Солнечные пятна — это явления на фотосфере Солнца , которые выглядят как временные пятна, более темные, чем окружающие области . Это области пониженной температуры поверхности, вызванные концентрацией магнитного потока , препятствующего конвекции . Солнечные пятна появляются внутри активных областей , обычно парами противоположной магнитной полярности . [2] Их количество варьируется в зависимости примерно от 11-летнего солнечного цикла .
Отдельные солнечные пятна или группы солнечных пятен могут существовать от нескольких дней до нескольких месяцев, но в конечном итоге распадаются. Солнечные пятна расширяются и сжимаются по мере движения по поверхности Солнца, их диаметр варьируется от 16 км (10 миль) [3] до 160 000 км (100 000 миль). [4] Более крупные солнечные пятна можно увидеть с Земли без помощи телескопа . [5] Когда они впервые появляются, они могут двигаться с относительной скоростью или собственным движением в несколько сотен метров в секунду.
Указывая на интенсивную магнитную активность, солнечные пятна сопровождают другие явления активной области, такие как корональные петли , протуберанцы и события пересоединения . Большинство солнечных вспышек и корональных выбросов массы возникают в этих магнитоактивных областях вокруг видимых групп солнечных пятен. Подобные явления, косвенно наблюдаемые на звездах , отличных от Солнца, обычно называются звездными пятнами , и были измерены как светлые, так и темные пятна. [6]
Самая ранняя запись о солнечных пятнах содержится в китайском «И Цзин» , завершенном до 800 г. до н.э. В тексте описывается, что на солнце наблюдались доу и мэй , причем оба слова относятся к небольшому затемнению. [7] Самые ранние записи о преднамеренном наблюдении солнечных пятен также происходят из Китая и датируются 364 годом до нашей эры, что основано на комментариях астронома Ган Де (甘德) в звездном каталоге . [8] К 28 г. до н.э. китайские астрономы регулярно записывали наблюдения солнечных пятен в официальные имперские записи. [9]
Первое четкое упоминание о солнечном пятне в западной литературе датируется около 300 г. до н.э. древнегреческим ученым Теофрастом , учеником Платона и Аристотеля и преемником последнего. [10]
Самые ранние известные рисунки солнечных пятен были сделаны английским монахом Джоном Вустерским в декабре 1128 года. [11] [12]
Солнечные пятна впервые наблюдались в телескоп в декабре 1610 года английским астрономом Томасом Харриотом . [13] Его наблюдения были записаны в его записных книжках, а в марте 1611 года за ними последовали наблюдения и отчеты фризских астрономов Иоганна и Давида Фабрициуса . [14] [15] После смерти Иоганна Фабрициуса в возрасте 29 лет его отчеты остались неясными и были затмлены независимыми открытиями и публикациями о солнечных пятнах Кристофа Шайнера и Галилео Галилея . [16] Галилей, вероятно, начал телескопические наблюдения солнечных пятен примерно в то же время, что и Харриот; однако записи Галилея начались только в 1612 году .
В начале 19 века Уильям Гершель был одним из первых, кто приравнял солнечные пятна к нагреву и охлаждению на Земле и полагал, что определенные особенности солнечных пятен будут указывать на усиление нагрева на Земле. [18] Во время своего исследования поведения Солнца и выдвижения гипотезы о структуре Солнца он случайно обнаружил относительное отсутствие солнечных пятен с июля 1795 года по январь 1800 года и, возможно, был первым, кто построил прошлые записи наблюдавшихся или отсутствующих солнечных пятен. Отсюда он обнаружил, что отсутствие солнечных пятен совпало с высокими ценами на пшеницу в Англии. Президент Королевского общества отметил, что тенденция роста цен на пшеницу вызвана монетарной инфляцией . [19] Спустя годы такие ученые, как Ричард Кэррингтон в 1865 году и Джон Генри Пойнтинг в 1884 году, безуспешно пытались найти связь между ценами на пшеницу и количеством солнечных пятен, а современный анализ показывает, что нет статистически значимой корреляции между ценами на пшеницу и количеством солнечных пятен. [20]
_2007-04-30_T001456.gif/1280px-Sunspot_from_Hinode_in_G_band_(4305)_2007-04-30_T001456.gif)
Солнечные пятна имеют две основные структуры: центральную тень и окружающую полутень. Тень — это самая темная область солнечного пятна, где магнитное поле наиболее сильное и примерно вертикально или перпендикулярно поверхности Солнца или фотосфере . Тень может быть полностью или частично окружена более яркой областью, известной как полутень. [22] Полутень состоит из радиально вытянутых структур, известных как полутеневые нити, и имеет более наклонное магнитное поле, чем тень. [23] Внутри групп солнечных пятен несколько теней могут быть окружены одной сплошной полутенью.
