Факельные поля солнца это

Солнечный факел

Со́лнечными фа́келами называют яркие поля, окружающие солнечные пятна. По сути дела, факелы представляют собой более яркие по сравнению с общим фоном образования, которые могут занимать большую часть видимой поверхности Солнца.

Содержание

Структура факелов

Структура факелов достаточно сложная. Она состоит из большого количества прожилок, ярких узелков, точек, иными словами факельных гранул, величина каждой из которых составляет до 30000 км.

Образование факелов

Солнечные факелы образуются в активных областях магнитного поля Солнца. Как и всё в природе, факелы не появляются просто так. Их возникновение обусловлено одним из свойств магнитного поля, а именно: магнитное поле препятствует движению вещества в том случае, когда оно происходит поперек силовых линий. Если энергия магнитного поля велика, то возможно движение вещества исключительно вдоль силовых линий. В противном случае, слабое магнитное поле в факельной области не способно остановить достаточно мощных конвективных движений, хотя и может придать им более упорядоченный характер. Стоит отметить, что беспорядочные движения происходят как в вертикальной плоскости (в большей мере), так и в горизонтальной. Последние приводят к появлению трения между отдельными частями конвекции, а затем тормозятся магнитным полем, напряжённость которого в области факела гораздо меньше, чем в других областях. Это позволяет газам подниматься выше и переносить гораздо больший поток энергии. Таким образом, факелы появляются при усилении конвекции, которое вызвано слабым магнитным полем.

Особенности факелов

Ближе к центру факелы практически не видны, зато на лимбе солнечного диска они очень заметны. Эта особенность указывает на то, что на некотором уровне в фотосфере температура факелов отличается от температуры соседних факелов, расположенных в других областях, на 200 – 300 К. По сравнению же с температурой окружающей среды, температура факелов больше примерно на 2000 К. Как правило, факелы объединяются в факельные поля. Нередко встречаются факельные поля, в которых не появляются пятна. Таким образом можно сделать вывод, что в факелах не обязательно должны быть солнечные пятна. Продолжительность жизни солнечного факела составляет 3-4 месяца. Также, как и количество пятен, количество факелов влияет на такую характеристику, как солнечная активность.

См. также

Солнце
Структура	Ядро · Зона лучистого переноса · Конвективная зона
Атмосфера	Фотосфера · Хромосфера · Солнечная корона
Расширенная структура	Гелиосфера (Гелиосферный токовый слой · Граница ударной волны) · Гелиосферная мантия · Гелиопауза · Головная ударная волна
Относящиеся к Солнцу феномены	Солнечное затмение · Солнечная активность (Солнечные пятна · Солнечные вспышки · Корональные выбросы массы) · Солнечная радиация (Вариации солнечного излучения) · Корональные дыры · Корональные петли · Факелы · Гранулы · Флоккулы · Протуберанцы и волокна · Спикулы · Супергрануляция · Солнечный ветер · Волна Мортона
Связанные темы	Солнечная система · Солнечное динамо · Звёздная эволюция
Спектральный класс: G2

Wikimedia Foundation . 2010 .

Смотреть что такое «Солнечный факел» в других словарях:

Межпланетное магнитное поле — Возникновение ударных волн при столкновении солнечного ветра с межзвездной средой. Солнечный ветер поток ионизированных частиц (в основном гелиево–водородной плазмы), истекающий из солнечной короны со скоростью 300–1200 км/с в окружающее… … Википедия

Светило — Солнце Основные характеристики Среднее расстояние от Земли 1,496×1011 м (8,31 световых минут) Видимая звёздная величина (V) −26,74m … Википедия

Звёздные пятна — Группа пятен на Солнце, сфотографированная в видимом свете. Снимок сделан космическим аппаратом 13 декабря 2006 года. Солнечные пятна тёмные области на Солнце, температура которых понижена примерно на 1500 К по сравнению с окружающими участками… … Википедия

Пятна на Солнце — Группа пятен на Солнце, сфотографированная в видимом свете. Снимок сделан космическим аппаратом 13 декабря 2006 года. Солнечные пятна тёмные области на Солнце, температура которых понижена примерно на 1500 К по сравнению с окружающими участками… … Википедия

Протуберанцы — (нем. Protuberanzen, от лат. protubero вздуваюсь) плотные конденсации холодного вещества, которые поднимаются и удерживается над поверхностью Солнца магнитным полем. Изучение протуберанцев началось с затмения Солнца 8 июля 1842 года, когда Араго … Википедия

