itu Bintik matahari, adalah daerah gelap yang dapat divisualisasikan di bintang pusat tata surya kita, yang tidak lebih dan tidak kurang dari Matahari, mereka dapat mengukur dalam ukuran terkecilnya diameter yang sama mirip dengan Planet Bumi dan yang terbesar terdiri dari Kelompok Bintik dapat mengukur sekitar 120000 K.
Apa itu Bintik Matahari?
Bintik matahari terdiri dari area Matahari yang memiliki kelas suhu yang jauh lebih rendah daripada kontur, dan dengan aktivitas magnet yang kuat dan intens. Bintik Matahari yang khas adalah yang merupakan daerah pusat yang gelap, yang disebut "Umbra", yang ditampung oleh semacam "Penumbra" yang jauh lebih terang.
Hanya satu bintik matahari yang dapat mencapai ukuran 12.000 kilometer, yang secara praktis merupakan diameter planet bumi kita, namun sekelompok bintik matahari dapat mencapai ukuran lebar sekitar 120.000 km dan bahkan lebih.
Penumbra terdiri dari semacam struktur filamen yang terang dan bahkan gelap yang memanjang kira-kira dari umbra. Dua yang telah kami sebutkan, yaitu penumbra dan umbra gelap karena jenis kontras yang dimiliki fotosfer, yang terjadi hanya karena mereka berada dalam suhu dingin daripada dalam kasus suhu rata-rata fotosfer yang jauh lebih panas.
Dengan cara ini, umbra memiliki kelas suhu yaitu sekitar 4 ribu K (satuan suhu Kelvin) sedangkan penumbra mencapai 5.600 K (Kelvin), yang tidak diragukan lagi di bawah plus atau minus 6 ribu K (Kelvin) yang dimiliki oleh butiran fotosfer.
Dengan menggunakan Hukum Stefan-Boltzmann, energi total lengkap yang diradiasikan oleh benda hitam seperti sejenis bintang yang sebanding dengan pangkat suhunya biasanya efektif, sehingga diterjemahkan sebagai berikut:
E = T4, di mana =5,67•10–8 W/m2K4
Umbra adalah salah satu yang memancarkan lebih atau kurang 32% cahaya oleh daerah yang sama dari fotosfer dan begitu pula penumbra yang memiliki kelas kecerahan 71% lebih dari fotosfer. Kegelapan yang diberikan oleh Bintik Matahari hanyalah konsekuensi dari kontras; jika Anda bisa melihat tempat kelas, yang berisi umbra seukuran Planet Bumi, yang terisolasi dan pada jarak yang sama dari Matahari, ia akan bersinar sekitar 50 kali lebih banyak daripada Bulan purnama itu sendiri.
Bintik-bintik tersebut relatif tidak bergerak, yaitu tidak bergerak dibandingkan dengan fotosfer (Fotosfer atau fotosfer adalah permukaan terang yang membatasi benda angkasa, baik itu bintang atau Matahari, dalam hal ini kita berbicara tentang Sol) dan itu adalah orang-orang yang berpartisipasi dalam gerakan rotasi matahari. Wilayah permukaan matahari yang ditutupi oleh bintik matahari yang sama dapat diukur dalam sepersejuta yang terlihat dengan ketebalan sekitar 100 km (kilometer).
Sejarah
Pengamatan utama bintik matahari ini dilakukan oleh para astronom asal Cina pada awal tahun 28 SM. C., apa yang dapat kita katakan bahwa ada berita yang tepat dari abad keempat a. C. Antara apa yang menjadi tahun 28 SM. C. dan tahun 1638 d. C, total sekitar 112 titik tercatat.
Mungkin mereka dapat melihat kelompok titik terbesar ketika sinar matahari yang intens disaring oleh debu yang dibawa angin yang sama dari apa yang disebut gurun di Asia Tengah.
Di wilayah barat, berita tertua tentang sejenis bintik matahari adalah yang muncul dalam Kehidupan dan Karya Charlemagne, yang ditulis pada tahun 807 M. C. Pada abad-abad berikutnya, tempat-tempat yang sama mulai diamati oleh para astronom asal Muslim seperti Averroes dan pada abad kelima belas, mereka diamati oleh para astronom Italia.
Pada tahun 1610, astronom bernama David Fabricius dan putranya Johannes adalah orang yang mengamati titik-titik ini melalui teleskop. David adalah orang yang menerbitkan sebuah dokumen di bulan Juni tahun 1611. Astronom terkenal bernama Galileo Galilei adalah orang yang mengajar sebagian besar astronom di Roma tentang bintik matahari dan Schneider-lah yang mungkin mengamatinya di masa depan. 2 atau 3 bulan.
