te zijn: in sommige gevallen bevindt het versnellingsgebied (de bron) zich in de corona, bij een concentratie van plasmadeeltjes P~ 10 11 cm –3 , in andere – in de chromosfeer, waar P~ 10 13 cm –3 . Het uittreden van kosmische zonnestraling buiten de zonneatmosfeer wordt aanzienlijk beïnvloed door de configuratie van magnetische velden in de corona.

De deeltjesversnelling hangt nauw samen met het mechanisme van het optreden en de ontwikkeling van zonnevlammen zelf. De belangrijkste bron van zonnevlamenergie is het magnetische veld. Wanneer deze verandert ontstaan ​​er elektrische velden, die geladen deeltjes versnellen. De meest waarschijnlijke mechanismen voor deeltjesversnelling bij uitbarstingen worden als elektromagnetisch beschouwd. Kosmische stralingsdeeltjes met lading Ze, massa Bij r en snelheid n in elektromagnetische velden meestal gekenmerkt door magnetische stijfheid R = Amp Met N /Ze, Waar A– atoomnummer van het element. Bij het accelereren quasi-regelmatig elektrisch veld, wat optreedt wanneer de neutrale stroomlaag daarbij in een flits breekt versnelling zijn alle deeltjes heet plasma uit het discontinuïteitgebied erbij betrokken, en een spectrum van kosmische zonnestraling van de vorm ~ exp ( –R/R 0), waar R 0 – karakteristieke stijfheid. Als het magnetische veld in het fakkelgebied regelmatig verandert (het groeit bijvoorbeeld in de loop van de tijd volgens een bepaalde wet), dan is het effect van betatronversnelling mogelijk. Dit mechanisme leidt tot een machtswetspectrum in rigiditeit (~ R - G). In het zeer turbulente plasma van de zonneatmosfeer Er ontstaan ​​ook onregelmatig veranderende elektrische en magnetische velden, die tot stochastische versnellingen leiden. Het mechanisme van statistische versnelling tijdens botsingen van deeltjes met magnetische inhomogeniteiten (Fermi-mechanisme) is tot in de kleinste details ontwikkeld. Dit mechanisme geeft een energiespectrum van de vorm ~ e – gk.

Onder flare-omstandigheden moet de hoofdrol worden gespeeld door snelle (regelmatige) versnellingsmechanismen, hoewel de theorie ook een alternatieve mogelijkheid mogelijk maakt: langzame (stochastische) versnelling. Vanwege de complexiteit van het fysieke beeld van zonnevlammen en het gebrek aan nauwkeurigheid van waarnemingen, is het moeilijk om tussen verschillende mechanismen te kiezen. Tegelijkertijd laten observaties en theoretische analyses zien dat er bij een uitbarsting een combinatie van versnellingsmechanismen aan het werk kan zijn. Fundamenteel belangrijke informatie over de versnellingsprocessen van kosmische zonnestraling kan worden verkregen door het registreren van de neutronenflux en gammastraling van zonnevlammen, maar ook van röntgenstraling en radio-elektromagnetische straling. Gegevens over deze straling verkregen met behulp van ruimtevaartuigen duiden op de snelle versnelling van kosmische zonnestraling (in seconden).

Bij het verlaten van het versnellingsgebied dwalen deeltjes van kosmische zonnestraling vele uren rond in het interplanetaire magnetische veld, verspreiden zich over de inhomogeniteiten ervan en verplaatsen zich geleidelijk naar de periferie. zonnestelsel. Sommigen van hen dringen de atmosfeer van de aarde binnen en veroorzaken extra ionisatie van atmosferische gassen (vooral in de regio van de poolkappen). Voldoende intense fluxen van kosmische zonnestraling kunnen de ozonlaag van de atmosfeer aanzienlijk aantasten. Zonnig dus kosmische stralen spelen een actieve rol in het systeem van verbindingen tussen zonne-energie en aarde. Krachtige stromen snelle deeltjes tijdens zonnevlammen kunnen in de interplanetaire ruimte een ernstig gevaar opleveren voor bemanningen van ruimtevaartuigen, hun zonnepanelen en elektronische apparatuur. Vastgesteld is dat de grootste bijdrage aan de totale dosis afkomstig is van zonneprotonen met een energie van 2,10 7 – 5,10 8 eV. Deeltjes met lagere energieën worden effectief geabsorbeerd door de huid van ruimtevaartuigen. Relatief kleine zonneprotongebeurtenissen produceren een maximale flux van protonen met energie ec i 10 8 eV is niet hoger dan 10 2 – 10 3 cm –2 s –1, wat vergelijkbaar is met de protonenflux in de interne stralingsgordel van de aarde. Onlangs vond een van de krachtigste X17-fakkels plaats in september 2005. De waarden van de maximale protonenfluxen tijdens krachtige SPE's nemen toe naarmate de energie afneemt. Om de stralingsveiligheid van ruimtevaartuigen te garanderen, is het noodzakelijk om zonnevlammen te voorspellen.

Cyclus van zonneactiviteit.

