Пятна солнце темные потому что

Откуда на Солнце пятна?

Читали ли вы когда-нибудь рассказ А.П. Чехова «Письмо к учёному соседу»? В числе прочего автор того самого письма пишет:

«Вы сочинили и напечатали в своем умном сочинении, что будто бы на самом величайшем светиле, на Солнце, есть черные пятнушки. Этого не может быть, потому что этого не может быть никогда. Как Вы могли видеть на Солнце пятны, если на Солнце нельзя глядеть простыми человеческими глазами, и для чего на нем пятны, если и без них можно обойтиться? Из какого мокрого тела сделаны эти самые пятны, если они не сгорают?»

Что ж, вынуждены с автором письма согласиться: в ясную погоду на Солнце невооружённым взглядом смотреть категорически нельзя. Французский физик Жозеф Плато в 1829 году поставил на себе «опыт» – глядел на Солнце невооружённым взглядом, «сколько хватит сил». В итоге он ослеп (по счастью, всего лишь на несколько недель, но глаза у него сильно болели до самой смерти).

А вот во всём остальном отставной урядник неправ целиком и полностью. Первым сведениям о наблюдениях пятен на Солнце почти 3000 лет. В древней китайской «Книге Перемен» современные учёные прочли следующие фразы: «На Солнце видно [доу]» и «На Солнце видно [мэй]». Слова [доу] и [мэй] написаны значками, которые подразумевают значение «затемнение», «помрачение».

В IV веке до нашей эры древнегреческий учёный Теофраст в своей книге «О признаках погоды», пишет: «если на Солнце при восходе виден чёрный знак, или если оно восходит из облаков, будет дождь». А в книге «Всемирная хронология» («Chronicon ex chronicis»), написанной английским хронистом Иоанном Вустерским в XII веке есть даже иллюстрация, которую сопровождает следующий латинский текст:

«В третий год Лотаря, императора римлян, на двадцать восьмом году Генриха, короля Английского, во второй год 470-й олимпиады, седьмого индикта, на двадцать пятую луну, в субботу, 8 декабря, с утра и до вечера [видны] два чёрных шарика против Солнца. Первый был в верхней части и больше, второй в нижней и меньше, и каждый друг против друга, как показано на картинке».

Итак, о чёрных пятнах на Солнце учёным известно уже очень давно; однако что именно они из себя представляют – вот тут астрономы не могли придти к общему мнению вплоть до второй половины XIX века.

Кто-то считал пятна планетами, которые вращаются вокруг Солнца, кто-то – «дырками» в огненных облаках Солнца, под которыми находится твёрдая холодная поверхность. Ближе всех к правде оказались те, кто считал пятна «островами посреди огненного моря».

Солнечные пятна в поперечнике достигают сотен тысяч километров, то есть они во много раз больше нашей планеты. А тёмными эти пятна кажутся на фоне раскалённой до 5700 градусов солнечной фотосферы. Например, если посмотреть через светофильтр на яркую электрическую лампочку на фоне диска Солнца, то спираль лампочки будет угольно-чёрной.

Современные исследования раскрыли природу солнечных пятен – это «ошибки», «флуктуации» магнитного поля Солнца. Линии магнитного поля искривляются и образуют петлю, мощнейшее магнитное поле заставляет солнечное вещество двигаться медленнее, в результате чего оно «остывает». Сперва образуется крохотная (по астрономическим меркам крохотная, где-то с тысячу километров) чёрная точка – как говорят учёные, «пора». Затем эта пора начинает медленно расти, и постепенно может превратиться в колоссальных размеров тёмное пятно. Когда на Солнце нет пятен – значит, Солнце «спокойное»; чем больше пятен на поверхности нашего светила – тем более оно активно, тем выше вероятность вспышек, вызывающих на Земле магнитные бури.

Источник

Почему солнечные пятна кажутся темными?

Солнечные пятна, такие как эта, выглядят темными:

Типичные солнечные пятна имеют темную область (umbra), окруженную более светлой областью, полутенью. В то время как солнечные пятна имеют температуру около 6300 ° F (3482,2 ° C), поверхность солнца, которая их окружает, имеет температуру 10000 ° F (5537,8 ° C).

