Plamy słoneczne Flara na słońcu. Co dzieje się ze słońcem

Żadna żywa istota nie będzie rosła bez światła słonecznego. Wszystko uschnie, zwłaszcza rośliny. Nawet zasoby naturalne - węgiel, gaz ziemny, ropa naftowa - są rodzajem energii słonecznej, która została zdeponowana w rezerwie. Dowodzi tego węgiel nagromadzony w nich przez rośliny. Według naukowców wszelkie zmiany w produkcji energii słonecznej nieuchronnie pociągają za sobą zmianę klimatu na Ziemi. Co wiemy o tych zmianach? Czym są plamy, błyski i jakie są ich konsekwencje dla nas?

Źródło życia

Gwiazda o nazwie Słońce jest naszym źródłem ciepła i energii. Dzięki tej oprawie życie utrzymuje się na Ziemi. Wiemy więcej o Słońcu niż o jakiejkolwiek innej gwieździe. Jest to zrozumiałe, ponieważ jesteśmy częścią Układu Słonecznego, a my jesteśmy tylko 150 milionów kilometrów od nas.

Dla naukowców o dużym zainteresowaniu są plamy, które powstają, rozwijają się i znikają, a nowe pojawiają się zamiast zniknąć. Czasami może tworzyć plamy gigantów. Na przykład w kwietniu 1947 roku można było zaobserwować złożone miejsce na Słońcu o powierzchni przekraczającej 350 razy powierzchnię Ziemi! Można go było obserwować gołym okiem.

Badanie procesów na centralnej gwiazdzie

Istnieją duże obserwatoria, które mają do dyspozycji specjalne teleskopy do badania słońca. Dzięki takiemu sprzętowi astronomowie mogą dowiedzieć się, jakie procesy zachodzą na Słońcu i jak odbijają się one w ziemskim życiu. Ponadto, dzięki badaniu procesów słonecznych, naukowcy mogą dowiedzieć się więcej o innych obiektach gwiezdnych.

Energia słońca w warstwie powierzchniowej jest wyciągnięta w postaci światła. Astronomowie odnotowują znaczną różnicę w aktywności słonecznej, o czym świadczą plamy na powierzchni gwiazdy. Stanowią one mniej jasne i zimniejsze obszary dysku słonecznego w porównaniu z ogólną jasnością fotosfery.

Formacje słoneczne

Duże plamy są dość trudne. Charakteryzują się one półcieniem, które otacza ciemny obszar cienia i ma średnicę, która jest ponad dwa razy większa niż rozmiar samego cienia. Jeśli obserwujemy plamy na brzegu dysku naszej planszy, to mamy wrażenie, że jest to głęboka płyta. Wygląda to tak, ponieważ gaz w miejscach jest bardziej przezroczysty niż w otaczającej atmosferze. Dlatego nasze oczy wnikają głębiej. Temperatura cienia wynosi 3 (4) x 10 ³ K.

Astronomowie stwierdzili, że podstawa typowego miejsca znajduje się 1500 km poniżej otaczającej go powierzchni. Odkrycia dokonali naukowcy z University of Glasgow w 2009 roku. Kierowali grupą astronomiczną F. Watson.

Temperatura formacji słonecznych

Co ciekawe, największe plamy słoneczne są tak małe, o średnicy od 1000 do 2000 km i gigantyczne. Rozmiar tego ostatniego jest znacznie wyższy niż dane globu.

Sam w sobie jest miejscem, w którym najsilniejsze pola magnetyczne wchodzą do fotosfery. Zmniejszając przepływ energii, pola magnetyczne emanują z samych wnętrzności słońca. Dlatego na powierzchni, w miejscach, w których są plamy temperatura słońca około 1500 K mniej niż otaczająca powierzchnia. W związku z tym procesy te sprawiają, że te miejsca są mniej jasne.

Ciemne formacje na Słońcu tworzą grupy dużych i małych punktów, które mogą zajmować imponujące rozmiary obszaru na dysku gwiazdy. Jednak obraz formacji jest niestabilny. Ciągle się zmienia, ponieważ plamy na Słońcu są również niestabilne. One, jak wspomniano powyżej, powstają, różnią się rozmiarem i rozpadają. Jednak czas życia grup ciemnych formacji jest dość długi. Może trwać przez 2-3 słonecznej rewolucji. Okres rotacji samego Słońca trwa około 27 dni.

Odkrycia

Kiedy słońce schodzi poniżej horyzontu, można zobaczyć plamy o największym rozmiarze. W ten sposób astronomowie z Chin zbadali powierzchnię Słońca 2000 lat temu. W czasach starożytnych wierzono, że plamy - to konsekwencja procesów zachodzących na Ziemi. W XVII wieku taka opinia została odrzucona przez Galileusza. Dzięki użyciu teleskopu udało mu się dokonać wielu ważnych odkryć:

• o pojawieniu się i zniknięciu plam;
• o zmianie rozmiaru i ciemnych formacjach;
• kształt, jaki mają czarne plamki na Słońcu zmienia się, gdy zbliżają się do granicy widzialnego dysku;
• Studiując ruch ciemnych plam na dysku słonecznym, Galileusz udowodnił rotację słońca.

