Солнечные пятна, динамика и механизм их образования, способы их учета в экологии и астрофизике

Страница 2

Рис. 2 Изменение среднегодовых чисел солнечных пятен R и приближенных средних широт солнечных пятен (закон Шперера) за 1933 - 1953 гг. Буквами в кружках обозначены полярности пар солнечных пятен (закон полярности солнечных пятен.)

Солнце, как известно, вращается вокруг своей оси с периодичностью примерно 27 суток, из-за чего пара пятен наблюдается с некоторым периодом исчезая на западном краю Солнца и появляясь вновь на восточном менее чем через 2 недели. Первое в этом движении пятно является головным. Установлено, что в паре пятен оно возникает первым и исчезает последним.

Солнечное пятно может существовать от нескольких часов до нескольких месяцев. Размер пятен также широко варьируется от "пор" - зародышей пятен, до гигантских площадей в которые можно уложить по 100 земных глобусов. Появляясь из пор, группа пятен проходит стадию роста, в ходе которой они увеличиваются и расходятся, расползаются в разные стороны. Затем следует более продолжительная по времени стадия рассасывания пятен. Последним исчезает головное, по ходу вращения Солнца, пятно. После исчезновения пятна, мощное магнитное поле на его месте сохраняется еще в течении некоторого времени.

Для характеристики активности Солнца используют числа Вольфа, учитывающие количество одиночных пятен и групп пятен на Солнце.[5]

Само пятно по форме является воронкой на видимой поверхности Солнца (эффект возникает из-за прозрачности атмосферы в этом месте). Их глубину определяют в 1000 - 1500 км. Температура солнечного вещества в районе центра пятна наиболее низкая в сравнении с общей температурой поверхности - 5800 К., на 1000 - 1500 К. Поэтому центр пятна наблюдается как более темное образование, чем его края. В пятне различают тень - его центр, и полутень, которая больше в радиусе в 2 раза и более (она светлее, см. рис.3). Края пятна окружены светлыми волокнистыми образованиями - фотосферными факелами. Температура в них выше (на 2000 К.) чем в окружающем веществе, поэтому они выделяются по яркости свечения. Факелы продолжаются вверх через фотосферу в хромосферу, где образуют "факельные площадки", которые расширяются с ростом высоты. В фотосфере поперечник факельной площадки может составлять 700 км, а уже на границе хромосферы и короны - 15000 км. Факельные площадки появляются, растут и рассасываются согласно с ритмом солнечных пятен, но они могут существовать и без них. Сами по себе факелы живут дольше пятен - до 3-х, 4-х месяцев. Предполагается, что причиной их образования служат менее мощные, чем у пятна магнитные поля.

рис.3. Солнечное пятно (слева) и эффектный снимок поверхности Солнца (справа).[3]

3.2 Механизм образования.

Солнце представляет собой огромный бурлящий котел плазмы, причем внутри оно горячее, а снаружи – холоднее. Из-за этого перепада температур возникают конвекционные потоки: остывшие массы идут вглубь, а на их место поднимаются более горячие. Этому процессу мешает сильное магнитное поле Солнца. Оказывается, что магнитные вихри могут локально приостановить конвекцию, не дать остывшим массам опуститься. В результате эта область на солнечной поверхности будет холоднее окружающих – и поэтому будет выглядеть темнее. Это и есть темное пятно. [5]

Конвективные процессы продолжают идти на глубине, однако более горячий газ не может прорваться на поверхность сквозь более холодные области, и вынужден их огибать.[6]

Солнечное магнитное поле имеет очень сложную структуру и непрерывно меняется. Совместные действия циркуляции солнечной плазмы в конвективной зоне и дифференциального вращения Солнца постоянно возбуждает процесс усиления слабых магнитных полей и возникновения новых. Видимо это обстоятельство и является причиной возникновения на Солнце пятен. Пятна то появляются, то исчезают. Их количество и размеры меняются. Но, примерно, каждые 11 лет число пятен становится наибольшим. Тогда говорят, что Солнце активно. С таким же периодом (~ 11 лет) происходит и переполюсовка магнитного поля Солнца. Естественно предположить, что эти явления связанны между собой.[1]

