the Sluneční skvrny, jsou tmavé oblasti, které lze zobrazit v naší centrální hvězdě sluneční soustavy, což není nic víc a nic méně než Slunce, mohou ve své nejmenší velikosti měřit průměr stejně podobný planetě Zemi a ty největší složené ze skupiny Spots může měřit asi 120000 XNUMX K.
Co je to sluneční skvrna?
Sluneční skvrna se skládá z oblasti Slunce, která má mnohem nižší teplotní třídu než obrysy, a se silnou a intenzivní magnetickou aktivitou. Výrazná sluneční skvrna je ta, která je středovou oblastí, která je tmavá, nazývaná "Umbra", která je obsažena v jakési "Penumbře" mnohem světlejší.
Jen jedna sluneční skvrna může dosáhnout velikosti 12.000 120.000 kilometrů, což je prakticky průměr naší planety Země, nicméně skupina slunečních skvrn může dosahovat velikosti kolem XNUMX XNUMX km na šířku a ještě více.
Penumbra je tvořena jakousi strukturou vláken, která jsou světlá a dokonce i tmavá, která vybíhají přibližně z umbry. Ty dvě, které jsme zmínili, to znamená polostín a umbra, jsou tmavé kvůli typu kontrastu, který fotosféra má, což se děje pouze proto, že mají nižší teploty než v případě průměrné teploty fotosféry, která je mnohem teplejší.
Tímto způsobem má umbra teplotní třídu, která je asi 4 tisíce K (teplotní jednotka Kelvinů), zatímco polostínu se daří dosáhnout 5.600 6 K (Kelvin), což je nepochybně pod plus minus XNUMX tisíc K (Kelvin), které má granule fotosféry.
Pomocí Stefanova-Boltzmannova zákona je obvykle účinná úplná celková energie, kterou vyzáří černé těleso, jako je druh hvězdy a která je úměrná ¼ mocnině její teploty, takže se to překládá následovně:
E = σT4, kde σ=5,67•10–8 W/m2K4
Umbra je ta, která vyzařuje více či méně 32 % světla stejnou oblastí fotosféry a podobně je to polostín, který má třídu jasu o 71 % vyšší než fotosféra. Temnota daná sluneční skvrnou je pouze důsledkem kontrastu; pokud byste viděli třídu skvrnu obsahující umbru o velikosti planety Země, která je izolovaná a ve stejné vzdálenosti od Slunce, bude zářit asi 50krát více než samotný Měsíc v úplňku.
Skvrny jsou relativně nepohyblivé, to znamená, že se ve srovnání s fotosférou nepohybují (fotosféra nebo fotosféra je jasný povrch, který ohraničuje vesmírné těleso, ať už je to hvězda nebo Slunce, v tomto případě mluvíme o Slunci) a to jsou ty, které se účastní pohybu sluneční rotace. Oblast slunečního povrchu, která je pokryta stejnými slunečními skvrnami, lze měřit v miliontinách viditelného o tloušťce asi 100 km (kilometrů).
Historie
Hlavní pozorování těchto slunečních skvrn provedli astronomové čínského původu na začátku roku 28. C., co můžeme říci, že existují přesné zprávy ze čtvrtého století a. C. Mezi tím, co se stalo rokem 28 př. Kr. C. a roku 1638 d. C bylo zaznamenáno celkem asi 112 skvrn.
Možná viděli skupiny největších skvrn, když bylo intenzivní sluneční světlo filtrováno prachem, který stejný vítr zanesl z takzvaných pouští Střední Asie.
V západních oblastech je nejstarší zprávou o jakési sluneční skvrně ta, která se objevuje v Životě a díle Karla Velikého, který se píše v roce 807 našeho letopočtu. V pozdějších staletích byly stejné skvrny pozorovány astronomy muslimského původu, jako byli Averroové, a v patnáctém století je pozorovali italští astronomové.
V roce 1610 astronomové jménem David Fabricius a jeho syn Johannes pozorovali tyto skvrny pomocí dalekohledů. David byl osobou, která publikovala dokument v měsíci červnu roku 1611. Renomovaný astronom jménem Galileo Galilei byl osobou, která naučila velkou většinu astronomů v Římě o slunečních skvrnách a byl to Schneider, kdo je možná pozoroval v průběhu příštího roku. 2 nebo 3 měsíce.