De Duitse amateurastronoom Heinrich Schwabe uit Dessau, apotheker van beroep, observeerde de zon een kwart eeuw lang elke heldere dag en noteerde het aantal zonnevlekken dat hij opmerkte. Toen hij ervan overtuigd was dat dit aantal regelmatig toe- en afneemt, publiceerde hij zijn waarnemingen in 1851 en trok daarmee de aandacht van wetenschappers op zijn ontdekking. De directeur van het observatorium in Zürich, R. Wolf, bestudeerde de eerdere gegevens over de waarneming van zonnevlekken in detail en organiseerde de verdere systematische registratie ervan. Hij introduceerde een speciale index om de vlekvormingsactiviteit van de zon te karakteriseren, evenredig met de som van het aantal individuele vlekken dat momenteel op de zonneschijf wordt waargenomen en tien keer het aantal groepen dat daardoor wordt gevormd. Vervolgens werd deze index Wolf-nummers genoemd. Het bleek dat de afwisseling van maxima en minima van de reeks Wolf-getallen niet strikt periodiek plaatsvindt, maar met tijdsintervallen variërend van acht tot vijftien jaar. In verschillende tijdperken bleek het interval echter gemiddeld hetzelfde te zijn: ongeveer elf jaar. Daarom werd het fenomeen de 11-jarige cyclus van zonneactiviteit genoemd.

Aan het begin van de cyclus zijn er vrijwel geen zonnevlekken. Vervolgens neemt hun aantal over een aantal jaren toe tot een bepaald maximum, waarna het iets langzamer weer afneemt tot een minimum. Rekening houdend met de afwisseling van de magnetische polariteit van de vlekken van bipolaire groepen en de hele zon in aangrenzende cycli, is de 22-jarige cyclus van zonneactiviteit fysiek meer gerechtvaardigd. Er zijn aanwijzingen voor het bestaan ​​van langere cycli: 35 jaar (Brückner-cyclus), seculier (80-130 jaar) en enkele andere.

Indices voor zonneactiviteit.

Het niveau van de zonneactiviteit wordt meestal gekenmerkt door speciale zonneactiviteitsindices. De bekendste hiervan zijn de Wolf-getallen W, geïntroduceerd door de Duitse astronoom Rudolf Wolf: W = k(F + 10G), Waar, F is het aantal van alle individuele vlekken die momenteel op de zonneschijf worden waargenomen, en G– het tienvoudige van het aantal door hen gevormde groepen. Deze index weerspiegelt met succes de bijdrage aan de zonneactiviteit, niet alleen van de zonnevlekken zelf, maar ook van het hele actieve gebied, dat voornamelijk wordt ingenomen door de faculteiten. Daarom de cijfers W komen heel goed overeen met moderne, nauwkeurigere indices, bijvoorbeeld de hoeveelheid radio-emissieflux van de hele zon bij een golf van 10,7 cm. Er zijn ook veel andere indices van zonneactiviteit, bepaald door het gebied van faculae, flocculi , zonnevlekkenschaduwen, aantal zonnevlammen, etc.

De rol van de zon voor het leven op aarde.

Verschillende soorten zonnestraling bepalen de warmtebalans van land, oceaan en atmosfeer. Voorbij de atmosfeer van de aarde voor elk vierkante meter een platform loodrecht op de zonnestralen is goed voor iets meer dan 1,3 kilowatt aan energie. Het land en de wateren van de aarde absorberen ongeveer de helft van deze energie, en ongeveer een vijfde ervan wordt geabsorbeerd in de atmosfeer. De rest van de zonne-energie (ongeveer 30%) wordt teruggekaatst naar de interplanetaire ruimte, voornamelijk door de atmosfeer van de aarde. Het is moeilijk voor te stellen wat er zal gebeuren als een of andere barrière enige tijd het pad van deze stralen naar de aarde blokkeert. De arctische kou zal onze planeet snel in zijn greep krijgen. Over een week zijn de tropen bedekt met sneeuw. De rivieren zullen bevriezen, de wind zal gaan liggen en de oceaan zal tot op de bodem bevriezen. De winter zal plotseling en overal komen. Zware regen zal beginnen, maar niet uit water, maar uit vloeibare lucht (voornamelijk vloeibare stikstof en zuurstof). Het zal snel bevriezen en de hele planeet bedekken met een laag van zeven meter. Onder zulke omstandigheden kan geen enkel leven overleven. Gelukkig kan dit allemaal niet gebeuren, althans niet plotseling en in de nabije toekomst, maar het beschreven beeld illustreert heel duidelijk het belang van de zon voor de aarde. Zonlicht en hitte waren de belangrijkste factoren bij het ontstaan ​​en de ontwikkeling van biologische levensvormen op onze planeet. De energie van wind, watervallen, rivierstromen en oceanen is de opgeslagen energie van de zon. Hetzelfde kan gezegd worden over fossiele brandstoffen: steenkool, olie, gas. Onder invloed van elektromagnetische en corpusculaire straling van de zon vallen luchtmoleculen uiteen in individuele atomen, die op hun beurt worden geïoniseerd. Er worden geladen bovenste lagen van de atmosfeer van de aarde gevormd: de ionosfeer en de ozonosfeer. Ze leiden of absorberen schadelijke ioniserende en doordringende zonnestraling, waardoor alleen dat deel van de zonne-energie naar het aardoppervlak wordt doorgegeven dat nuttig is voor de levende wereld, waaraan planten en levende wezens zich hebben aangepast. Maar zelfs een klein restant van de ultraviolette straling die onze stranden bereikt, kan veel problemen veroorzaken voor onoplettende toeristen die graag een kleurtje willen krijgen.