Pertarungan malang berikut untuk jenis penganugerahan yang akan diberikan kepada orang yang telah membuat penemuan bintik-bintik di matahari antara filsuf Galileo dan Schneider, menjadi abadi, belum lagi keduanya tidak tahu tentang penyelidikan dari Fabricius, sehingga menjadi benar-benar sia-sia. Bintik matahari sangat penting dalam perdebatan tentang lingkungan tata surya.
Telah ditunjukkan bahwa Matahari memang berotasi dan biasa mengalami beberapa jenis perubahan, yang bertentangan dengan ilustrasi Aristoteles yang agung. Rincian gerakan tersebut, yang jelas, tidak memiliki penjelasan logis apa pun yang sederhana, kecuali yang diberikan oleh sistem heliosentris Copernicus.
Pelajari selengkapnya tentang struktur matahari, dan Anda akan melihat bagaimana bintik matahari seperti itu normal di bintang pusat tata surya kita yang besar ini.
Asal Mula Bintik Matahari
Pada bintik matahari terdapat semacam medan magnet yang memiliki kekuatan sekitar 0,3 T. Meskipun detail pembuatan bintik matahari masih menjadi bahan penelitian, oleh karena itu sangat jelas bahwa bintik matahari matahari terdiri dari aspek yang terlihat dari semacam tabung fluks magnet yang terbentuk di bagian bawah fotosfer.
Dalam semua dari mereka tekanan dan juga kerapatan biasanya lebih rendah dan untuk alasan ini mereka naik dan turun. Ketika tabung gaya pecah di permukaan fotosfer, facula muncul, yang merupakan semacam zona dengan 10% lebih terang daripada bagian permukaan lainnya. Secara konveksi terjadi aliran energi yang berasal dari dalam matahari.
Tabung magnet disekrup dengan rotasi diferensial. Jika traksi dalam aliran tabung dicapai dengan jenis batas tertentu, tabung magnet melengkung seperti karet gelang. Transmisi aliran energi tersebut dari jauh di dalam interior matahari terhambat, dan dengan itu suhu permukaan.
Pengamatan terbaru yang dilakukan oleh satelit "SOHO" menggunakan gelombang suara yang merambat melalui fotosfer Matahari memungkinkannya untuk membentuk semacam gambaran rinci tentang struktur bagian dalam bintik matahari, di bawah masing-masing bintik matahari tersebut. inilah yang menyebabkan semua garis medan magnet yang dimilikinya mengelompok.
Bintik matahari harus berperilaku pada waktu tertentu dengan aspek yang mirip dengan badai yang terbentuk di sini di planet bumi kita.
Evolusi Bintik Matahari
Bintik matahari muncul, berkembang, berubah dari segi dimensi dan penampakannya lalu menghilang lagi setelah melalui serangkaian 1 atau 2 kali rotasi matahari, ini berarti telah ada di permukaan matahari untuk jangka waktu 1 atau 2 bulan, meskipun perkiraan waktu paruhnya setidaknya 2 minggu.
Bintik-bintik muncul berpasangan. Pertama kita dapat mengamati semacam formasi bercahaya, yaitu faculae, kemudian pori, yang merupakan semacam celah antara granulasi fotosfer (lapisan Matahari), yang mulai menggelap.
Keesokan harinya sudah ada sunspot yang minimal, sedangkan di pori tengah yang berjarak beberapa derajat, muncul lagi sunspot. Hanya dalam beberapa hari ke-2 spot tersebut memiliki tipe penampakan yang sangat khas yaitu :
Sebuah wilayah tengah yang gelap yang disebut bayangan dengan suhu yang berosilasi pada 2.500 km dan semacam kecerahan 20% dari fotosfer, yang mengelilingi daerah keabu-abuan dan dengan jenis penampilan filamen, penumbra, dengan suhu yang sekitar 3.300 km dan kecerahan 75% dari fotosfer. Untuk mengetahui bagaimana planet-planet berputar di sekitar bintang pusat ini, kita dapat mempelajari tentang rbita tata surya dan dengan demikian tahu kapan harus mengamati bintik matahari ini.
Dalam kasus filamen terang dan gelap yang memiliki arah radial. Butiran penumbra juga mengasumsikan representasi memanjang sekitar 0,5 "sampai 2" dalam ukuran dan masa hidup biasanya jauh lebih besar dari butiran biasa mulai dari 40 menit sampai 3 jam.