Nešťastný boj, který následoval o cenu, kterou měl dostat ten, kdo objevil skvrny na slunci mezi filozofem Galileem a Schneiderem, se protáhl, nemluvě o tom, že ani jeden z nich o tom nevěděl. vyšetřování Fabricia, takže se stalo zcela marným. Sluneční skvrny měly velký význam v debatě o prostředí sluneční soustavy.
Ukázalo se, že Slunce se otáčí a prodělávalo určité typy změn, což bylo v rozporu s ilustracemi velkého Aristotela. Podrobnosti řečeného pohybu, které byly jasné, neměly žádné logické vysvětlení, které by bylo jednoduché, kromě toho, které poskytl heliocentrický systém Koperníka.
Zjistěte více o struktura sluncea uvidíte, jak jsou takové sluneční skvrny normální v této velké centrální hvězdě naší sluneční soustavy.
Původ slunečních skvrn
Ve slunečních skvrnách existuje jakési magnetické pole, které má sílu asi 0,3 T. Ačkoli jsou detaily tvorby slunečních skvrn stále předmětem výzkumu, je proto velmi jasné, že sluneční skvrny se skládají z viditelného aspektu jakési trubice magnetický tok, který se tvoří ve spodní části fotosféry.
U všech je tlak i hustota obvykle nižší az tohoto důvodu stoupají a ochlazují se. Když se silová trubice rozbije na povrchu fotosféry, objeví se facula, což je druh oblasti s o 10 % mnohem jasnější než zbytek povrchu. Konvekcí dochází k toku energie, která přichází zevnitř Slunce.
Magnetická trubice je šroubována pomocí diferenciální rotace. Pokud je trakce v proudu trubice dosažena o určité typy limitů, magnetická trubice se zvlní jako gumička. Přenos toku uvedené energie z nejhlubšího nitra Slunce je inhibován a tím i teplota povrchu.
Nedávná pozorování provedená družicí „SOHO“ pomocí zvukových vln, které se šíří fotosférou Slunce, jí umožňují vytvořit jakýsi podrobný obraz vnitřní struktury slunečních skvrn pod každou z těchto skvrn. Vzniká typ rotujícího víru to způsobuje, že se všechny čáry magnetického pole, které má, seskupí.
Sluneční skvrny se musí v určitých časech chovat s podobnými aspekty jako hurikány, které se tvoří zde na naší planetě Zemi.
Evoluce sluneční skvrny
Sluneční skvrny se objevují, vyvíjejí, mění se, pokud jde o jejich rozměry a vzhled, a poté, co byly po sérii 1 nebo 2 slunečních rotací, opět mizí, to znamená, že byly přítomny na slunečním povrchu po dobu 1 nebo 2 měsíců, ačkoli jeho přibližný poločas je alespoň 2 týdny.
Skvrny se objevují v párech. Nejprve můžeme pozorovat jakýsi světelný útvar, což je faculae, pak pór, což je jakási mezera mezi granulací fotosféry (vrstva Slunce), která začíná tmavnout.
Následující den je již sluneční skvrna minimální, zatímco ve středním póru, který je o několik stupňů dál, se objevuje další sluneční skvrna. Během několika dní mají 2 skvrny velmi charakteristický typ vzhledu, který je:
Centrální oblast, která je tmavá, která se nazývá stín s teplotami, které oscilují ve vzdálenosti 2.500 20 km a druhem jasu 3.300 % fotosféry, která obklopuje šedavou oblast s typem vláknitého vzhledu, polostínu, s teplotami kolem 75 XNUMX km a jasnost XNUMX % fotosféry. Abychom věděli, jak planety rotují kolem této centrální hvězdy, můžeme se dozvědět o Obíhat sluneční soustavy, a tak vědět, kdy tyto sluneční skvrny pozorovat.
V případě světlých a tmavých vláken, která mají radiální směr. Granule Penumbra také předpokládají podlouhlé zastoupení o velikosti přibližně 0,5" až 2" a životnost je obvykle mnohem delší než u běžných granulí v rozmezí od 40 minut do 3 hodin.
