Cosa sono quelle macchie scure al sole? Macchie scure al sole

sostanze e, di conseguenza, una diminuzione del flusso di trasferimento di energia termica in queste aree.

Il numero di macchie solari (e il numero di Wolf associato) è uno dei principali indicatori dell'attività magnetica solare.

Storia dello studio

Le prime segnalazioni di macchie solari risalgono all'800 a.C. e. in Cina .

Schizzi di macchie dalla cronaca di Giovanni di Worcester

Le macchie furono disegnate per la prima volta nel 1128 nella cronaca di Giovanni di Worcester.

La prima menzione conosciuta delle macchie solari nella letteratura russa antica si trova nella Cronaca Nikon, in documenti risalenti alla seconda metà del XIV secolo:

c'era un segno nel cielo, il sole era come sangue e in esso i luoghi erano neri

c'era un segno nel sole, i luoghi erano neri nel sole, come chiodi, e l'oscurità era grande

Le prime ricerche si concentrarono sulla natura delle macchie e sul loro comportamento. Nonostante la natura fisica delle macchie sia rimasta poco chiara fino al XX secolo, le osservazioni continuarono. Nel 19° secolo esisteva già una serie di osservazioni delle macchie solari sufficientemente lunga da poter notare variazioni periodiche nell'attività solare. Nel 1845, D. Henry e S. Alexander (ing. S. Alessandro) dell'Università di Princeton hanno condotto osservazioni del Sole utilizzando uno speciale termometro (en:thermopile) e hanno determinato che l'intensità della radiazione delle macchie solari, rispetto alle regioni circostanti del Sole, è ridotta.

Emergenza

Le macchie sorgono come risultato di disturbi nelle singole sezioni del campo magnetico del Sole. All’inizio di questo processo, i tubi del campo magnetico “sfondano” la fotosfera nella regione della corona, e il forte campo sopprime il movimento convettivo del plasma nei granuli, impedendo in questi luoghi il trasferimento di energia dalle regioni interne verso l’esterno. . Innanzitutto, una torcia appare in questo luogo, un po 'più tardi e ad ovest, un piccolo punto chiamato è tempo, di diverse migliaia di chilometri. Nel corso di diverse ore, l'entità dell'induzione magnetica aumenta (ai valori iniziali di 0,1 Tesla), aumenta la dimensione e il numero dei pori. Si fondono tra loro e formano uno o più punti. Durante il periodo di maggiore attività delle macchie solari, il valore dell'induzione magnetica può raggiungere 0,4 Tesla.

La durata della vita delle macchie raggiunge diversi mesi, cioè è possibile osservare singoli gruppi di macchie durante diverse rivoluzioni del Sole. Fu questo fatto (il movimento delle macchie osservate lungo il disco solare) che servì come base per dimostrare la rotazione del Sole e permise di effettuare le prime misurazioni del periodo di rivoluzione del Sole attorno al suo asse.

Le macchie di solito si formano in gruppi, ma a volte appare una macchia unica che dura solo pochi giorni, o un gruppo bipolare: due macchie di diversa polarità magnetica, collegate da linee di campo magnetico. Il punto occidentale in un tale gruppo bipolare è chiamato "principale", "testa" o "punto P" (dall'inglese precedente), quello orientale - "schiavo", "coda" o "punto F" (dall'inglese seguente ).

Solo la metà degli spot vive per più di due giorni e solo un decimo vive per più di 11 giorni.

All'inizio del ciclo di 11 anni dell'attività solare, le macchie solari compaiono alle alte latitudini eliografiche (nell'ordine di ±25-30°), e con il progredire del ciclo, le macchie migrano verso l'equatore solare, raggiungendo latitudini di ±5 -10° a fine ciclo. Questo modello è chiamato “legge di Spoerer”.

I gruppi di macchie solari sono orientati approssimativamente parallelamente all’equatore solare, ma c’è una certa inclinazione dell’asse del gruppo rispetto all’equatore, che tende ad aumentare per i gruppi situati più lontano dall’equatore (la cosiddetta “legge di Joy”).

Proprietà

La fotosfera solare nella regione in cui si trova la macchia solare si trova a circa 500-700 km più in profondità rispetto al limite superiore della fotosfera circostante. Questo fenomeno è chiamato “depressione wilsoniana”.

Le macchie solari sono le aree di maggiore attività sul Sole. Se ci sono molti punti, allora c'è un'alta probabilità che si verifichi la riconnessione delle linee magnetiche: le linee che passano all'interno di un gruppo di punti si ricombinano con le linee di un altro gruppo di punti che hanno la polarità opposta. Il risultato visibile di questo processo è un brillamento solare. Un'esplosione di radiazioni che raggiunge la Terra provoca forti disturbi nel suo campo magnetico, interrompe il funzionamento dei satelliti e colpisce persino gli oggetti situati sul pianeta. A causa dei disturbi nel campo magnetico terrestre, aumenta la probabilità che l'aurora boreale si verifichi a basse latitudini. La ionosfera terrestre è anche soggetta a fluttuazioni dell'attività solare, che si manifestano in cambiamenti nella propagazione delle onde radio corte.