Радиация Солнца — Схема распространения солнечной радиации в атмосфере Земли. Солнечная радиация электромагнитное и корпускулярное излучение Солнца. Электромагнитная составляющая солнечной радиации распространяется со скоростью света и проникает в земную атмосферу … Википедия

Вспышка солнечная — Солнечная вспышка, фотография спутника Солнечная вспышка это уникальный по мощности процесс выделения энергии (световой, тепловой и кинетической) в атмосфере Солнца. Вспышки так или иначе охватывают все слои солнечной атмосферы: фотосферу,… … Википедия

Затмение Солнца — Солнечное затмение затмение, которое происходит, когда Луна попадает между наблюдателем и Солнцем, и загораживает (затмевает) его. Поскольку Луна светит отражённым светом, и перед затмением обращена к нам неосвещённой стороной, то непосредственно … Википедия

Зона конвекции — Зона конвекции область Солнца (или более обще, звезды) в которой перенос энергии из внутренних районов во внешние происходит главным образом путём активного перемешивания вещества конвекции. Содержание 1 Расположение и строение 2 Конвективные… … Википедия

Зона радиации — Строение Солнца Зона лучистого переноса средняя зона Солнца. Располагается непосредственно над солнечным ядром. Выше зоны лучистого переноса находится конвективная зона. Нижней границей зоны считают линию, ниже которой происходят ядерные реакции … Википедия

Источник

Пятна и факелы на солнце

Солнечные пятна — это тёмные образования на диске Солнца. В телескоп видно, что крупные пятна имеют довольно сложное строение: тёмную область тени окружает полутень, диаметр которой более чем в два раза превышает размер тени. Если пятно наблюдается на краю солнечного диска, то создаётся впечатление, что оно похоже на глубокую тарелку. Происходит это потому, что газ в пятнах прозрачнее, чем в окружающей атмосфере, и взгляд прони кает глубже.

По величине пятна бывают очень разными — от малых, диаметро? примерно 1000-2000 км, до гигантских, значительно превосходящие размеры нашей планеты. Отдельны» пятна могут достигать в поперечнике 40 тыс. километров. А самое боль шое из наблюдавшихся пятен достигало 100 тыс. километров.

Установлено, что пятна — это места выхода в солнечную атмосферу сильных магнитных полей. Магнит ные поля уменьшают поток энергии идущий от недр светила к фотосфе ре, поэтому в месте их выхода на поверхность температура падает. Пятна холоднее окружающего их вещества примерно на 1500 К, а следовательно, и менее ярки. Вот почему на общем фоне они выглядят тёмными.

Солнечные пятна часто образуют группы из нескольких больших и малых пятен, и такие группы могут занимать значительные области на солнечном диске. Картина группы всё время меняется, пятна рождаются, растут и распадаются. Живут группы пятен долго, иногда на протяжении двух или трёх оборотов Солнца (период вращения Солнца составляет примерно 27 суток).

Факелы

Практически всегда пятна окружены яркими полями, которые называют факелами. Факелы горячее окружающей атмосферы примерно на 2000 К и имеют сложную ячеистую структуру. Величина каждой ячейки — около 30 тыс. километров. В центре диска контраст факелов очень мал, а ближе к краю увеличивается, так что лучше всего они заметны именно по краям. Факелы живут ещё дольше, чем пятна, иногда три-четыре месяца. Они не обязательно существуют вместе с пятнами, очень часто встречаются факельные поля, внутри которых пятна никогда не появляются. По-видимому, факелы тоже являются местами выхода магнитных полей в наружные слои Солнца, но эти поля слабее, чем в пятнах.

Количество пятен и факелов характеризует солнечную активность, максимумы которой повторяются через каждые 11 лет. В годы минимума на Солнце долгое время может не быть ни одного пятна, а в максимуме их число обычно измеряется десятками.

Источник

Факелы на солнце это

Структура факелов

Образование факелов

Особенности факелов

Ближе к центру факелы практически не видны, зато на лимбе солнечного диска они очень заметны. Эта особенность указывает на то, что на некотором уровне в фотосфере температура факелов отличается от температуры соседних факелов, расположенных в других областях, на 200–300 К. По сравнению же с температурой окружающей среды, температура факелов больше примерно на 2000 К. Как правило, факелы объединяются в факельные поля. Нередко встречаются факельные поля, в которых не появляются пятна. Таким образом можно сделать вывод, что в факелах не обязательно должны быть солнечные пятна. Продолжительность жизни солнечного факела составляет 3-4 месяца. Так же, как и количество пятен, количество факелов зависит от солнечной активности.