Развитие активной области начинается с усиления магнитного поля в фотосфере, что приводит к появлению более ярких участков - факелов (температура фотосферы Солнца в среднем 6000К, в области факелов примерно на 300К выше). Дальнейшее усиление магнитного поля приводит к появлению пятен. [1]

В начале 11-летнего цикла пятна в небольшом количестве начинают появляться на сравнительно высоких широтах (35 - 40 градусов), а за тем постепенно зона пятнообразования спускается к экватору, до широты плюс 10 - минус 10 градусов, но на самом экваторе пятен, как правило, не бывает.[1]

Галилео Галилей одним из первых заметил, что пятна наблюдаются не всюду на Солнце, а, главным образом, на средних широтах, в пределах так называемых "королевских зон".

Сначала обычно появляются одиночные пятна, но затем из них возникает целая группа, в которой выделят два больших пятна - одно - на западном, другое - на восточном краю группы. В начале нашего века выяснилось, что полярности восточных и западных пятен всегда противоположны. Они образуют как бы два полюса одного магнита, а потому такую группу называют биполярной. Типичное солнечное пятно имеет размеры несколько десятков тысяч километров.[1]

Галилей, зарисовывая пятна, отмечал вокруг некоторых из них серую каемку.

Действительно, пятно состоит из центральной, более темной части - тени и более светлой области - полутени.[1]

Солнечные пятна иногда бывают видны на его диске даже невооруженным глазом . Кажущаяся чернота этих образований вызвана тем, что их температура примерно на 1500 градусов ниже температуры окружающей их фотосферы (и соответственно непрерывное излучение от них гораздо меньше). Одиночное развитое пятно состоит из темного овала - так называемой тени пятна, окруженного более светлой волокнистой полутенью. Неразвитые мелкие пятна без полутени называют порами. Зачастую пятна и поры образуют сложные группы. [1]

Типичная группа пятен изначально возникает в виде одной или нескольких пор в области невозмущенной фотосферы. Большинство таких групп обычно исчезают через 1-2 суток. Но некоторые последовательно растут и развиваются, образовывая достаточно сложные структуры. Солнечные пятна могут быть больше в диаметре, чем Земля. Они часто объединяются в группы. Они формируются за несколько дней и обычно исчезают за неделю. Некоторые большие пятна, хотя, могут сохраняться в течение месяца. Большие группы солнечных пятен более активны, чем маленькие группы или отдельные пятна.[1]

Наиболее вероятной гипотезой периодического повторения солнечной активности считают возмущения от планет гигантов, которое смещает центр тяжести Солнечной системы. Но это далеко не единственная гипотеза. Наряду с 12-летним циклом солнечной активности выделяют еще вековой цикл его нарастания и убывания. По разным данным он может варьироваться. Есть данные в пользу 60-летнего и 86-летнего цикла.[2]

3.3 Воздействие на биосферу

В активной области Солнца наблюдаются "солнечные вспышки" - мощные ядерные взрывы - непременный атрибут повышенной солнечной активности. Они длятся всего несколько минут (а то и секунд), но производят весьма сильный эффект. В межпланетное пространство выбрасывается огромное число заряженных частиц или ионов, которые попадая в атмосферу Земли вызывают усиление северного сияния, магнитные бури и другие, более продолжительные эффекты. В момент вспышки происходит возрастание солнечного излучения почти во всех диапазонах, от рентгеновского до километровых радиоволн. А. Л. Чижевский был одним из первых, кто усмотрел в ионизированных солнечных частицах реальный механизм воздействия на биосферу Земли. За свои исследования воздействия ионов на все живое он получил титул отца космобиологии, как основатель науки изучающей реальные механизмы воздействия космических излучений на живые организмы, человека и общество.