Classificazione

I punti sono classificati in base alla loro durata, dimensione e posizione.

Fasi di sviluppo

Il rafforzamento locale del campo magnetico, come accennato in precedenza, rallenta il movimento del plasma nelle celle di convezione, rallentando così il trasferimento di calore alla fotosfera del Sole. Il raffreddamento dei granuli interessati da questo processo (di circa 1000°C) porta al loro imbrunimento e alla formazione di un'unica macchia. Alcuni di loro scompaiono dopo pochi giorni. Altri si sviluppano in gruppi bipolari di due punti, le cui linee magnetiche hanno polarità opposte. Possono formare gruppi di molte macchie che, se l'area aumenta ulteriormente, penombra combinare fino a centinaia di punti, raggiungendo dimensioni di centinaia di migliaia di chilometri. Successivamente si verifica una lenta diminuzione (nell'arco di diverse settimane o mesi) dell'attività delle macchie e una riduzione della loro dimensione in piccoli punti doppi o singoli.

I gruppi più grandi di macchie solari hanno sempre un gruppo collegato nell'altro emisfero (nord o sud). In questi casi, le linee magnetiche emergono dai punti di un emisfero ed entrano nei punti dell’altro.

Dimensioni dei gruppi spot

La dimensione di un gruppo di macchie è solitamente caratterizzata dalla sua estensione geometrica, nonché dal numero di macchie in esso incluse e dalla loro area totale.

Possono esserci da uno a un centinaio e mezzo o più punti in un gruppo. Le aree dei gruppi, che convenientemente si misurano in milionesimi dell'area dell'emisfero solare (m.s.p.), variano da diversi m.s.s. fino a diverse migliaia di m.s.p.

L'area massima per l'intero periodo di osservazioni continue dei gruppi di macchie solari (dal 1874 al 2012) è stata il gruppo n. 1488603 (secondo il catalogo di Greenwich), apparso sul disco solare il 30 marzo 1947, al massimo del 18° Ciclo di 11 anni di attività solare. Entro l'8 aprile, la sua superficie totale raggiunse 6132 m.s.f. (1,87·10 10 km², ovvero più di 36 volte la superficie del globo). Al suo apice, questo gruppo era costituito da più di 170 macchie solari individuali.

Ciclicità

Il ciclo solare è associato alla frequenza delle macchie solari, alla loro attività e alla durata della vita. Un ciclo copre circa 11 anni. Durante i periodi di minima attività ci sono pochissime o nessuna macchia solare sul Sole, mentre durante i periodi di massima possono essercene diverse centinaia. Alla fine di ogni ciclo, la polarità del campo magnetico solare viene invertita, per cui è più corretto parlare di un ciclo solare di 22 anni.

Durata del ciclo

Sebbene il ciclo medio di attività solare duri circa 11 anni, ci sono cicli che vanno dai 9 ai 14 anni. Anche le medie cambiano nel corso dei secoli. Pertanto, nel XX secolo, la durata media del ciclo era di 10,2 anni.

La forma del ciclo non è costante. L'astronomo svizzero Max Waldmeier ha sostenuto che il passaggio dall'attività solare minima a quella massima avviene tanto più velocemente quanto maggiore è il numero massimo di macchie solari registrate in questo ciclo (la cosiddetta “regola di Waldmeier”).

Inizio e fine del ciclo

In passato, l'inizio del ciclo era considerato il momento in cui l'attività solare era al suo punto minimo. Grazie ai moderni metodi di misurazione, è diventato possibile determinare il cambiamento nella polarità del campo magnetico solare, quindi ora il momento del cambiamento nella polarità delle macchie solari viene considerato l'inizio del ciclo. [ ]

La numerazione dei cicli è stata proposta da R. Wolf. Il primo ciclo, secondo questa numerazione, ebbe inizio nel 1749. Nel 2009 è iniziato il 24° ciclo solare.

• Dati dell'ultima riga - previsione

Esiste una periodicità di cambiamenti nel numero massimo di macchie solari con un periodo caratteristico di circa 100 anni (“ciclo secolare”). Gli ultimi minimi di questo ciclo si sono verificati intorno al 1800-1840 e al 1890-1920. Si presuppone l'esistenza di cicli di durata ancora più lunga.

DOMANDA N. 114. Cosa presagiscono le macchie scure sul Sole, perché compaiono e a cosa servono? La loro assenza significa l’imminente inizio di un’era glaciale sul pianeta?

Sul sito web “Universo” del 16 maggio 2017, gli scienziati hanno annunciato un fenomeno insolito sul Sole al link:

“Gli scienziati della NASA hanno riferito che tutte le macchie sono scomparse dalla superficie del Sole. Per il terzo giorno consecutivo non è stato trovato un solo granello. Ciò causa seria preoccupazione tra gli esperti.