См. также

Это заготовка статьи по астрономии. Вы можете помочь проекту, дополнив её.


Структура
Атмосфера
Расширенная структура
Относящиеся к Солнцу феномены
Связанные темы

Для улучшения этой статьи желательно ? :

Отрывок, характеризующий Солнечный факел

Вперед его во двор проскакали адъютанты. Кутузов, нетерпеливо подталкивая свою лошадь, плывшую иноходью под его тяжестью, и беспрестанно кивая головой, прикладывал руку к бедой кавалергардской (с красным околышем и без козырька) фуражке, которая была на нем.

Факелы

Практически всегда пятна окружены яркими полями, которые называют факелами. Факелы горячее окружающей атмосферы примерно на 2000 К и имеют сложную ячеистую структуру.
личина каждой ячейки — около 30 тыс. километров. В центре диска контраст факелов очень мал, а ближе к краю увеличивается, так что лучше всего они заметны именно по краям. Факелы живут ещё дольше, чем пятна, иногда три-четыре месяца. Они не обязательно существуют вместе с пятнами, очень часто встречаются факельные поля, внутри которых пятна никогда не появляются. По-видимому, факелы тоже являются местами выхода магнитных полей в наружные слои Солнца, но эти поля слабее, чем в пятнах.

Главная Солнечная система Солнце Пятна и факелы Солнца

Пятна и факелы Солнца

Наиболее заметные детали на диске Солнца — солнечные пятна. Это более холодные участки солнечной поверхности, обладающие сильными магнитными полями. Пятна, в отличие от гранул, покрывающих всю поверхность Солнца, появляются только в определенных зонах от 5 до 40 градусов дуги по обе стороны солнечного экватора. Эти зоны иногда называют «королевскими зонами». Средняя широта образования пятен уменьшается в течение цикла солнечной активности таким образом, что в конце цикла пятна оказываются вблизи экватора. Когда в 1922 г. Маундер впервые изобразил эту зависимость «графически, он с удивлением заметил, что множество точек на координатной плоскости (гелиографическая широта — годы солнечного цикла) образовали фигуры, удивительно напоминающие бабочек. Гелиофизики стали называть эти фигуры «диаграммой бабочек» или «бабочками Маундера».

Некоторые большие пятна можно видеть невооруженным глазом через закопченное стекло. Известны сведения о наблюдениях пятен более 2000 лет тому назад из китайских летописей, хроник древнего Рима. Русские летописцы в XIV веке также отмечали появление пятен на Солнце. Первые научные исследования пятен начались с созданием первых телескопов в начале XVII века. Именно из наблюдений пятен было установлено вращение Солнца и определена его скорость. Этим занимался, в частности, Галилей. И в настоящее время гелиофизики широко используют пятна для изучения вращения Солнца.

Пятно обычно появляется на диске в виде маленькой (около 1000 км) темной поры размером в 2-4″. Чаще пятна зарождаются на солнечной поверхности группами. Мелкие пятна обычно живут несколько суток, развитые — 10-20 суток, самые большие — до 100 суток. Обычно пятно состоит из темного центрального ядра — тени со средним размером около 20 тыс. км с яркостью 20-30% от яркости окружающего фотосферного фона и более светлой полутени, окружающей тень. Диаметр полутени по внешнему периметру порядка 37 тыс. км, яркость — 75-80% относительно фона. Рядовое пятно занимает площадь около 350*10 -6 от видимой полусферы Солнца. Размеры гигантских пятен могут достигать в длину 150 тыс. км, а в ширину — 100 тыс. км. Общая площадь самой большой из наблюдавшихся групп пятен равнялась — 2*10 11 км 2 , что составляло 6*10 -4 долей полусферы Солнца, т. е. в 400 раз больше поверхности Земли.

Солнечные пятна кажутся темными лишь по контрасту с более яркой фотосферой. Тень пятна имеет сложную двухкомпонентную структуру, образованную относительно холодной средой с. вкраплениями более горячих элементов. Температура холодной составляющей примерно 4000 К, горячей, занимающей площадь 5-10% общей площади тени, — 5400 К. Самые темные участки имеют еще более низкую температуру — 3500 К.