Солнечные пятна на самом деле являются областями солнечной поверхности, где магнитное поле Солнца концентрируется в 1000 раз. Ученые пока не знают, как это происходит. Магнитные поля создают давление, и это давление может привести к тому, что газ внутри пятна будет находиться в равновесии с газом вне пятна . но при более низкой температуре. Солнечные пятна на самом деле на несколько тысяч градусов холоднее, чем поверхность Солнца с 5770 К (5496,8 ° С), и содержат газы при температуре от 3000 до 4000 К (2726,9 — 3726,8 ° С). Они темны только в отличие от гораздо более горячей солнечной поверхности. Если бы вы положили солнечное пятно на ночное небо, оно бы светилось ярче, чем полная луна, с малиново-оранжевым цветом!

Солнечные пятна являются областями интенсивной магической активности, как видно на этом изображении:

Вы можете видеть, как материал растягивается в пряди.

Что касается причины, она круче, чем остальная поверхность:

Хотя детали генерации солнечных пятен до сих пор остаются предметом исследований, кажется, что солнечные пятна являются видимыми аналогами трубок с магнитным потоком в конвективной зоне Солнца, которые «закручиваются» дифференциальным вращением . Если напряжение на трубках достигает определенного предела, они свернуты, как резиновая полоса, и пробивают поверхность Солнца. Конвекция тормозится в точках прокола; поток энергии изнутри Солнца уменьшается; и с этим температура поверхности.

В целом солнечные пятна кажутся темными, потому что они темнее окружающей поверхности . Они темнее, потому что они круче, и они круче из-за сильных магнитных полей в них.

Источник

Пятна на Солнце

Со́лнечные пя́тна — тёмные области на Солнце, температура которых понижена примерно на 1500 К по сравнению с окружающими участками фотосферы. Наблюдаются на диске Солнца (с помощью оптических приборов, а в случае крупных пятен — и невооружённым глазом) в виде тёмных пятен. Солнечные пятна являются областями выхода в фотосферу сильных (до нескольких тысяч гауссов) магнитных полей. Потемнение фотосферы в пятнах обусловлено подавлением магнитным полем конвективных движений вещества и, как следствие, снижением потока переноса тепловой энергии в этих областях.

Количество пятен на Солнце (и связанное с ним число Вольфа) — один из главных показателей солнечной магнитной активности.

На более холодных звёздах (класса K и холоднее) наблюдаются пятна намного большей площади, чем на Солнце. [1]

Содержание

Возникновение

Пятна возникают в результате возмущений отдельных участков магнитного поля Солнца. В начале этого процесса пучок магнитных линий «прорывается» сквозь фотосферу в область короны и тормозит конвекционное движение плазмы в грануляционных ячейках, препятствуя в этих местах переносу энергии из внутренних областей наружу. Первым в этом месте возникает факел, чуть позже и западнее – маленькая точка, называемая пора, размером несколько тысяч километров. В течение нескольких часов величина магнитной индукции растет (при начальных значениях 0,1 тесла), и размер и количество пор увеличивается. Они сливаются друг с другом и формируют одно или несколько пятен. В период наибольшей активности пятен величина магнитной индукции может достигать 0,4 тесла.

Срок существования пятен достигает нескольких месяцев, то есть отдельные пятна могут наблюдаться в течение нескольких оборотов Солнца вокруг себя. Именно этот факт (движение наблюдаемых пятен вдоль солнечного диска) послужил основой для доказательства вращения Солнца и позволил провести первые измерения периода обращения Солнца вокруг своей оси.

Пятна обычно формируются группами, однако иногда возникает одиночное пятно, живущее всего несколько дней, или два пятна, с направленными из одного в другое магнитными линиями.

Первое возникшее в такой двойной группе называется P-пятно (англ. preceding) старейшее – F-пятно (англ. following).

Только половина пятен живут больше двух дней, и всего десятая часть переживает 11-дневный порог

Группы пятен всегда вытягиваются параллельно солнечному экватору.

Свойства

Средняя температура поверхности Солнца около 6000 С (эффективная температура – 5770 К, температура излучения – 6050 К). Центральная, самая темная, область пятен имеет температуру всего около 4000 С, наружные области пятен, граничащие с нормальной поверхностью, — от 5000 до 5500 С. Несмотря на то, что температура пятен ниже, их вещество все равно излучает свет, хоть и в меньшей степени, чем остальная поверхность. Именно из-за этой разницы температур при наблюдении и возникает ощущение, что пятна темные, почти черные, хотя на самом деле они тоже светятся, однако их свечение теряется на фоне более яркого солнечного диска.