Secondo gli scienziati della NASA, se la situazione non cambia presto, gli abitanti della Terra dovrebbero prepararsi al forte freddo. La scomparsa delle macchie solari minaccia l’umanità con l’inizio di un’era glaciale. Gli esperti sono fiduciosi che i cambiamenti nell'aspetto del Sole possano indicare una diminuzione significativa dell'attività dell'unica stella del sistema solare, che alla fine porterà ad una diminuzione globale della temperatura sul pianeta Terra. Fenomeni simili si verificarono nel periodo dal 1310 al 1370 e dal 1645 al 1725, nello stesso periodo si registrarono periodi di raffreddamento globale o le cosiddette Piccole Ere Glaciali.

Secondo le osservazioni degli scienziati, all'inizio del 2017 è stata registrata una purezza sorprendente sul Sole, il disco solare è rimasto immacolato per 32 giorni; Il Sole è rimasto immacolato esattamente per lo stesso periodo dell'anno scorso. Tali fenomeni minacciano che la potenza della radiazione ultravioletta diminuisca, il che significa che gli strati superiori dell'atmosfera vengono scaricati. Ciò porterà al fatto che tutti i detriti spaziali si accumuleranno nell'atmosfera e non bruceranno come sempre accade. Alcuni scienziati ritengono che la Terra stia iniziando a congelare."

Ecco come appariva il Sole senza macchie scure all'inizio del 2017.

Non c'erano macchie solari sul Sole nel 2014 - 1 giorno, nel 2015 - 0 giorni, per 2 mesi all'inizio del 2017 - 32 giorni.

Cosa significa? Perché le macchie scompaiono?

Un Sole limpido segna l’avvicinarsi del minimo dell’attività solare. Il ciclo delle macchie solari è come un pendolo, che oscilla avanti e indietro con un periodo di 11-12 anni. In questo momento il pendolo è vicino a un numero basso di macchie solari. Gli esperti prevedono che il ciclo toccherà il fondo nel 2019-2020. Da adesso fino ad allora vedremo il Sole assolutamente incontaminato molte altre volte. Inizialmente i periodi senza macchie verranno misurati in giorni, successivamente in settimane e mesi. La scienza non ha ancora una spiegazione completa per questo fenomeno.

Qual è il ciclo di 11 anni dell'attività solare?

Il ciclo di undici anni è un ciclo marcato di attività solare, che dura circa 11 anni. È caratterizzato da un aumento abbastanza rapido (circa 4 anni) del numero di macchie solari, e poi da una diminuzione più lenta (circa 7 anni). La durata del ciclo non è strettamente pari a 11 anni: nei secoli XVIII-XX era di 7-17 anni e nel XX secolo era di circa 10,5 anni.

È noto che il livello di attività solare cambia costantemente. Le macchie scure, il loro aspetto e il loro numero sono strettamente correlati a questo fenomeno e un ciclo può variare da 9 a 14 anni e il livello di attività cambia costantemente di secolo in secolo. Pertanto, potrebbero esserci periodi di calma in cui praticamente non ci sono macchie per più di un anno. Ma può accadere anche il contrario quando il loro numero è considerato anomalo. Nell'ottobre del 1957 si contavano 254 macchie scure sul Sole, il massimo fino ad oggi.

La domanda più intrigante è: da dove viene l’attività solare e come spiegare le sue caratteristiche?

È noto che il fattore determinante nell'attività solare è il campo magnetico. Per rispondere a questa domanda, sono già stati fatti i primi passi verso la costruzione di una teoria scientificamente fondata in grado di spiegare tutte le caratteristiche osservate dell'attività della grande stella.

La scienza ha anche stabilito che sono le macchie scure a provocare i brillamenti solari, che possono avere un forte impatto sul campo magnetico terrestre. Le macchie scure hanno una temperatura bassa rispetto alla fotosfera del Sole - circa 3500 gradi C e rappresentano proprio le aree attraverso le quali i campi magnetici raggiungono la superficie, fenomeno chiamato attività magnetica. Se ci sono pochi punti, questo è chiamato periodo tranquillo e quando ce ne sono molti, tale periodo verrà chiamato attivo.

In media, la temperatura del Sole sulla superficie raggiunge i 6000 gradi. C. Le macchie solari durano da un paio di giorni a diverse settimane. Ma gruppi di macchie possono rimanere nella fotosfera per mesi. Le dimensioni delle macchie solari, così come il loro numero in gruppi, possono essere molto diverse.

I dati sulle attività solari passate sono disponibili per lo studio, ma è improbabile che siano l'assistente più affidabile per prevedere il futuro, perché la natura del Sole è molto imprevedibile.