Температура тени составляет примерно 3000–4500 К, в отличие от окружающего материала с температурой около 5780 К, поэтому солнечные пятна хорошо видны как темные пятна. Это связано с тем, что яркость нагретого черного тела (близко приближенного к фотосфере) при этих температурах сильно зависит от температуры. Изолированное от окружающей фотосферы, одиночное солнечное пятно сияло бы ярче полной Луны и имело бы малиново-оранжевый цвет. [24]
В некоторых образующихся и распадающихся солнечных пятнах появляются относительно узкие области яркого вещества, проникающие в тень или полностью ее разделяющие. Было обнаружено, что эти образования, называемые световыми мостами, имеют более слабое и более наклонное магнитное поле по сравнению с тенью на той же высоте в фотосфере. Выше в фотосфере магнитное поле светового мостика сливается и становится сравнимым с полем тени. Также было обнаружено, что давление газа в световых мостах преобладает над магнитным давлением , и были обнаружены конвективные движения. [21]
Эффект Вильсона подразумевает , что солнечные пятна представляют собой впадины на поверхности Солнца.
Появление отдельного солнечного пятна может длиться от нескольких дней до нескольких месяцев, хотя группы солнечных пятен и связанные с ними активные области обычно сохраняются неделями или месяцами. Солнечные пятна расширяются и сжимаются по мере движения по поверхности Солнца, их диаметр варьируется от 16 км (10 миль) [3] до 160 000 км (100 000 миль). [4]
Хотя детали формирования солнечных пятен все еще являются предметом продолжающихся исследований, широко известно, что они представляют собой видимые проявления трубок магнитного потока в конвективной зоне Солнца, проецирующихся через фотосферу в активных областях. [25] Их характерное потемнение происходит из-за сильного магнитного поля, подавляющего конвекцию в фотосфере. В результате поток энергии из недр Солнца уменьшается, а вместе с ним и температура поверхности, в результате чего участок поверхности, через который проходит магнитное поле, выглядит темным на ярком фоне фотосферных гранул .
Солнечные пятна первоначально появляются в фотосфере как небольшие затемненные пятна без полутени. Эти структуры известны как солнечные поры. [26] Со временем эти поры увеличиваются в размерах и движутся навстречу друг другу. Когда пора становится достаточно большой, обычно около 3500 км (2000 миль) в диаметре, начинает формироваться полутень. [25]
Магнитное давление должно иметь тенденцию к удалению концентрации поля, вызывая рассеивание солнечных пятен, но время жизни солнечных пятен измеряется днями и неделями. В 2001 году наблюдения Солнечной и гелиосферной обсерватории (SOHO) с использованием звуковых волн, распространяющихся под фотосферой (локальная гелиосейсмология ), были использованы для создания трехмерного изображения внутренней структуры под солнечными пятнами; Эти наблюдения показывают, что мощный нисходящий поток под каждым пятном образует вращающийся вихрь , который поддерживает концентрированное магнитное поле. [27]
Солнечные циклы обычно длятся около одиннадцати лет, варьируясь от чуть менее 10 до чуть более 12 лет. В течение солнечного цикла популяция солнечных пятен быстро увеличивается, а затем уменьшается медленнее. Точка наибольшей активности солнечных пятен в течение цикла известна как солнечный максимум, а точка наименьшей активности — как солнечный минимум. Этот период также наблюдается в большинстве других видов солнечной активности и связан с изменением магнитного поля Солнца, которое меняет полярность в этот период.
В начале цикла солнечные пятна появляются на более высоких широтах, а затем движутся к экватору, когда цикл приближается к максимуму, следуя закону Шперера . Пятна двух последовательных циклов сосуществуют в течение нескольких лет в годы вблизи солнечного минимума. Пятна из последовательных циклов можно отличить по направлению магнитного поля и широте.
Индекс солнечных пятен числа Вольфа подсчитывает среднее количество солнечных пятен и групп солнечных пятен за определенные промежутки времени. 11-летние солнечные циклы нумеруются последовательно, начиная с наблюдений, сделанных в 1750-х годах. [28]
Джордж Эллери Хейл впервые связал магнитные поля и солнечные пятна в 1908 году. [29] Хейл предположил, что период цикла солнечных пятен составляет 22 года и охватывает два периода увеличения и уменьшения числа солнечных пятен, сопровождаемые сменой полярности солнечного магнитного дипольного поля. Позже Гораций Бэбкок предложил качественную модель динамики внешних слоев Солнца. Модель Бэбкока объясняет, что магнитные поля вызывают поведение, описываемое законом Шперера, а также другие эффекты, которые искажаются вращением Солнца.
Число солнечных пятен также меняется в течение длительных периодов времени. Например, в период, известный как современный максимум, с 1900 по 1958 год, тенденция солнечных максимумов количества солнечных пятен была вверх; в течение следующих 60 лет тенденция была в основном нисходящей. [30] В целом, в последний раз Солнце было столь же активно, как современный максимум, более 8000 лет назад. [31]
Число солнечных пятен коррелирует с интенсивностью солнечной радиации за период с 1979 года, когда стали доступны спутниковые измерения. Изменение солнечной энергии, вызванное циклом солнечных пятен, составляет порядка 0,1% от солнечной постоянной (диапазон от пика до минимума 1,3 Вт·м- 2 по сравнению с 1366 Вт·м -2 для средней солнечной постоянной). . [32] [33]
Солнечные пятна наблюдаются с помощью наземных и орбитальных солнечных телескопов . В этих телескопах для прямого наблюдения используются методы фильтрации и проецирования, а также различные типы камер с фильтрами. Для исследования солнечных пятен и их областей используются специальные инструменты, такие как спектроскопы и спектрогелиоскопы . Искусственные затмения позволяют увидеть окружность Солнца по мере вращения солнечных пятен по горизонту.