Di samping titik-titik utama ini, muncul titik-titik lain yang lebih kecil. Semua titik tersebut memiliki pergerakannya masing-masing dengan kecepatan hingga ratusan kilometer per jam (km/jam). Kelompok tempat berhasil mencapai kompleksitas maksimum kira-kira pada hari kesepuluh.
Bintik-bintik utama dari masing-masing kelompok berperilaku seolah-olah mereka datang memiliki kutub magnet yang besar dan kuat karena di antara keduanya terdapat semacam medan magnet dengan jenis intensitas antara 0,2 dan 0,4, 0,05 T sedangkan magnet bumi medan memiliki kelas kekuatan hanya sekitar XNUMX mT.
Bintik yang berada di bagian barat matahari disebut konduktif dan yang berarah timur matahari disebut didorong. Pada sebagian besar kelompok, sumbu antara 2 titik tersebut tidak diatur dalam arah timur-barat, melainkan titik konduktif ditemukan di dua belahan yang paling dekat dengan khatulistiwa.
Telah diamati bahwa pada ketinggian rendah terlihat aliran kecil materi yang bergerak dari bayangan menuju bagian penumbra dengan kecepatan sekitar 2.000 m/s yang dikenal sebagai efek Evershed dan dari luar menuju bagian tengah. pada ketinggian yang lebih tinggi yang disebut kromosfer, yang disebut efek Evershed terbalik.
Klasifikasi Noda
Jenis manual Mcintosh telah berhasil mengubah manual Zurich lainnya dalam klasifikasi bintik matahari. Kelas cipher 3 huruf digunakan untuk menggambarkan spesies dari kelompok spot, apakah ganda, tunggal, atau kompleks, proses penumbra dari spot terbesar, dan juga kekompakan grup.
Bintik matahari yang terjadi berhasil mencapai wilayah yang lebih besar dalam beberapa hari dan kemudian mulai menurun sehingga bintik yang diikuti biasanya menghilang terlebih dahulu. Skema Mount Wilson digunakan untuk dapat menggambarkan jenis medan magnet yang mudah, bipolar atau bahkan kompleks.
Bintik Matahari dan Rotasi Matahari
Pengukuran pergerakan bintik matahari pada apa yang telah menjadi piringan inilah yang memungkinkan kita untuk menyimpulkan bahwa bintang pusat tata surya memiliki waktu rotasi kurang lebih 27 hari. Tidak semua Matahari berotasi dengan kecepatan yang sama, karena ia bukan jenis benda tegar, dengan cara ini di khatulistiwa waktu rotasinya sekitar 25 hari yang menuju sekitar 40° garis lintang yang terjadi dalam waktu sekitar 28 hari dan di kasus kutub rotasi ini biasanya jauh lebih besar.
Variasi Aktivitas Matahari
Jumlah bintik matahari telah diukur sejak 1.700 dan ada perkiraan sekitar 11 ribu tahun yang lalu. Jenis tren yang terjadi beberapa waktu yang lalu adalah naik dari tahun 1900 ke tahun 60. Seorang pria bernama Heinrich Schwabe adalah orang pertama yang mengamati variasi siklus jumlah bintik matahari antara tahun 1826 dan 1843 dan juga yang memimpin Rudolf Wolf untuk melakukan pengamatan sistematis mulai tahun 1848.
Keterlambatan untuk dapat mengenali periodisitas Matahari semacam ini disebabkan oleh perilaku aneh Matahari selama abad ke-XNUMX. Angka Serigala terdiri dari semacam ekspresi yang mencampur bintik-bintik individu dan juga kelompok bintik-bintik dan yang memungkinkan Anda untuk mentabulasi aktivitas matahari.
Wolf juga berusaha keras untuk melakukan penelitian yang dapat disimpan dalam catatan sejarah dalam upaya untuk membangun semacam database dengan semua variasi siklus masa lalu.
Dengan cara yang sama, ia membuat database siklus bintik matahari hingga tahun 1700. Selain siklus 11 tahun, dimungkinkan untuk memverifikasi keberadaan 1 siklus sekitar 80 tahun, di mana di tengahnya jumlah bintik telah menjadi terlalu jauh lebih tinggi dari setengah lainnya.
Serigala adalah orang yang membuat semacam basis data siklus hingga tahun 1700, meskipun teknologi dan teknik untuk pengamatan matahari yang cermat sudah tersedia pada tahun 1610. Gustav Spörer yang terkenal adalah orang yang dia pikir sebagai alasan Serigala tidak dapat memperpanjang siklus adalah bahwa ada semacam periode 70 tahun antara 1640 dan 1715 di mana cukup aneh serangkaian bintik matahari dapat diamati.