Impatto sul pianeta. I fenomeni magnetici sul Sole interagiscono strettamente con la nostra vita quotidiana. La Terra è costantemente attaccata da varie radiazioni provenienti dal Sole. Il pianeta è protetto dai loro effetti distruttivi dalla magnetosfera e dall'atmosfera. Ma sfortunatamente non sono in grado di resistergli completamente. I satelliti potrebbero essere disattivati, le comunicazioni radio potrebbero essere interrotte e gli astronauti potrebbero essere esposti a maggiori pericoli. Dosi elevate di radiazioni ultraviolette e raggi X provenienti dal Sole possono essere pericolose per il pianeta, soprattutto in presenza di buchi dell’ozono nell’atmosfera. Nel febbraio 1956 si verificò il brillamento più potente sul Sole con il rilascio di un'enorme nube di plasma più grande di un pianeta ad una velocità di 1000 km/sec.

Inoltre, le radiazioni influenzano i cambiamenti climatici e persino l’aspetto di una persona. Esistono macchie solari sul corpo che appaiono sotto l'influenza della radiazione ultravioletta. Questo problema non è stato ancora adeguatamente studiato, così come l'influenza delle macchie solari sulla vita quotidiana delle persone. Un altro fenomeno che dipende dai disturbi magnetici è l'aurora boreale.

Le tempeste magnetiche nell'atmosfera del pianeta sono diventate una delle conseguenze più famose dell'attività solare. Rappresentano un altro campo magnetico esterno attorno alla Terra, parallelo a quello costante. Gli scienziati moderni associano addirittura l’aumento della mortalità, così come l’esacerbazione delle malattie del sistema cardiovascolare, alla comparsa di questo stesso campo magnetico”.

Ecco alcune informazioni sui parametri del Sole: diametro - 1 milione. 390 mila km, composizione chimica idrogeno (75%) ed elio (25%), massa - 2x10 alla 27a potenza di tonnellate, che rappresenta il 99,8% della massa di tutti i pianeti e oggetti nel sistema solare, ogni secondo nelle reazioni termonucleari Il sole brucia 600 milioni di tonnellate di idrogeno, trasformandolo in elio, ed emette 4 milioni di tonnellate della sua massa nello spazio sotto forma di radiazione. Nel volume del Sole puoi posizionare 1 milione di pianeti come la Terra e ci sarà ancora spazio libero. La distanza dalla Terra al Sole è di 150 milioni di km. La sua età è di circa 5 miliardi di anni.

Risposta:

L’articolo n. 46 di questa sezione del sito riporta informazioni sconosciute alla scienza: “Non esiste un reattore termonucleare al centro del Sole; lì c’è un buco bianco, che riceve fino alla metà dell’energia per il Sole dal buco nero; al centro della Galassia attraverso i portali dei canali spazio-temporali. Le reazioni termonucleari, che producono solo circa la metà dell'energia spesa dal Sole, si verificano localmente negli strati esterni dei neutrini e dei gusci di neutroni. Le macchie scure sulla superficie del Sole sono buchi neri attraverso i quali l’energia proveniente dal centro della Galassia entra nel centro della tua stella”.

Quasi tutte le stelle delle Galassie che hanno sistemi planetari sono collegate da canali energetici spaziali invisibili con enormi buchi neri al centro delle Galassie.

Questi buchi neri galattici hanno canali energetici spaziali con sistemi stellari e sono la base energetica delle galassie e dell'intero Universo. Alimentano le stelle dei sistemi planetari con l'energia accumulata, ricevuta dalla materia che hanno assorbito al centro delle Galassie. Il buco nero al centro della nostra Via Lattea ha una massa pari a 4 milioni di masse solari. L'approvvigionamento energetico delle stelle da un buco nero avviene secondo calcoli stabiliti per ciascun sistema stellare in termini di periodo e potenza.

Ciò è necessario affinché la stella brilli sempre con la stessa intensità per milioni di anni senza attenuazione per poter condurre esperimenti CC continui in ciascun sistema stellare. Il buco nero al centro della Galassia recupera fino al 50% di tutta l'energia spesa dal Sole per emettere fino a 4 milioni di tonnellate della sua massa ogni secondo sotto forma di radiazione. Il Sole crea la stessa quantità di energia attraverso le sue reazioni termonucleari sulla superficie.

Pertanto, quando una stella è collegata ai canali energetici di un buco nero dal centro della Galassia, sulla superficie del Sole si forma il numero richiesto di buchi neri, che ricevono energia e la trasmettono al centro della stella.

Al centro del Sole c'è un buco nero che riceve energia dalla sua superficie; la scienza chiama tali buchi bianchi; La comparsa delle macchie scure sul Sole - i buchi neri - è il periodo in cui la stella si collega alla ricarica proveniente dai canali energetici della Galassia e non è un presagio di un futuro raffreddamento globale o di un’era glaciale sulla Terra, come suggeriscono gli scienziati. Affinché si possa verificare un raffreddamento globale del pianeta, la temperatura media annuale deve scendere di 3 gradi, il che potrebbe portare alla formazione di ghiaccio nel Nord Europa, in Russia e nei paesi scandinavi. Ma secondo le osservazioni e il monitoraggio degli scienziati Negli ultimi 50 anni, la temperatura media annuale del pianeta non è cambiata.

