| Ультрафиолетовое изображение активного Солнца
|
Серия изображений Солнца 23 июля 2004 г.
Следующие 6 изображений Солнца показывают, как меняется структура солнечной
атмосферы при продвижении вверх от фотосферы, через хромосферу, переходный слой
в корону и солнечный ветер. Указаны основные видимые структуры и верхние
значения их температур. АО – активные области Солнца.
|
| ФОТОСФЕРА, Т = 6500 К .
видны факелы и группы пятен |
| λ = 304 Å, He II, Т = 80 000 К . видны хромосферная сетка,
яркие флоккулы и волокна |
| λ = 171 Å, Fe IX, X,
T = 1 300 000 K .
переходный слой хромосфера/корона,АО, корональные дыры |
| λ = 195 Å, Fe XII,
Т = 1 600 000 К. видна структура спокойной короны |
| λ = 284 Å, Fe XV, T = 2 000 000 K
Видна структура активных областей в короне:
яркие поля флоккулов, яркие рентгеновские точки и дуги.
|
| Внешняя корона и солнечный ветер
(.mpeg) |
| Эволюция АО за полоборота Солнца 10 – 24 декабря 1999 г.
( кино - mpeg )
|
| Регулярные наблюдения АО на Солнце
Прохождение большой группы солнечных пятен через центральный меридиан Солнца.
С орбитальной солнечной обсерватории SOHO ведутся непрерывные наблюдения
активных областей (АО) на Солнце.
| Параметры АО
Протяженности АО достигают нескольких сотен тысяч километров, а время жизни – от
нескольких дней до нескольких месяцев. Как правило, их можно наблюдать практически
во всех диапазонах солнечного электро-магнитного спектра
от рентгеновских, ультрафиолетовых и видимых лучей до инфракрасных и радио волн.
|
|
СОЛНЕЧНЫЕ ПЯТНА И ФЛОККУЛЫ
В видимом свете наиболее заметным структурным образованием АО являются темные,
резко очерченные солнечные пятна, часто образующие целые группы. Обычно среди
множества более или менее мелких пятен выделяются два крупных, образующих
биполярную группу с противоположной полярностью магнитного поля и его
напряженностью в несколько тысяч эрстед.
|
|
Открытие солнечных пятен
Теофраст из Афин 370 – 290 до н.э.
Китай, хроники (с 28 г. до н.э. по 1638 г. н.э.).
Эйнгард «Жизнь Карла Великого», (около 807 г.). |
Ибн Рушд (1200 г.).
Ипатьевская летопись (1365 и 1371 гг.).
Г. Каррара (1450 г.).
Телескопические наблюдения 1611 г.:
И. Гольдшмидт, Г. Галилей, Х. Шейнер, Т. Гарриот. |
| Галилео Галилей. 1564 – 1642 .
Открытия: Пятна принадлежат Солнцу и возникают вблизи экватора (1610).
Период вращения Солнца почти месяц (1611).
Обнаружил группы пятен и изменения в них.
Доказал, что тени пятен ярче светлых мест на Луне.
|
| Галилео Галилей «Описания и
доказательства, относящиеся к солнечным пятнам, .Рим, 1613»
Зарисовки групп пятен Галилея август 1611 г. |
 |
СОЛНЕЧНЫЕ ПЯТНА В видимом свете
наиболее заметным
структурным образованием АО являются темные, резко очерченные солнечные пятна,
часто образующие целые группы. Обычно среди множества более или менее мелких пятен
выделяются два крупных, образующих биполярную группу с противоположной
полярностью магнитного поля и его напряженностью в несколько тысяч эрстед. |
| Структура пятна
Пятна
возникают в виде темных межгранульных
пор (см. надпись и стрелку на рис. слева) размером несколько тысяч км. Тень развитого
большого пятна имеет диаметр десятки тыс. км и яркость в 5 – 10 раз меньше, чем
окружающая фотосфера. Тень пятна окружена радиальной структурой полутени.
|
Яркость пятна B в 7 раз меньше фотосферной,
излучение равновесное.
Найти температуру можно по формуле Стефана-Больцмана:
B = σT4, постоянная
Больцмана σ = 5.67·10-8 Вт/(м2·с). |

| Движения в полутени пятна
(.mpeg) |
| Большое пятно, пересеченное «мостами»
Тонкая структура полутени и светлые мосты |