Vedle těchto hlavních skvrn se objevují další, která jsou menší. Všechny skvrny mají své vlastní pohyby rychlostí až stovek kilometrů za hodinu (km/h). Skupině spotů se podaří dosáhnout maximální složitosti přibližně desátý den.
Hlavní skvrny každé ze skupin se chovají, jako by přišly ke svým pólům z velkého a silného magnetu, protože mezi nimi existuje jakési magnetické pole s jakousi intenzitou mezi 0,2 a 0,4 T, zatímco magnetické pole Země pole má pevnostní třídu pouze asi 0,05 mT.
Bod, který je v západní části Slunce, se nazývá vodivý a ten, který je ve směru slunce na východ, se nazývá řízený. U velké většiny skupin nebyla osa mezi těmito dvěma skvrnami uspořádána ve směru východ-západ, ale vodivá skvrna se spíše nachází ve dvou polokoulích, které jsou nejblíže rovníku.
Bylo pozorováno, že v nízkých nadmořských výškách je vidět malý tok hmoty, který jde ze stínu směrem k části polostínu rychlostí asi 2.000 XNUMX m/s, což je známé jako Evershedův efekt, a zvenčí směrem k polostínu. centrální část ve výškách, které jsou vyšší než tzv. chromosféra, což se nazývá inverzní Evershedův efekt.
Klasifikace skvrn
Manuál typu Mcintosh dokázal změnit další curyšský manuál v klasifikaci slunečních skvrn. Používá se třída 3-písmenné šifry, která popisuje druh skupiny skvrn, ať už dvojitá, jednoduchá nebo komplexní, polostínový proces největší skvrny a také kompaktnost skupiny.
Sluneční skvrny, které se vyskytnou, dosáhnou větší oblasti během několika dní a poté začnou klesat, takže skvrna, která byla sledována, obvykle zmizí jako první. Schéma Mount Wilson se používá k tomu, aby bylo možné popsat typ magnetického pole, které může být snadné, bipolární nebo dokonce složité.
Sluneční skvrny a sluneční rotace
Měření pohybu slunečních skvrn na tom, co byl disk, nám umožňuje odvodit, že centrální hvězda sluneční soustavy má dobu rotace víceméně 27 dní. Ne všechno Slunce rotuje stejnou rychlostí, protože se nejedná o typ tuhého tělesa, takže v rovníku je doba rotace asi 25 dní, což jde do asi 40° zeměpisné šířky, ke kterému dochází asi za 28 dní a v v případě pólů je tato rotace obvykle mnohem větší.
Variace sluneční aktivity
Počet slunečních skvrn se měří od roku 1.700 a existují odhady asi před 11 tisíci lety. Druh trendu z ne tak dávné doby je vzestupný od roku 1900 do 60. let 1826. století Muž jménem Heinrich Schwabe byl prvním, kdo pozoroval cyklické kolísání počtu slunečních skvrn mezi lety 1843 a 1848 a byl také tím, kdo vedl Rudolfa Wolfa provádět systematická pozorování počínaje rokem XNUMX.
Zpoždění v rozpoznání tohoto druhu periodicity Slunce je způsobeno zvláštním chováním Slunce v průběhu XNUMX. století. Vlčí číslo se skládá z jakéhosi výrazu, který míchá jednotlivé skvrny a také skupiny skvrn a který umožňuje tabelovat sluneční aktivitu.
Wolf se také usilovně snažil o výzkum, který může uchovávat v historických záznamech ve snaze vytvořit jakousi databázi se všemi cyklickými variacemi minulosti.
Stejně tak založil databázi cyklu slunečních skvrn do roku 1700. Kromě 11letého cyklu se podařilo ověřit existenci 1 cyklu o délce cca 80 let, v jehož polovině se počet spoty se příliš zvýšily než druhá polovina.
Wolf byl ten, kdo založil jakousi databázi cyklu až do roku 1700, i když technologie a techniky pro pečlivá pozorování Slunce byly k dispozici již v roce 1610. Slavný Gustav Spörer byl tím, koho považoval za důvod, proč Wolf nebyl schopen prodloužit cyklus spočíval v tom, že mezi lety 70 a 1640 existovalo jakési 1715leté období, ve kterém bylo možné pozorovat podivnou sérii slunečních skvrn.