Anche il valore medio annuo della radiazione ultravioletta solare si è mantenuto su livelli normali. Durante un periodo di attività solare, in presenza di macchie scure sul Sole, l'attività magnetica della stella aumenta (tempeste magnetiche) entro i valori massimi di tutti i cicli di 11 anni passati. Il fatto è che l'energia del buco nero dal centro della Galassia, che arriva ai buchi neri del Sole, ha magnetismo. Pertanto, durante il periodo con macchie scure, la sostanza sulla superficie della fotosfera solare viene attivata dal campo magnetico di queste macchie sotto forma di emissioni, archi e protuberanze, fenomeno chiamato aumento dell'attività solare.

Le cupe ipotesi degli scienziati sul prossimo periodo di raffreddamento globale del pianeta sono insostenibili a causa della mancanza di informazioni affidabili sul Sole. Il raffreddamento globale o le piccole ere glaciali nel II millennio d.C., indicate all'inizio dell'articolo, si sono verificate secondo il piano degli esperimenti climatici sulla Terra da parte dei nostri Creatori e Osservatori, e non a causa di fallimenti casuali sotto forma di un lungo periodo assenza di macchie scure sul Sole.

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Torce

I granuli sono piccoli elementi (circa 1000 km di dimensione), simili a cellule di forma irregolare, che, come un reticolo, ricoprono l'intera fotosfera del Sole, ad eccezione di macchie solari. Questi elementi superficiali sono la parte superiore delle cellule convettive che penetrano in profondità nel Sole. Al centro di queste cellule, la materia calda sale dagli strati interni del Sole, poi si diffonde orizzontalmente sulla superficie, si raffredda e affonda ai confini esterni scuri della cellula. I singoli granuli non durano a lungo, solo circa 20 minuti. Di conseguenza, la rete di granulazione cambia costantemente aspetto. Questo cambiamento è chiaramente visibile nel filmato (MPEG 470 kB), ottenuto dallo Swedish Vacuum Solar Telescope. I flussi all'interno dei granuli possono raggiungere velocità supersoniche superiori a 7 km al secondo e produrre “boom” sonici che portano alla formazione di onde sulla superficie del Sole.

Supergranuli

I supergranuli hanno natura convettiva simile a quella dei granuli ordinari, ma hanno dimensioni notevolmente maggiori (circa 35.000 km). A differenza dei granuli, che sono visibili con l'occhio normale sulla fotosfera, i supergranuli si rivelano molto spesso grazie all'effetto Doppler, secondo il quale la radiazione proveniente dalla materia che si muove verso di noi viene spostata lungo l'asse della lunghezza d'onda verso il lato blu, e la radiazione proveniente dalla materia che si muove verso di noi viene spostata lungo l'asse della lunghezza d'onda verso il lato blu. da noi, si sposta sul lato rosso. Anche i supergranuli ricoprono l'intera superficie del Sole e sono in continua evoluzione. I singoli supergranuli possono vivere uno o due giorni e avere una velocità media del flusso di circa 0,5 km al secondo. I flussi convettivi di plasma all'interno dei supergranuli rastrellano le linee del campo magnetico fino ai bordi della cellula, dove questo campo forma una griglia cromosferica.

Come, ad esempio, a metà del millennio scorso. Ogni abitante del nostro pianeta è consapevole che sulla principale fonte di calore e luce sono presenti piccoli oscuramenti difficilmente visibili senza appositi accorgimenti. Ma non tutti sanno che sono loro che possono influenzare notevolmente il campo magnetico terrestre.

Definizione

In termini semplici, le macchie solari sono aree scure che si formano sulla superficie del Sole. È un errore credere che non emettano luce intensa, ma rispetto al resto della fotosfera sono infatti molto più scure. La loro caratteristica principale è la bassa temperatura. Pertanto, le macchie solari sul Sole sono circa 1.500 Kelvin più fredde rispetto ad altre aree circostanti. Esse infatti rappresentano proprio le zone attraverso le quali i campi magnetici raggiungono la superficie. Grazie a questo fenomeno, possiamo parlare di un processo come l'attività magnetica. Di conseguenza, se ci sono pochi punti, questo è chiamato periodo tranquillo e quando ce ne sono molti, tale periodo verrà chiamato attivo. Durante quest'ultima, il bagliore del Sole è leggermente più luminoso a causa delle fiaccole e dei flocculi posti attorno alle zone buie.

Studiando

L'osservazione delle macchie solari va avanti da molto tempo, le sue radici risalgono all'era aC. Così, Teofrasto d'Aquino nel IV secolo a.C. e. ne menziona l'esistenza nelle sue opere. Il primo schizzo di oscuramento sulla superficie della stella principale fu scoperto nel 1128, appartiene a John Worchester. Inoltre, nelle antiche opere russe del XIV secolo, vengono menzionate le inclusioni solari nere. La scienza iniziò a studiarli rapidamente nel 1600. La maggior parte degli scienziati di quel periodo aderiva alla versione secondo cui le macchie solari erano pianeti che si muovevano attorno all'asse del Sole. Ma dopo che Galileo inventò il telescopio, questo mito fu sfatato. Fu il primo a scoprire che le macchie solari sono parte integrante della struttura solare stessa. Questo evento ha dato origine a una potente ondata di ricerche e osservazioni che da allora non si sono fermate. Lo studio moderno stupisce l'immaginazione con le sue dimensioni. Nel corso di 400 anni, i progressi in quest'area sono diventati evidenti e ora l'Osservatorio reale belga conta il numero di macchie solari, ma la rivelazione di tutti gli aspetti di questo fenomeno cosmico è ancora in corso.