| Физические свойства пятна
Солнечные пятна – места выхода сильного магнитного
поля (2-4)·103 эрстед в фотосферу.
Температура тени
(3-4)·103 К.
В полутени – вертикальные движения плазмы со скоростями до 6 км/с,
впервые обнаруженные английским астрономом Эвершедом в 1909 г.
По осям отложены размеры в миллионах км (в мегаметрах, Мм). |
Структура полутени пятна |
|
Основной индекс солнечной активности
Директор обсерватории в Цюрихе Р. Вольф подробно
изучил ранние данные наблюдений пятен на
Солнце и организовал дальнейшую систематическую их регистрацию.
Он ввел для характеристики пятнообразовательной деятельности Солнца специальный индекс W,
пропорциональный сумме f + 10g , где f – количество всех отдельных пятен,
замеченных на диске Солнца, а g – число образованных ими групп :\
W=k(f + 10g).
Впоследствии этот индекс стали называть относительными числами Вольфа. Коэффициент
k учитывает качество наблюдений и позволяет различные наблюдения свести в общую
систему.
Общепринята цюрихская система, организованная самим Вольфом. Оказалось, что
чередование максимумов и минимумов ряда чисел Вольфа происходит не строго периодично,
а циклично через интервалы времени колеблющиеся от восьми до пятнадцати лет.
|

| Трехмерная структура и конвекция в пятне
по результатам гелиосейсмологии
На этом кадре представлена пространственная структура движений
и распределение температуры в пятне которую удалось восстановить методами гелиосейсмологии.
Сначала структура пятна показана так, как она видна на Солнце. Затем картина разворачивается
в пространстве и видна структура «сбоку». Она представляет собою как бы два этажа –
«горячий» нижний (выделено красным) и «холодный» верхний (синим), в которых происходит
циркуляция плазмы. (.mpeg) |
Структура и движение плазмы в пятне (mpg) |
|
| МАГНИТНЫЕ ПОЛЯ АО
Магнитные поля Солнечных пятен входят в структуру общего
магнитного поля Солнца. Пространственная картина поля теоретически рассчитывается на
основании магнитограмм, получаемых при помощи специальных спектральных приборов
магнитографов, которые регистрируют фотосферные поля (см. след. кадр). Слева представлена
3-х мерная картина силовых линий магнитного поля, вычисленная на основании поля плоских
магнитов, расположенных на
плоскости, имитируя наблюдаемое распределение поля в АО. |

| Магнитограмма Солнца 21.10.2003 г.
Магнитограмма активного Солнца, белые (S) и черные (N)
области различные полярности нескольких групп пятен. Серый фон слабые поля спокойной атмосферы.
|
|
Развитие магнитных полей
с 10.03 по 15.04 1998 г. (mpeg)
|

| Магнитная структура АО
Биполярная область магнитного поля на уровне хромосферы а и
фотосферы b обладает сложной горизонтальной структурой с и вертикальной d,
рассчитанными по магнитограммам.
|
|
Восстановление силовых линий
магнитного поля Солнца по магнитограммам |
|
| ПРОЯВЛЕНИЯ АКТИВНОСТИ В ХРОМОСФЕРЕ И КОРОНЕ
|
Факелы и флоккулы

|
На уровне фотосферы, в белом свете, отдельные пятна
и вся группа обычно окружены яркими ажурными, похожими
на сетку структурами – факелами. Здесь магнитные поля достигают значений в десятки
эрстед. Их контраст растет к краю диска Солнца, где факелы лучше всего заметны
(в центре они почти не видны). Зато выше, в хромосфере, в сильных
спектральных линиях (особенно водорода, ионизованного кальция и др. элементов),
а также в далекой ультрафиолетовой и рентгеновской областях спектра,
факелы значительно ярче, больше по площади и называются флоккулами.
| АО с факелами на краю диска Солнца
|

| Флоккулы и протуберанцы.в линии Hα водорода
Над фотосферными факелами наблюдаются их продолжения в хромосферу,
имеющие сходную структуру и называемые флоккулами (от латинского флоккулис – маленький клочок,
пушинка, на рисунке – белые пятна). На лимбе видны облака хромосферного вещества в короне –
протуберанцы (выступы вверху на лимбе). В проекции на диск они выглядят темными узкими волокнами.
Эти проявления солнечной активности в хромосфере хорошо заметны на диске
Солнца при наблюдении в спектральных линиях водорода, гелия, кальция и других элементов.
| и в линии ионизованного гелия
|
| Типы протуберанцев
Протуберанцы отличаются большим разнообразием форм.
Выделяют спокойные (медленные изменения) и активные (эруптивные, взрывные).
Часто они отличаются наличием заметных внутренних движений при сохранении общей
формы, которую используют как определение: серджи (выбросы), петли,
корональные облака и дожди, торнадо, фонтаны, деревья и т. д.
|
Стог сена (mpg)