Vývoj skvrn v cyklu: Butterfly Diagram
Všechny sluneční skvrny se objevují na obou polokoulích v zeměpisných šířkách od 2° do 5°. Sluneční aktivita se obvykle vyskytuje v cyklech asi 40 let. Bod nejvyšší sluneční aktivity v průběhu takového cyklu je nejčastěji známý jako sluneční maximum a bod nejnižší aktivity je sluneční minimum.
Na začátku cyklu se sluneční skvrny obvykle objevují ve vyšších zeměpisných šířkách, některé z nich kolem 40° a jak se cyklus blíží k maximu, kde se vyskytují vyšší frekvence a v každém okamžiku je menší zeměpisná šířka, která je blízko rovníku, až do maxima. je dosaženo.
Mezitím se první sluneční skvrny pozdějšího cyklu objevují v zeměpisné šířce asi 40°. To vše se nazývá Spörerův zákon. V současnosti je známo, že v indexu sluneční skvrny existují různé typy period podle Wolfova čísla, které je nejdůležitější, které může mít sluneční skvrna v průměru asi 11 let.
Tento typ období je také pozorován v mnoha dalších projevech sluneční aktivity a je hluboce kombinován s diferenciací ve slunečním magnetickém poli, které mění polaritu se stejnou periodou.
Pozorování skvrn amatéry
Sluneční skvrny jsou pozorovatelné i přes kteroukoli z nich Typy dalekohledů ať už velké nebo malé prostřednictvím projekce. V určitých obdobích, jako jsou západy slunce, lze sluneční skvrny vidět pouhým okem.
Můžeme zdůraznit, že sluneční paprsky mohou způsobit vážné poškození očí lidí a způsobit trvalou slepotu. Nikdy se nemusíte dívat přímo do slunce, protože tato akce může:
Způsobte vážné a trvalé poškození sítnice oka, ještě dříve, než si všimnete jakéhokoli poškození. Nejvhodnější je promítat obraz Slunce na plátno. Je také přijatelné použít určitý druh solárního filtru, musí však být vyroben z Mylaru, což je ten, který pokrývá celý obvod dalekohledu a nejen jeho okulárový filtr, protože ty mají tendenci se příliš zahřívat a mohou dokonce zlomit.spontánně.
Vztah slunečních skvrn a pozemských jevů
Byly učiněny pokusy spojit 11letý cyklus slunečních skvrn s cyklickými projevy naší planety, jako jsou klimatické změny, období dešťů a sucha, změny v délce dne. Už byli schopni pozorovat jakousi jasnou korelaci mezi typem růstu prstenců sluneční aktivity.
Na druhou stranu, těch několik korelací tohoto druhu je logicky spolehlivých, což se zdá být způsobeno nepatrnými odchylkami v toku celkové energie, která je vyzařována samotným Sluncem, a některými vysokými magnetickými poruchami, které by mohly ovlivňují horní část zemské atmosféry.
Mnohem jasnější by mohla být souvislost se stavem ionosféry naší planety. To může pomoci předpovědět podmínky expanze krátké vlny nebo veškeré komunikace satelitů. V tu chvíli je možné hovořit o typu vesmírného počasí.
Pozoruhodné události
1. září 1859 přišlo Slunce silně vyzařovat jakýsi jasný signál, který na naší planetě přerušil telegrafní službu. Polární záře, která jsou způsobena v atmosféře naší planety, se stala mnohem viditelnější na určitých místech planety, jako jsou:
- Havana
- Havaj
- Roma
Podobný druh aktivity byl pozorován na jižní polokouli. Tento jasný signál větší síly byl pozorován přístroji velkého satelitu, který začal 4. listopadu 2003 v 19:29 UTC a který během 11 minut nasytil všechny přístroje. Zdá se, že oblast 486 byla nějakým druhem toku rentgenového záření. Různá holografická a také vizuální pozorování jsou tím, co naznačuje určitý druh pokračující aktivity na Slunci.