Aspetto

Anche a scuola ai bambini viene insegnata l'esistenza di un campo magnetico, ma di solito viene menzionata solo la componente poloidale. Ma la teoria delle macchie solari prevede lo studio anche dell'elemento toroidale, naturalmente parliamo già del campo magnetico del Sole; Non può essere calcolato vicino alla Terra, poiché non appare in superficie. La situazione è diversa con il corpo celeste. In determinate condizioni, il tubo magnetico fluttua attraverso la fotosfera. Come avrai intuito, questa emissione provoca la formazione di macchie solari sulla superficie. Molto spesso ciò accade in massa, motivo per cui sono più comuni gli accumuli di macchie di gruppo.

Proprietà

In media arriva a 6000 K, mentre per gli spot si arriva a circa 4000 K. Ciò però non impedisce loro di produrre comunque una potente quantità di luce. Le macchie solari e le regioni attive, cioè i gruppi di macchie solari, hanno vite diverse. I primi vivono da un paio di giorni a diverse settimane. Ma questi ultimi sono molto più tenaci e possono rimanere nella fotosfera per mesi. Per quanto riguarda la struttura di ogni singolo spot, sembra essere complessa. La sua parte centrale è chiamata ombra, che appare monocromatica. A sua volta è circondato dalla penombra, caratterizzata dalla sua variabilità. Come risultato del contatto del plasma freddo e del plasma magnetico, su di esso si notano vibrazioni della sostanza. Le dimensioni delle macchie solari, così come il loro numero in gruppi, possono essere molto diverse.

Cicli di attività solare

Tutti sanno che il livello cambia costantemente. Questa situazione ha portato alla nascita del concetto di ciclo di 11 anni. Le macchie solari, il loro aspetto e il loro numero sono strettamente legati a questo fenomeno. Tuttavia, questa questione rimane controversa, poiché un ciclo può variare da 9 a 14 anni e il livello di attività cambia costantemente di secolo in secolo. Pertanto, potrebbero esserci periodi di una sorta di calma, quando praticamente non ci sono punti per più di un anno. Ma può accadere anche il contrario quando il loro numero è considerato anomalo. In precedenza, il conto alla rovescia dell'inizio del ciclo iniziava dal momento dell'attività solare minima. Ma con l'avvento delle tecnologie migliorate, il calcolo inizia dal momento in cui cambia la polarità dei punti. I dati sulle attività solari passate sono disponibili per lo studio, ma è improbabile che siano l'assistente più affidabile per prevedere il futuro, perché la natura del Sole è molto imprevedibile.

Impatto sul pianeta

Non è un segreto che il Sole interagisca strettamente con la nostra vita quotidiana. La terra è costantemente sotto attacco da parte di vari agenti irritanti esterni. Il pianeta è protetto dai loro effetti distruttivi dalla magnetosfera e dall'atmosfera. Ma sfortunatamente non sono in grado di resistergli completamente. Pertanto, i satelliti possono essere disattivati, le comunicazioni radio vengono interrotte e gli astronauti sono esposti a un pericolo maggiore. Inoltre, le radiazioni influenzano i cambiamenti climatici e persino l’aspetto di una persona. Esistono macchie solari sul corpo che appaiono sotto l'influenza della radiazione ultravioletta.

Questo problema non è stato ancora adeguatamente studiato, così come l'influenza delle macchie solari sulla vita quotidiana delle persone. Un altro fenomeno che dipende dai disturbi magnetici può essere chiamato Le tempeste magnetiche sono diventate una delle conseguenze più famose dell'attività solare. Rappresentano un altro campo esterno attorno alla Terra, parallelo a quello costante. Gli scienziati moderni associano addirittura l'aumento della mortalità, così come l'esacerbazione delle malattie del sistema cardiovascolare, alla comparsa di questo stesso campo magnetico. E tra la gente cominciò gradualmente a trasformarsi in superstizione.

Per comprendere la natura fisica dei processi che avvengono sul Sole, è importante stabilire le ragioni della temperatura più bassa delle macchie solari rispetto alla fotosfera, il ruolo dei fenomeni magnetici nel loro sviluppo ed esistenza, e il meccanismo delle 11 (22 ) ciclicità annuale dell'attività solare.

Tabella 6. Modello delle macchie solari secondo Mischar (1953). In ogni doppia colonna, la prima si riferisce alla fotosfera, la seconda alle macchie solari. La pressione è espressa in dine/cm2. I valori incerti vengono posti tra parentesi. L'argomento selezionato è la profondità ottica a .