Verbindingen tussen zonne-energie en aarde.

Het complex van verschijnselen die verband houden met de impact van corpusculaire en elektromagnetische straling van de zon op geomagnetische, atmosferische, klimatologische, weers-, biologische en andere geofysische en geologische processen is het onderwerp van een speciale discipline die zonne-terrestrische verbindingen wordt genoemd. De belangrijkste ideeën werden aan het begin van de 20e eeuw vastgelegd. door de werken van uitstekende Russische wetenschappers V.I. Vernadsky, K.E. Tsiolkovsky en A.L. Chizhevsky - de grondlegger van de heliobiologie, een actief onderzoeker van de invloed van zonneactiviteit op een verscheidenheid aan verschijnselen die zich op aarde voordoen.

De zon en de troposfeer.

Het aardoppervlak warmt meer op dan de lucht, dus de luchtlagen aan het oppervlak zijn warmer dan de bovenliggende lagen. Als je op een warme dag naar een open landschap kijkt, zie je opstijgende hete luchtstralen. Er vindt dus vermenging (convectie) plaats in de lagere atmosfeer van de aarde, vergelijkbaar met wat leidt tot de vorming van granulatie in de fotosfeer van de zon. Deze laag, 10 tot 12 kilometer dik (op de middelste breedtegraden), wordt de troposfeer genoemd. Het is van bovenaf duidelijk zichtbaar vanuit het raam van een vliegtuig dat over een sluier van stapelwolken vliegt - een manifestatie van convectie in de atmosfeer van de aarde. De temperatuur in de troposfeer neemt gestaag af met de hoogte, tot waarden van –40 en zelfs –80° C op een hoogte van ongeveer 8 en 100 km.

Zon, weer en klimaat.

De instroom van zonlicht en warmte in de draaiende aarde leidt tot dagelijkse temperatuurveranderingen op bijna alle breedtegraden, behalve op de poolijskappen, waar nachten en dagen wel zes maanden kunnen duren. Maar wat hier het belangrijkst is, is het jaarlijkse ritme van de zonnestraling, dat ook overal op aarde merkbaar is, behalve in de equatoriale zone, waar alleen de verandering van dag en nacht voelbaar is. Dagelijkse en jaarlijkse veranderingen in de blootstelling van de aarde aan zonnestraling leiden tot complexe periodieke variabiliteit in de verwarming in verschillende delen van de aarde. De ongelijkmatige verwarming van verschillende delen van het land, de oceaan en de atmosfeer leidt tot het ontstaan ​​van krachtige straalstromen in de oceanen, evenals tot winden, cyclonen en orkanen in de troposfeer. Deze bewegingen van materie verzachten temperatuurveranderingen en hebben tegelijkertijd een sterke invloed op het weer op elk punt op aarde en geven vorm aan het klimaat op de hele planeet. Er kan worden verwacht dat het thermische regime op aarde, dat zich gedurende duizenden jaren heeft ontwikkeld, een uiterst nauwkeurige herhaalbaarheid van weersverschijnselen in elke bepaalde regio zou moeten garanderen. Op sommige plaatsen is dit bijvoorbeeld het geval sinds oude geschiedenis Het is bekend dat de overstromingen van de Nijl, die gepaard gaan met neerslag in de bovenloop, als een uurwerk op dezelfde dag van het tropische jaar beginnen. Hoewel de algemene patronen hetzelfde blijven, worden op veel andere plaatsen echter vaak merkbare afwijkingen van het gemiddelde waargenomen. Velen van hen worden weerspiegeld in kalenders verschillende naties, vooral in het Russisch (mei is koud - het jaar is vruchtbaar, als op Evdokia een kip uit een plas kan drinken, zal de zomer warm zijn, enz.). De data van bijvoorbeeld Driekoningen en Vladimir-vorst zijn echter stabieler, en die van Kerstmis minder. Uit de geologie weten we er een aantal ijstijden. Al deze afwijkingen kunnen, althans gedeeltelijk, verband houden met zonneactiviteit.

Edward Kononovitsj

Literatuur:

Pikelner S.B. Zon. M., Fizmatgiz, 1961
Menzel D. Onze zon. M., Fizmatgiz, 1963
Vitinsky Yu.I., Ol A.I., Sazonov B.I. De zon en de atmosfeer van de aarde. L., Gidrometeoizdat, 1976
Kononovitsj E.V. De zon is een dagster. M., Onderwijs, 1982
Mitton S. Dag ster. M., Mir, 1984
Kononovich E.V., Moroz V.I. Algemene cursus astronomie. M., URSS, 2001