В последние годы в тени солнечных пятен обнаружена неоднородность и довольно значительная активность, что проявляется в существовании тонкой структуры, отдельных ядер, более светлых образований размером до 300 км, точек, вспышек, движений. В полутени также наблюдаются светлые волокна, яркие «зерна», волны.

Из систематических многолетних наблюдений пятен астрономы сделали вывод, что в появлении пятен на солнечной поверхности существует определенная закономерность. Их число колеблется в течение 11-летнего цикла солнечной активности. За один цикл солнечной активности на Солнце появляется около 3 тыс. групп пятен.

Солнечные пятна имеют сильные магнитные поля напряженностью 2-5 тыс. э. «Чернота» пятен, т. е. уменьшение потока энергии, обусловлена, как считают в настоящее время гелиофизики, остановкой магнитным полем конвективных движений вещества фотосферы.

В начале века по доплеровскому сдвигу спектральных линий было установлено, что на уровне фотосферы имеет место истечение газа из пятна со скоростью около 2 км/сек. Впоследствии было обнаружено, что такое движение существует до высот 500-1 тыс. км над поверхностью Солнца, а затем с высоты 2 тыс. км в хромосфере наблюдается закрученное втекание газового вещества в пятно.

Однако до настоящего времени астрономам не удалось создать приемлемой теории происхождения и физического строения пятен, полностью соответствующей данным многочисленных наблюдений.

Пятна окружены более яркими факелами и факельными полями. Это долгоживущие образования, наблюдаемые либо в белом свете (ближе к краю Солнца), либо в лучах водорода и кальция. Факелы живут дольше, чем пятна, и обычно превосходят пятно по площади в 4-5 раз. Они ярче окружающей невозмущенной фотосферы в среднем на 10%, иногда на 40-45%, в редких случаях на 150 %.» Температура верхних слоев факела примерно на 300° К выше, чем фотосферы. Структура факелов и факельных площадок имеет гранулярный характер, причем гранулы размерами около 1 тыс. км имеют тенденцию соединяться в цепочки длиной до 50 тыс. км.

Живительные лучи Солнца являются источником тепла и света, а следовательно, и жизни на Земле. Но по мере развития науки было установлено, что этим роль Солнца далеко не ограничивается. Теперь уже хорошо известно, что солнечные пятна, факелы, протуберанцы вызывают повышение солнечной активности, от которой зависят магнитные бури, полярные сияния и ионосферные возмущения, влияющие на качество радиосвязи, телевизионных передач и т. д. От изменения солнечной деятельности часто зависят резкие колебания погоды. Вот почему за последние три столетия особенно возрос интерес к изучению солнечной активности — совокупности различных образований и явлений, происходящих в солнечной атмосфере. Длительные наблюдения Солнца позволили установить ряд важных закономерностей, свойственных этому небесному телу.

Оказалось, что при повышении солнечной активности, повторяющейся в среднем через 11 лет, происходят усиленная ультрафиолетовая радиация Солнца и выброс потоков солнечных частиц-корпускул, воздействующих на земную атмосферу. Поскольку отдельные слои солнечной атмосферы не являются изолированными друг от друга, то все существующие в них активные образования тесно связаны между собой. Изучению этих связей и выявлению новых закономерностей и посвящены наблюдения всех гелиофизиков. На видимой поверхности Солнца — фотосфере — даже невооруженным глазом легко можно увидеть темные образования. Особенно ясно они заметны при восходе и заходе Солнца или во время лесных и степных пожаров сквозь дымовую завесу. Это солнечные пятна. При поверхностном рассмотрении они кажутся самыми темными местами на Солнце. Объясняется это тем, что температура пятен на 1 000 — 1 500 градусов ниже температуры фотосферы. В области этих пятен движение вещества происходит со скоростью около одного — двух километров в секунду.

Пятна существуют на Солнце не постоянно: они то возникают, то исчезают вновь. Продолжительность их жизни колеблется от нескольких часов до нескольких месяцев. Обычно солнечные пятна наблюдаются не на всем диске Солнца, а только в двух довольно узких зонах, на расстоянии примерно от 5 до 40 градусов к югу и к северу от солнечного экватора. Перемещение их происходит примерно на 14 градусов за сутки, что отражает вращение Солнца вокруг своей оси. Но наблюдается и дополнительное движение по широте и долготе — собственное движение пятен. Как правило, пятна появляются группами. Число их в группах весьма различно и иногда доходит до ста. Размеры тоже колеблются в довольно широких пределах: от сотен до десятков и даже сотен тысяч километров. Весьма разнообразна и структура групп солнечных пятен. Вокруг таких групп, обычно ближе к краю диска. наблюдаются более яркие волокнистые образования. Это фотосферные факелы. Иногда встречаются факелы и без пятен. На пятнах были также обнаружены сильные магнитные поля.