La temperatura delle macchie, come accennato in precedenza, è significativamente inferiore alla temperatura della fotosfera, il che è confermato dalla loro relativa oscurità e da un grado di ionizzazione ed eccitazione molto inferiore, come risulta dai loro spettri. Una diminuzione del numero di elettroni nelle macchie provoca una diminuzione dell'opacità della materia solare (principalmente a causa di una forte diminuzione del numero di ioni). Pertanto, nelle macchie solari “guardiamo” a profondità geometriche maggiori rispetto alla fotosfera. Tuttavia, queste profondità sono ancora estremamente insignificanti, come si può vedere dalla Tabella 6.

Pertanto, tenendo conto dell'effetto Wilson, la macchia visibile può essere paragonata ad una placca poco profonda. È molto difficile risalire alla profondità della macchia, poiché dipende dalla distribuzione del campo magnetico con la profondità. Infatti, come si può vedere dalla Tabella 6, la pressione allo stesso livello nella macchia è circa dyne/cm2 (circa 0,2 atm) inferiore a quella della vicina fotosfera. L'equilibrio può essere mantenuto solo con una pressione aggiuntiva creata dal campo magnetico [vedi. § 2, formula (2.26)]. La pressione è uguale e questo valore sarà uguale a dynes/cm2 se . Questo è esattamente il campo magnetico tipico del livello superiore delle macchie solari. Le seguenti caratteristiche numeriche sono tipiche di una macchia solare media:

A causa dei movimenti su larga scala nella fotosfera solare e al di sotto di essa, il decadimento dei campi magnetici sul Sole procede in modo estremamente lento (ci vogliono centinaia di anni). Per questo motivo, le regioni attive del Sole hanno una lunga esistenza e i campi magnetici affondano in profondità nella fotosfera o galleggiano sulla sua superficie. In prossimità della superficie, dove la densità della sostanza diventa bassa, la condizione di uguaglianza dell'energia cinetica e dell'energia del campo magnetico viene violata a favore di quest'ultima, e la convezione viene fortemente soppressa, mentre normalmente i flussi convettivi portano con sé calore. Inoltre, a livello subfotosferico delle macchie solari, è vietato anche l’afflusso di calore convettivo dalla periferia, poiché scorre attraverso le linee del campo magnetico. È la mancanza di convezione che causa la bassa temperatura degli spot. Tuttavia, questo non è l’unico motivo. È anche possibile che il calore venga portato via dall'ombra dalle onde magnetoidrodinamiche.

I campi magnetici esistenti da lungo tempo sul Sole sono apparentemente associati all'esistenza di grandi movimenti di circolazione nella zona convettiva del Sole fino a una profondità di diverse decine di migliaia di chilometri, derivanti dalla disomogeneità della rotazione solare. La circolazione del plasma genera vortici magnetici e quando vengono in superficie compaiono gruppi bipolari, semplici o complessi, la cui espressione visibile diventa macchie (Fig. 40). Allo stesso tempo, ci sono molti di questi vortici sul Sole su diversi meridiani. Probabilmente, durante il ciclo essi si spostano verso l'equatore, mentre ai poli sorgono nuovi vortici che sostituiscono quelli vecchi. Naturalmente la direzione dei vortici è diversa nei due emisferi. La velocità con cui i grandi vortici scendono verso l'equatore determina la durata del ciclo di attività solare.

Il ciclo di 22 anni rimane poco chiaro. Naturalmente, le linee del campo magnetico si estendono ben oltre la superficie del Sole, nella cromosfera e nella corona, ma devono essere trasportate da determinate masse di materia. Vedremo inoltre segni dell'interferenza delle forze magnetiche nei processi cromosferici e coronali.

Riso. 40. Regioni magnetiche sul Sole (diagramma)

Piccoli campi magnetici, come quelli che esistono alla periferia delle macchie solari, invece di sopprimere la convezione, la potenziano. Ciò avviene perché un campo debole, pur non potendo interferire con la convezione energetica, sopprime una turbolenza relativamente debole e quindi riduce la viscosità del gas, che accelera i movimenti convettivi. Emergendo negli strati superiori della fotosfera, il flusso di calore in eccesso dovuto alla convezione riscalda il gas, e quindi si osservano torce attorno alle macchie, e sopra le torce si osservano flocculi, calcio e idrogeno. Il confine dei flocculi di calcio determina generalmente il confine della regione attiva, mentre i flocculi di idrogeno sono affollati più vicino al punto - dove il campo magnetico è leggermente più forte: 10-15 Oe. È possibile che la forma ad anello del “rigonfiamento Le linee del campo magnetico (Fig. 41) determinano l'avanzamento dei flussi di gas (lungo le linee del campo), che è coerente con il fenomeno dell'afflusso di materia nella macchia ad alta quota osservato utilizzando velocità radiali.

