Слънчева активност
Динамика на процесите на Слънцето, предизвикващи промени в хелиосферата и магнитосферни смущения. Прояви на слънчевата активност във фотосферата, хромосферата и короната. Прогноза за магнитни бури и повишена слънчева радиация, проникваща до земната повърхност.
Изпратете добрата си работа в базата знания е лесно. Използвайте формата по-долу
Студенти, докторанти, млади учени, които използват базата от знания в обучението и работата си, ще ви бъдат много благодарни.
Хоствано на http://www.allbest.ru/
1. Причини за промени в слънчевата активност
2. Цикличност на слънчевата активност
1. Причини за промяна на слънчевата активност
Преди да пристъпим към описание на причините за слънчевата активност, нека разгледаме каква е тази активност.
Слънчевата активност е набор от динамични процеси на Слънцето, които предизвикват съответните промени в хелиосферата и активират магнитосферни смущения. Слънчевата активност е пространствено свързана с активни региони на слънчевата атмосфера, които са комбинация от бързо променящи се образувания (петна, флокули, изригвания, коронални дупки и т.н.) и активни процеси (изблици на радиоизлъчване, слънчеви космически лъчи, изхвърляне на коронална маса и т.н.).
Във фотосферата, хромосферата и короната проявленията на слънчевата активност са различни. Всички обаче имат обща кауза. Такава причина са локалните магнитни полета, чиято поява и еволюция винаги е съпроводена с образуването на активни области.
Една от най-забележителните характеристики на Слънцето са почти периодичните, редовни промени в различни прояви на слънчевата активност, тоест съвкупността от наблюдаваните променящи се (бързо или бавно) явления на Слънцето.Това са слънчеви петна - области със силно магнитно поле и в резултат на това с по-ниска температура, и слънчеви изригвания - най-мощните и бързо развиващи се експлозивни процеси, засягащи цялата слънчева атмосфера над активната област, и слънчеви нишки - плазмени образувания в магнитното поле на слънчевата атмосфера, имащи формата на удължени (до стотици хиляди километри) влакнести структури. Когато нишките достигнат видимия ръб (лимб) на Слънцето, могат да се видят най-грандиозните активни и тихи в мащаб образувания - протуберанци, които се отличават с богато разнообразие от форми и сложна структура. Трябва да се отбележат и короналните дупки - области в атмосферата на Слънцето с магнитно поле, отворено към междупланетното пространство. Това са своеобразни прозорци, от които се изхвърля високоскоростен поток от слънчеви заредени частици.
Оттогава регистрацията на петна се извършва, след това спира, след това се възобновява. В края на 19-ти век двама наблюдатели - Г. Сперер в Германия и Е. Маундер в Англия, посочиха факта, че през 70-годишния период до 1716 г. очевидно е имало много малко петна на слънчевия диск. Още в наше време Д. Еди, след като анализира отново всички данни, стигна до извода, че наистина през този период е имало спад на слънчевата активност, наречен минимум на Маундер.
До 1843г след 20 години наблюдения астрономът любител Г. Швабе от Германия събра достатъчно данни, за да покаже, че броят на петната върху слънчевия диск се променя циклично, достигайки минимум приблизително на всеки единадесет години. Р. Волф от Цюрих събра всички възможни данни за петна, систематизира ги, организира редовни наблюдения и предложи да се оцени степента на слънчевата активност чрез специален индекс, който определя степента на "петна" на Слънцето,вземайки предвид както броя на слънчевите петна, наблюдавани в даден ден, така и броя на групите слънчеви петна върху слънчевия диск. Формулата за изчисляване на този индекс е дадена по-долу.
където f е броят на всички индивидуални слънчеви петна, наблюдавани в момента на слънчевия диск, а g е десет пъти броя на групите, образувани от тях.
Този индекс на относителния брой слънчеви петна, впоследствие наречен "числа на Волф", започва своята серия от 1749 г., тъй като дотогава регистрацията на слънчеви петна е извършена, след което е спряна и не може да даде точни данни. Кривата на средните годишни числа на Wolf ясно показва периодичните промени в броя на слънчевите петна (фиг. 2.1).
Ориз. 2.1. Крива на средните годишни числа на вълка [16]
Индексът "Число на Вълк" издържа добре проверката на времето, но на настоящия етап е необходимо слънчевата активност да се измерва с количествени методи. Съвременните слънчеви обсерватории провеждат редовни патрулни наблюдения на Слънцето, като използват като мярка за активност оценка на площите на слънчевите петна в милионни части от площта на видимото слънчево полукълбо (msh). Този индекс до известна степен отразява големината на магнитния поток, концентриран в петна през повърхността на Слънцето.
Групите слънчеви петна, с всички свързани явления, представляват части от активни региони. Развитата активна област включва зона на изригване с група слънчеви петна от двете страни на разделителната линия на полярността на магнитното поле, върху която често е разположено влакно. Всичко това е придружено от развитието на коронална кондензация, плътността на материята в която е няколко пъти по-висока от плътността на околната среда. Всички тези явления са обединени от интензивно магнитно поле, достигащо няколко хиляди гауса на нивото на фотосферата [11].
Най-ясни граници на активнотообластите се определят от хромосферната линия на йонизиран калций. Затова беше въведен ежедневен калциев индекс, който отчита площта и мощността на всички активни региони.
Най-силното проявление на слънчевата активност, засягаща Земята, са слънчевите изригвания. Те се развиват в активни области със сложна структура на магнитното поле и засягат цялата дебелина на слънчевата атмосфера. Енергията на голямо слънчево изригване достига огромна стойност, сравнима с количеството слънчева енергия, получена от нашата планета за цяла година. Това е приблизително 100 пъти повече от общата топлинна енергия, която може да се получи чрез изгаряне на всички проучени запаси от нефт, газ и въглища. В същото време това е енергията, излъчвана от цялото Слънце за една двадесета от секундата, с мощност, която не надвишава стотни от процента от мощността на общото излъчване на нашата звезда. В активните райони основната последователност от изригвания с висока и средна мощност се случва в рамките на ограничен интервал от време (40-60 часа), докато малките изригвания и изсветлявания се наблюдават почти постоянно. Това води до повишаване на общия фон на електромагнитното излъчване на Слънцето. Следователно, за да оценят слънчевата активност, свързана с изригванията, те започнаха да използват специални индекси, пряко свързани с реалните потоци от електромагнитно излъчване. Според големината на потока на радиоизлъчването при вълна 10,7 cm (честота 2800 MHz) през 1963 г. е въведен индексът F10,7. Измерва се в единици слънчев поток (s.f.u.), като 1 s.f.u. \u003d 10-22 W / (m 2 Hz). Индексът F10.7 е в добро съответствие с промените в общата площ на слънчевите петна и броя на изригванията във всички активни региони. За статистически изследвания се използват предимно средни месечни стойности.
С развитието на сателитното изследване на Слънцето,възможността за директни измервания на рентгеновия поток в определени диапазони.
От 1976 г. редовно се измерва дневната фонова стойност на мекия рентгенов поток в диапазона 1-8A (12,5-1 keV). Съответният индекс се обозначава с главна латинска буква (A, B, C, M, X), която характеризира порядъка на големината на потока в диапазона 1-8 A (10-8 W/m 2, 10-7 и т.н.), последван от число в диапазона от 1 до 9,9, което дава стойността на самия поток. В резултат на това се получава следната скала за оценка (виж таблица 2.1).
Таблица 2.1 Скала за оценка на дневната фонова стойност на мекия рентгенов поток [10]