Пятна – области наибольшей активности на Солнце. В случае, если пятен много, то существует высокая вероятность того, что произойдет пересоединение магнитных линий – линии, проходящие внутри одной группы пятен, рекомбинируют с линиями из другой группы пятен, имеющими противоположную полярность. Видимым результатом этого процесса является солнечная вспышка. Всплеск излучения, достигая Земли, вызывает сильные возмущения ее магнитного поля, нарушает работу спутников и даже оказывает влияние на расположенные на планете объекты. Благодаря нарушениям магнитного поля увеличивается вероятность возникновения северных сияний в низких географических широтах. Ионосфера Земли также подвержена флуктуациям солнечной активности, что проявляется в изменении распространения коротких радиоволн.

В годы, когда пятен на солнце мало, размер Солнца уменьшается на 0,1%. Годы в промежутке между 1645 и 1715 (минимум Маундера), известны глобальным похолоданием, и называют малым ледниковым периодом.

Классификация

Пятна классифицируют в зависимости от срока жизни, размера, расположения.

Стадии развития

Локальное усиление магнитного поля, как было сказано выше, тормозит движение плазмы в конвекционных ячейках, тем самым замедляя вынос тепла на поверхность Солнца. Охлаждение затронутых этим процессом гранул (примерно на 1000 С) приводит к их потемнению и формированию единичного пятна. Некоторые из них исчезают через несколько дней. Другие развиваются в биполярные группы из двух пятен, магнитные линии в которых имеют противоположную полярность. Из них могут сформироваться группы из множества пятен, которые в случае дальнейшего увеличения области полутени объединяют до сотни пятен, достигая размеров в сотни тысяч километров. После этого происходит медленное (в течение нескольких недель или месяцев) снижение активности пятен и уменьшение их размеров до маленьких двойных или одинарных точек.

Самые крупные группы пятен всегда имеют связанную группу в другом полушарии (северном или южном). Магнитные линии в таких случаях выходят из пятен в одном полушарии и входят в пятна в другом.

Цикличность

Солнечный цикл связан с частотой появления пятен, их активностью и сроком жизни. Один цикл охватывает примерно 11 лет. В периоды минимума активности пятен на Солнце очень мало или нет вообще, в то время как в период максимума их может наблюдаться несколько сотен. В конце каждого цикла полярность солнечного магнитного поля меняется на противоположную, поэтому правильнее говорить о 22-летнем солнечном цикле.

Длительность цикла

11 лет – приблизительный промежуток времени. Хотя в среднем он длится 11,04 года, бывают циклы длиной от 9 до 14 лет. Средние значения также меняются на протяжении столетий. Так, в 20 веке средняя длина цикла составила 10,2 года. Минимум Маундера (наряду с другими минимумами активности) говорят, что возможно увеличение цикла до порядка в сотню лет. По анализам изотопа Be 10 в гренландских льдах получены данные, что за последние 10000 лет было более 20 таких долгих минимумов.

Длина цикла непостоянна. Швейцарский астроном Макс Вальдмайер утверждал, что переход от минимума к максимуму солнечной активности происходит тем быстрее, чем больше максимальное количество солнечных пятен, зарегистрированное в этом цикле.

Начало и конец цикла

В прошлом началом цикла считался момент, когда солнечная активность пребывала в точке своего минимума. Благодаря современным методам измерений стало возможно определять изменение полярности солнечного магнитного поля, поэтому сейчас за начало цикла принимают момент изменения полярности пятен.

Циклы идентифицируются по порядковому номеру, начиная с первого, отмеченного в 1749 Johann Rudolf Wolfом. Текущий цикл (апрель 2009) имеет номер 24.

В 19 веке и приблизительно до 1970 года существовала догадка, что существует периодичность изменения максимального количества солнечных пятен. Эти 80-летние циклы (с наименьшими максимумами пятен в 1800-1840 и 1890-1920 гг.) в настоящее время связывают с процессами конвекции. Другие гипотезы говорят о существовании еще больших, 400-летних циклов.

Литература

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 Корональные дыры · Корональные петли · Корональные выбросы массы · Солнечное затмение · Солнечные пятна · Солнечный факел · Гранулы · Волны Моуртона · Протуберанец · Солнечная радиация (Солнечные вариации) · Спикулы · Супергрануляция · Солнечный ветер · Солнечная вспышка Относящиеся темы Солнечная система · Солнечное динамо Спектральный класс: G2