Riso. 41. Uscita del campo magnetico sulla superficie del Sole (diagramma)

Sebbene nelle regioni inattive del Sole il campo magnetico abbia un'intensità di 1-2 Oe, in alcuni piccoli luoghi può raggiungere 100 Oe. Negli stessi luoghi della fotosfera si osservano poi piccoli nodi luminosi.

Una temperatura superiore a quella circostante, insieme al campo magnetico, genera un eccesso di pressione sulla materia circostante, per cui il nodo deve dissiparsi rapidamente, e per la sua lunga esistenza è necessario un afflusso di gas dall'esterno, che può verificarsi se la base del nodo nella fotosfera è più fredda e la pressione è inferiore rispetto all'ambiente.

Un quadro più dettagliato dei movimenti orizzontali a diversi livelli dell'atmosfera solare in connessione con la struttura fine dei campi magnetici è fornito da osservazioni spettroeliografiche modificate utilizzando il metodo Layton. Questo metodo consiste nell'ottenere simultaneamente immagini spettroeliografiche su larga scala di un'area del Sole priva di macchie solari nei raggi delle ali a lunghezza d'onda corta e lunga di una o dell'altra riga spettrale. Come accennato in precedenza (p. 47), allontanandosi dal centro della linea, osserviamo strati sempre più profondi dell'atmosfera solare, mentre le ali destra e sinistra della linea corrispondono in un caso principalmente ad avvicinamento, e nell'altro a masse gassose in allontanamento. Un confronto tra i due spettroeliogrammi rivela flussi sulla superficie del Sole che si muovono verso e lontano dall'osservatore. Si è scoperto che sono localizzati all'interno di celle con un diametro di circa 30mila km, per cui in ciascuna cella avviene un movimento sistematico di masse di gas dal centro alla periferia. Queste cellule sono chiamate supergranuli. Sono molto più durevoli dei normali pellet, con una durata media di 40 ore. Hanno una forma angolare, simile ai poligoni.

La supergranulazione riflette il fenomeno della convezione sul Sole su scala molto più ampia della granulazione, coprendo non solo vaste aree, ma anche grandi profondità. Secondo le condizioni di osservazione (nelle ali di varie linee), è possibile tracciare questa convezione solo negli strati superiori della fotosfera solare. La rete cellulare osservata negli spettroeliogrammi appartiene già alla cromosfera superiore e non coincide con la rete di supergranulazione. Al contrario, il fenomeno dei granuli osservato in luce integrale si riferisce a profondità leggermente maggiori rispetto alle regioni di supergranulazione osservate. Ma sia secondo la distribuzione delle velocità nei supergranuli che studiando il movimento dei singoli granuli, tutti i movimenti del plasma solare vanno ai confini dei supergranuli, portando con sé il campo magnetico. Qui, incontrando un flusso simile di un supergranulo vicino, il plasma va più in profondità, garantendone una circolazione costante. Il campo magnetico rimane (poiché il plasma si muove lungo le linee di forza), e qui la sua forza raggiunge valori di diverse decine e persino centinaia di oersted, e negli angoli delle cellule anche fino a 1,5-2mila oersted, come può essere visto dalle osservazioni dell'effetto Zeeman. Pertanto ogni supergranulo ha una barriera magnetica che lo limita e lo protegge. Ma in più il confine del supergranulo ha una temperatura più alta del suo centro, di circa il 2-4%, che deriva dall'aumento della luminosità di quelle linee spettrali che si intensificano nei punti, cioè linee a bassa eccitazione. Un aumento della luminosità delle righe indica una diminuzione del numero di atomi assorbenti, che in questo caso avviene a causa di un aumento dell'eccitazione o della ionizzazione.

Si presume che nelle profondità della fotosfera i supergranuli si fondano parzialmente, poiché, ad eccezione degli angoli delle cellule, le pareti dei supergranuli rappresentano una barriera magnetica piuttosto debole con crescente densità di gas.

L'influenza della struttura di supergranulazione si estende verso l'alto. Osservati in prossimità del bordo solare, i supergranuli coincidono con le cellule delle facole. Qui nella fotosfera solo in questo caso è visibile la supergranulazione. Al contrario, nella cromosfera, la supergranulazione si manifesta come una rete di flocculi, che appare chiaramente negli spettroeliogrammi nei raggi del CaII K. Questa rete è chiaramente visibile anche nelle fotografie transatmosferiche del Sole nei raggi delle linee ultraviolette elencate a p. . 72, che emette sopra la cromosfera nello strato di transizione, ma scompare nei raggi delle linee coronali, come la linea . C'è da pensare che i campi magnetici dei supergranuli che li delimitano si estendono anche fin qui. Solo alle quote coronali acquistano un aspetto ordinato: le linee magnetiche corrono radialmente, definendo i canali lungo i quali si muovono gli elettroni conduttori di calore. Il loro movimento è così limitato, la conduttività termica dello strato di transizione diminuisce e il suo spessore diventa maggiore che in assenza di campo. Naturalmente, tutto quanto sopra si applica alla cromosfera e alla corona tranquille.