| Большой спокойный протуберанец

| Фонтан (.gif)
| Эруптивный
протуберанец

|
|
| СОЛНЕЧНЫЕ ВСПЫШКИ |
Возникновение вспышек
В хорошо развитой активной области иногда внезапно происходит
взрыв небольшого объема солнечной плазмы. Это наиболее мощное проявление
солнечной активности называется солнечной вспышкой. Оно возникает в области
изменения полярности магнитного поля, где в малой области пространства
«сталкиваются» сильные противоположно направленные магнитные поля, в результате
чего существенно меняется их структура. Обычно солнечная
вспышка характеризуется быстрым увеличением яркости и площади (за несколько минут у
быстрых явлений и до часа у медленных) и более медленным спадом (20 – 100 минут).
Наблюдение вспышек
Впервые вспышку в белом свете 1 сентября 1859 г. независимо наблюдали в Англии
Кэррингтон и Ходжсон. Наблюдать солнечные вспышки легче всего в красной линии водорода,
излучаемой хромосферой. В радиодиапазоне усиление радио яркости в активных областях
бывает настолько велико, что полный поток энергии радиоволн, идущих от всего Солнца,
возрастает в десятки и даже многие тысячи раз. Эти явления называются всплесками
радиоизлучения Солнца.
Роль магнитного поля
При усилении напряженности магнитного поля (МП) в некоторой области хромосферы или короны
(например за счет всплывания из конвективной зоны нового магнитного потока) изменяется
картина распределения магнитных силовых линий (топология поля). В областях сближения
старого и нового МП, где «встречаются» силовые линии, противоположные по направлению, но
одинаковые по величине, можно предположить, что возникают нейтральные точки и линии, где
МП обращается в нуль. В их окрестности должны перераспределяться потоки МП и меняться
общая их структура. В особых случаях накопления значительных энергий МП это
изменение может приводить к состоянию неустойчивости, индуцированию больших
электрических токов и быстрым выделением тепловой энергии. В целом процесс
напоминает сильный взрыв, сопровождающийся ускорением частиц плазмы до высоких
энергий, а также выбросом облаков
плазмы, выбрасываемых в межпланетное пространство со скоростями в тысячи км/c. |
Картина вспышки в хромосфере (слева) и короне
|
|

| Эволюция активных областей с 10 по 26 декабря 1999 г.
|
Энерговыделение вспышек
Выделение энергии вспышек возникает в результате состояний неустойчивости, приводящих к
почти мгновенному взрывному процессу, соизмеримому по энергии с миллиардами ядерных
взрывов. Все явление длится от нескольких минут до нескольких десятков минут, за которые
выделяется от 1025 до 1026 Дж (1031 – 1032 эрг) в виде энергичного выброса плазмы и потока
солнечных космических лучей, а также электромагнитного излучения всех диапазонов – от
рентгеновского и гамма-излучения до метровых радиоволн.
Жесткое ультрафиолетовое и рентгеновское излучения от вспышек изменяют состояние
земной атмосферы, вызывая магнитные возмущения, которые оказывают существенное воздействие на всю
атмосферу Земли, обуславливая многие геофизические, биологические и другие явления. |
Энергия процессов, происходящих во время вспышек
Излучения: энергия в эргах
гамма λ < 0.01 нм 10 25
λ < 0.01 - 10 нм 1024 – 10 26
λ < 10 - 300 нм 1029 – 10 31
видимое 1026 – 10 31
радио 1022 – 10 24
Быстрые частицы:
электроны (> 20 кэВ) 1027 – 10 31
протоны (> 20 МэВ) bsp; 10 31
движения и выбросы СМЕ 1029 – 10 32
| Баллы мощности вспышек
Оптические баллы вспышек обозначаются буквами
и цифрами перед буквой, характеризующими площадь вспышки:
субвспышки S
слабые вспышки, F (faint)
яркие B (bright)
нормальные N (normal)
Примеры:S, 3B, 2F …
Рентгеновские баллы вспышек
оценивают по максимальному
потоку в диапазоне 1 – 8 ?:
С1–С9(1–9) 10–3 эрг/(см2 с)
М1 – M9 (1 – 9) ?10 –2 эрг/(см2 с)
X1–Х17… 10–1 эрг/(см2 с)
|
Электромагнитное и корпускулярное
излучение вспышек
Во время вспышки возрастает излучение практически во всех диапазонах спектра. В видимой
области это увеличение сравнительно невелико: у самых мощных вспышек, наблюдаемых даже в
белом свете на фоне яркой фотосферы, оно составляет не более полутора – двух раз. Зато в
далекой ультрафиолетовой и рентгеновской областях спектра и, особенно, в радиодиапазоне
на метровых волнах это увеличение очень велико. Иногда наблюдаются всплески гамма лучей.
Примерно половина общей энергии вспышки уносится мощными выбросами плазменного вещества,
которое проходит через солнечную корону и достигает орбиты Земли в виде корпускулярных
потоков, взаимодействующих с земной магнитосферой, что приводит к появлению полярных
сияний и магнитным бурям. |