слънчевата активност
Слънчевата активност. Активната зона на слънцето - (AO) - комбинация от промяна на структурните звена в ограничена зона на слънчевата атмосфера, свързани с усилване в него от магнитните полета стойности от 10-20 до няколко (4-5) хиляди Оерстед. В видима светлина, най-забележителен структурна образуването на активната област са тъмни, строго определена петна от слънчева светлина, който често образува цяла група. Обикновено, сред множество от повече или по-малко фини петна два основни образуване на биполярно група на петна с обратна полярност магнитни полета в него. Отделните петна и цялата група обикновено заобиколени от ярки деликатен, подобно на окото структури - факли. Тук, на магнитното поле да достигне стойности от десетки oersteds. В бяла светлина факли най-добре видими на ръба на слънчевия диск, обаче, силни спектрални линии (особено водород, йонизиран калций, и др. Елементи), както и в много ултравиолетови и рентгенови спектрални области, те са много по-ярки и заемат голяма площ. Дължината на активната област до няколко стотици хиляди километри, както и времето на живот - от няколко дни до няколко месеца. Като правило, те могат да бъдат наблюдавани в почти всички диапазони на слънчевата електромагнитния спектър от рентгенова, ултравиолетовата и видимата светлина за инфрачервена и радио вълни. На ръба на слънчевия диск, активната зона се вижда от страната, над нея, в слънчевата корона в линиите на емисиите често се наблюдава издатини - огромен плазмените "облак" странни форми. От време на време в активната област е внезапна експлозия на плазмата - слънчевите изригвания. Те генерират силно йонизиращо лъчение (главно X) и проникваща радиация (енергични елементарни частици, електрони и протони). Високи плазмени корпускулярни потоци променят структурата на слънчевата корона. Когато Земята получава в поток, той се деформира магнитосферата и магнитна буря се случи. Йонизиращо лъчение оказва силно влияние върху условията в горните слоеве на атмосферата и да се създаде смущения в йоносферата. Възможно влияние върху много други физични явления (вж. Раздел на слънчево-земните връзки).
Първите наблюдения на слънчевите петна.
петна - понякога дори и на Слънцето с черни точки невъоръжено око може да се види през стъклото мрачно. Това е най-забележимо в картонената формирането пряко наблюдаваните слоеве на слънчевата атмосфера. Доклади на слънчевите петна, понякога се наблюдават през мъгла или дим от пожари са открити в древните хроники и летописи. Например, най-ранното споменаване на "черните обекти" в Слънцето в Nikon Chronicle отнасят за 1365 и 1371 г. Първите телескопични наблюдения в началото на 17 век. Бяхме почти едновременно независимо извършва от Галилео Галилей в Италия, Йохан Holdsmitom в Холандия, Кристоф Шайнер в Германия и Томас Harriot в Англия. С много добри атмосферни условия в снимката на слънцето понякога може да се види не само фината структура на слънчевите петна, но ярък и деликатната зона около тях - факли са най-видими в края на слънчевия диск. В този случай, ясно е, че, за разлика от идеален източник на замърсяване (например, бял гипс топка равномерно осветено от всички страни), в края на слънчевия диск се появява по-тъмен. Това означава, че слънцето не е твърда повърхност с яркост, равна във всички посоки. слънчева диск крайник потъмняване на причина в природата външен газ, охлажда слоеве, в които температурата, както и в по-дълбоките слоеве, продължава да намалява навън. На ръба на слънчевия диск лъч пресича високи и ниски слоеве от атмосферата, излъчващи значително по-малко енергия.
Galileo на слънчевите петна.
Наблюденията на слънчевите петна.
Общият брой на петна и групи, образувани от тях се променя бавно в продължение на определен период от време (цикъл) в продължение на 8 до 15 години (средна възраст 10-11 години). Важно е, че наличието на петна по слънцето влияе магнитното поле на Земята. Вижда се, Gorrebovym през 18-ти век. и сега е известно, че слънчевата активност е свързана с толкова много земни явления, така че изследването на слънчево-земните връзки са много важни за практическия живот. Ето защо е необходимо непрекъснато и постоянно наблюдение на Слънцето, които често се затруднява от лошото време и липсата на мрежа от специални обсерватории. Ясно е, че дори по-скромен любителски наблюдения, но направени внимателно и добре описани (с времето, мястото и т.н.) могат да бъдат полезни за международните доклади за данни слънчевата активност (вж. Solar Геофизичния данни). В допълнение, забележка на един любител на това място, може да срещнете наблюдател на откриването на нов, по-рано незабелязано връзка с каквото и земно явление е специфично за това място. Всеки любител на вашия телескоп може да се определи най-известният индекс на слънчевата активност - (. Кръстена на немския астроном, който го въвежда в средата на 19-ти век), съотнесено слънчевите петна брой Wolf. За определяне на Wolff номер необходимо да се изчисли колко изображението се вижда Sun отделни места, а след това се добавя към получения брой десет пъти на броя на групите, които те представляват. Очевидно е, че този резултат изчисление е силно зависим от много причини, вариращи от размера на инструмент, качеството на изображението, на която е силно повлияна от времето, за изкуството и бдителност наблюдателя. Ето защо, всеки зрител задължително се основава на сравнението на тяхното продължително наблюдение с конвенционални данни за оценка на средния коефициент, с който той трябва да се размножават си оценка Wolf номера на средно резултати са получени по конвенционален мащаб. Резюме на обичайните стойности могат да бъдат намерени Wolf номера (W), например, в слънчеви данни Bulletin. публикуван от Пулковската обсерватория в София.
Свързани статии