Поскольку взгляд прямо на Солнце невооруженным глазом навсегда повреждает человеческое зрение , любительские наблюдения за солнечными пятнами обычно проводятся с использованием проецируемых изображений или непосредственно через защитные фильтры . Эффективны небольшие кусочки очень темного фильтрующего стекла , например стекла сварщика № 14. Окуляр телескопа может проецировать изображение без фильтрации на белый экран, где его можно рассматривать косвенно и даже отслеживать, чтобы следить за эволюцией солнечных пятен. Специальные узкополосные водородно-альфа- фильтры и ослабляющие фильтры из стекла с алюминиевым покрытием (имеющие вид зеркала из-за чрезвычайно высокой оптической плотности ) на передней части телескопа обеспечивают безопасное наблюдение через окуляр.
Благодаря своей корреляции с другими видами солнечной активности , солнечные пятна можно использовать для прогнозирования космической погоды , состояния ионосферы и условий, связанных с распространением коротковолнового радио или спутниковой связью . Высокая активность солнечных пятен отмечается членами радиолюбительского сообщества как предвестник отличных условий распространения в ионосфере, которые значительно увеличивают дальность радиосвязи в КВ- диапазонах. Во время пиков активности солнечных пятен радиосвязь по всему миру может быть достигнута на частотах до 6-метрового диапазона ОВЧ . [35]
Солнечная активность (и солнечный цикл) считаются фактором глобального потепления . Первым возможным примером этого является период минимума Маундера с низкой активностью солнечных пятен, который произошел во время малого ледникового периода в Европе. [36] Тем не менее, подробные исследования по множеству индикаторов палеоклимата показывают, что более низкие температуры в северном полушарии в Малом ледниковом периоде начались, когда количество солнечных пятен было еще высоким до начала минимума Маундера, и сохранялись до тех пор, пока минимум Маундера не прекратился. Численное моделирование климата показывает, что вулканическая активность была основной движущей силой Малого ледникового периода . [37]
Сами солнечные пятна по величине дефицита лучистой энергии оказывают слабое влияние на солнечный поток. [38] Суммарный эффект солнечных пятен и других магнитных процессов в солнечной фотосфере представляет собой увеличение яркости Солнца примерно на 0,1% по сравнению с его яркостью на уровне солнечного минимума. Это разница в общем солнечном излучении на Земле в течение цикла солнечных пятен, близкая к 0 . Другие магнитные явления, которые коррелируют с активностью солнечных пятен, включают факелы и хромосферную сеть. [39] Сочетание этих магнитных факторов означает, что соотношение количества солнечных пятен с общим солнечным излучением (TSI) в течение солнечного цикла в десятилетнем масштабе и их соотношение для вековых временных масштабов не обязательно должны быть одинаковыми. Основная проблема с количественной оценкой долгосрочных тенденций TSI заключается в стабильности абсолютных радиометрических измерений, проводимых из космоса, которая улучшилась за последние десятилетия, но остается проблемой. [40] [41] Анализ показывает, что возможно, что TSI на самом деле был выше в минимуме Маундера по сравнению с современными уровнями, но неопределенности высоки, при этом лучшие оценки находятся в диапазоне с диапазоном неопределенности . [42]
В 1947 году Г. Э. Крон предположил, что звездные пятна являются причиной периодических изменений яркости на красных карликах . [6] С середины 1990-х годов наблюдения за звездными пятнами проводились с использованием все более мощных методов, дающих все больше и больше деталей: фотометрия показала рост и распад звездных пятен и показала циклическое поведение, подобное солнечному; спектроскопия исследовала структуру областей звездных пятен путем анализа изменений расщепления спектральных линий из-за эффекта Зеемана; Допплеровское изображение показало дифференциальное вращение пятен для нескольких звезд и их распределение, отличное от солнечного; Анализ спектральных линий позволил измерить температурный диапазон пятен и поверхности звезды. Например, в 1999 году Штрассмайер сообщил о самом большом из когда-либо наблюдавшихся холодных звездных пятнах, вращающих гигантскую звезду K0 XX Треугольников (HD 12545) с температурой 3500 К (3230 °C) и теплым пятном с температурой 4800 К (4530 °C). . [6] [43]
звездные пятна изменяются в тех же (коротких) временных масштабах, что и солнечные пятна ... HD 12545 имел теплое пятно (на 350 К выше фотосферной температуры; белая область на изображении)
{{cite journal}}: CS1 maint: числовые имена: список авторов ( ссылка )
)