Для характеристики солнечных пятен исследователи используют так называемое число Вольфа, которое определяет как количество пятен в группе, так и общее количество групп. Для каждой отдельной группы пятен оно равно десяти плюс количество пятен в самой группе. Вторым индексом солнечных пятен является их площадь, измеряемая в миллионных долях солнечного диска или полусферы. Для характеристики структуры групп солнечных пятен применяется классификация Вальдмайера. Изучение всех этих индексов дает возможность проследить за изменениями солнечной активности. Как уже отмечалось, солнечные пятна обладают сильными магнитными полями. Определение магнитного поля отдельных солнечных пятен позволяет судить о распределении его внутри групп пятен, что особенно важно при выявлении основных физических особенностей данного образования на Солнце.

Понравилась статья? Можете поддержать канал, если хотите — лайком, подпиской, или репостом в соцсетях.

Хотите еще больше интересных статей? Тогда вам СЮДА

Как устроены солнечные пятна?

В ноябре 2001 года учёные впервые увидели чёткую картину того, что находится под солнечными пятнами — водовороты плазмы, удерживающие солнечное пятно.

Новые исследования, выполненные на Солнечно-Гелиосфе́рной Обсерватории (Solar and Heliospheric Observatory, SOHO), углубят наши знания о штормовых областях на Солнце, в которых появляются пятна. Мощные взрывы, связанные с этими активными магнитными областями, часто влияют на высокотехнологические системы на Земле. Солнечные пятна привлекли внимание людей после наблюдений Галилео Галилея, противоре́чившим общему убеждению, что все небесные объекты безупречны. Солнечные пятна остаются загадочными поскольку, как это кажется на первый взгляд, они должны быстро исчезать. Вместо этого, они могут существовать неделями и более. Астрономы знают, что солнечные пятна — это области концентрации силовых линий магнитного поля. Нам известно, что одинаковые полюса́ магнитов отталкиваются друг от друга. Поэтому, вследствие сильных магнитных полей на Солнце, пятна должны быстро исчезать. В действительности, как показывают наблюдения, пятна существуют долго и именно вблизи этих точек вытекает нару́жу солнечное вещество. Alexander Kosovichev, Junwei Zhao и Thomas Duvall, использовав уникальные возможности SOHO, заглянули под поверхность солнечного пятна́ и впервые чётко увидели вещество, втека́ющее внутрь. Результаты работы опубликованы в журнале The Astrophysical Journal. «Мы обнаружили, что вытекающее вещество — это только поверхностное явление» — говорит Zhao. «Если Вы заглянете несколько глубже, Вы увидите вещество, втека́ющее внутрь, как в водовороте или урагане размером с планету. Эти потоки и удерживают вместе силовые линии магнитного поля».

Солнечные астрономы выяснили, что области с сильным магнитным полем под солнечным пятном препятствуют нормальному выходу энергии из горячих областей внутри Солнца, в результате чего вещество в пятнах имеет более низкую температуру и поэтому пятна выглядят тёмными. Однако более холодное вещество становится плотнее, что вызывает падение вещества внутрь со скоростью, согласно новым наблюдениям, до 3000 миль в час. Возникающие таким образом вихревые потоки и удерживают пятна от быстрого исчезновения. SOHO исследует области под поверхностью Солнца анализируя вызванные звуковыми волнами пульсации на его поверхности. Этот метод называется акустической томографией и он похож на ультразвуковую диагностику в медицине, когда звуковые волны используются для изображения структур внутри человеческого тела.

Наблюдения астрономов за пятнами в телескоп позволяет сделать вывод, что число их в разные годы бывает различным. Год, когда пятен особенно много, называется годом максимума пятен. Затем число их с каждым годом уменьшается, и лет через шесть они почти совсем пропадают. Наступает год минимума пятен. В следующие годы количество пятен опять увеличивается, а сами пятна становятся всё крупнее, и лет через пять вновь наступает год максимума. Так это повторяется в среднем через каждые 11 лет, но иногда промежутки бывают меньше и больше (от 8 до 15 лет). После минимума появляются новые пятна — обычно на высоких широтах Солнца, а затем на всё более низких.

Источник

➤