Evolusi Noda dalam Siklus: Diagram Kupu-kupu
Semua bintik matahari muncul di kedua belahan bumi pada garis lintang mulai dari 2° hingga 5°. Aktivitas matahari biasanya terjadi dalam siklus sekitar 40 tahun. Titik aktivitas matahari tertinggi selama siklus ini paling umum dikenal sebagai maksimum matahari, dan titik aktivitas terendah adalah matahari minimum.
Pada awal siklus, bintik matahari biasanya muncul di lintang yang lebih tinggi beberapa di antaranya sekitar 40° dan saat siklus mendekati maksimum di mana frekuensi yang lebih tinggi terjadi dan pada setiap saat ada lebih sedikit lintang yang dekat dengan khatulistiwa, sampai maksimum tercapai.
Sementara itu, bintik matahari pertama dari siklus berikutnya muncul pada garis lintang sekitar 40°. Semua ini disebut Hukum Spörer. Saat ini diketahui bahwa ada berbagai jenis periode dalam indeks bintik matahari menurut angka Serigala, yang paling penting, dimana bintik matahari mampu memiliki durasi rata-rata sekitar 11 tahun.
Jenis periode ini juga diamati di banyak ekspresi lain dari aktivitas matahari dan sangat dikombinasikan dengan diferensiasi dalam medan magnet matahari yang mengubah polaritas dengan periode yang sama.
Pengamatan Noda oleh Amatir
Bintik matahari dapat diamati bahkan melalui salah satu dari Jenis Teleskop apakah besar atau kecil melalui proyeksi. Pada waktu-waktu tertentu, seperti matahari terbenam, bintik matahari dapat dilihat dengan mata telanjang.
Kita dapat menyoroti bahwa sinar matahari dapat menyebabkan kerusakan parah pada mata orang, menyebabkan kebutaan permanen. Anda tidak perlu melihat langsung ke matahari karena tindakan ini dapat:
Menyebabkan kerusakan serius dan permanen pada retina mata, bahkan sebelum Anda dapat melihat kerusakan apa pun padanya. Hal yang paling disarankan adalah memproyeksikan gambar Matahari di layar. Penggunaan sejenis filter surya juga dapat diterima, namun filter tersebut harus terbuat dari Mylar, yang menutupi seluruh perimeter teleskop dan bukan hanya filter lensa mata, karena filter ini cenderung menjadi terlalu panas dan bahkan dapat pecah. secara spontan.
Hubungan Bintik Matahari dan Fenomena Terestrial
Upaya telah dilakukan untuk mengasosiasikan siklus 11 tahun bintik matahari dengan manifestasi siklus planet kita, seperti perubahan iklim, periode curah hujan dan kekeringan, variasi panjang hari. Mereka telah mampu mengamati semacam korelasi yang jelas antara jenis pertumbuhan cincin aktivitas matahari.
Di sisi lain, beberapa korelasi semacam ini secara logis dapat diandalkan, yang tampaknya disebabkan oleh sedikit variasi dalam aliran energi total yang dipancarkan oleh Matahari itu sendiri dan beberapa gangguan magnetik tinggi yang dapat mempengaruhi bagian atas atmosfer bumi.
Jauh lebih jelas hubungannya dengan keadaan ionosfer planet kita. Hal inilah yang dapat membantu prediksi kondisi perluasan gelombang pendek atau semua komunikasi yang dilakukan oleh satelit. Ada kemungkinan pada saat itu untuk berbicara tentang jenis cuaca luar angkasa.
Peristiwa Penting
Pada 1 September 1859, Matahari datang untuk memancarkan semacam sinyal terang yang kuat, yang di planet kita datang untuk mengganggu layanan telegraf. Cahaya utara yang disebabkan di atmosfer planet kita menjadi jauh lebih terlihat di tempat-tempat tertentu di planet ini, seperti:
- Havana
- Hawaii
- Roma
Aktivitas serupa terlihat di belahan bumi selatan. Sinyal terang dengan kekuatan lebih besar tersebut diamati oleh instrumen satelit besar yang dimulai pada tanggal 4 November 2003 pukul 19:29 UTC, dan yang memenuhi semua instrumen dalam waktu 11 menit. Wilayah 486 tampaknya merupakan semacam fluks sinar-X. Berbagai pengamatan holografik dan juga visual menunjukkan semacam aktivitas lanjutan di Matahari.