Spośród wszystkich małych plam rozróżnia się zwykle dwa duże, które tworzą grupę dwubiegunową.

W 1859 roku, 1 września, niezależnie od siebie, dwóch angielskich astronomów obserwowało słońce w białym świetle. Byli to R. Carrington i S. Hodgson. Zobaczyli coś w rodzaju błyskawicy. Nagle błysnął wśród grupy plam słonecznych. Później zjawisko to nazywane było rozbłyskiem słonecznym.

Eksplozje

Jakie mają cechy rozbłyski na słońcu i jak powstają? W skrócie: jest to bardzo potężna eksplozja na głównej gwiazdce. Dzięki niemu olbrzymia ilość energii nagromadzonej w atmosferze słonecznej zostaje szybko uwolniona. Jak wiadomo, objętość tej atmosfery jest ograniczona. Najczęstsze ogniska zdarzają się na obszarach uważanych za neutralne. Znajdują się między dużymi punktami bipolarnymi.

Z reguły rozbłyski na Słońcu zaczynają się rozwijać z ostrym i nieoczekiwanym wzrostem jasności w miejscu pochodni. To obszar jaśniejszej i gorętszej fotosfery. Potem następuje eksplozja katastrofalnych rozmiarów. Podczas eksplozji plazma nagrzewa się od 40 do 100 milionów K. Objawy te można zaobserwować w powtarzanym wzmocnieniu ultrafioletu i promieniowanie rentgenowskie krótkie fale słońca. Ponadto nasza gwiazda wytwarza mocny dźwięk i wyrzuca przyspieszone ciałka.

Jakie są procesy i co dzieje się z Słońcem podczas flar?

Czasami istnieją tak silne rozbłyski, które generują słoneczne promienie kosmiczne. Protony kosmicznych promieni sięgają połowy prędkość światła. Te cząstki są nośnikami śmiercionośnej energii. Mogą z łatwością penetrować ciało statku kosmicznego i niszczyć żywe organizmy na poziomie komórkowym. Dlatego kosmos słoneczny stanowi duże niebezpieczeństwo dla załogi, która została złapana podczas lotu przez nagły błysk.

Tak więc, Słońce emituje promieniowanie w postaci cząsteczek i fal elektromagnetycznych. Całkowity strumień promieniowania (widoczny) pozostaje stały. A do ułamka procenta. Zawsze można zaobserwować słabe błyski. Duże występują co kilka miesięcy. Podczas lat maksymalnej aktywności słonecznej duże rozbłyski obserwowane są kilka razy w miesiącu.

Poprzez badanie tego, co dzieje się z Słońcem podczas rozbłysków, astronomowie byli w stanie zmierzyć czas trwania tych procesów. Mały błysk trwa od 5 do 10 minut. Najpotężniejszy - do kilku godzin. Podczas wybuchu plazmę o masie do 10 miliardów ton wyrzuca się w przestrzeń wokół Słońca. Jednocześnie uwalniana jest energia, która ma równowartość od dziesiątek do setek milionów bomby wodorowe! Ale moc nawet największych rozbłysków nie będzie większa niż jedna setna procent całkowitej energii promieniowania słonecznego. Właśnie dlatego lampa błyskowa nie wykazuje zauważalnego wzrostu jasności słońca.

Transformacja słoneczna

5800 K - w przybliżeniu taka sama temperatura na powierzchni Słońca, a w centrum osiąga 16 milionów K. Na powierzchni Słońca obserwuje się bąbelki (ziarnistość). Można je oglądać tylko za pomocą teleskopu słonecznego. Za pomocą procesu konwekcji, który odbywa się w atmosferze słonecznej, energia cieplna z dolnych warstw jest przenoszona do fotosfery i nadaje mu piankową strukturę.

Nie tylko temperatura na powierzchni Słońca iw jego centrum jest różna, ale także gęstość z ciśnieniem. Wraz z głębokością wzrastają wszystkie wskaźniki. Ponieważ temperatura w rdzeniu jest bardzo wysoka, zachodzi tam reakcja: wodór przekształca się w hel i uwalniana jest ogromna ilość ciepła. W ten sposób zapobiega się ściskaniu słońca pod działaniem własnej grawitacji.

Ciekawe, że nasza gwiazda jest jedną, typową gwiazdą. Masa i rozmiar gwiazdy Słońca wynoszą odpowiednio: 99,9% masy obiektów w Układzie Słonecznym i 1,4 miliona km. Aby żyć w słońcu, jak gwiazda, pozostało 5 miliardów lat. Będzie stopniowo się nagrzewać i rosnąć w swoim rozmiarze. Teoretycznie nadejdzie moment, gdy cały wodór w rdzeniu zostanie zużyty. Słońce będzie 3 razy większe od dzisiejszych rozmiarów. W rezultacie ochładza się i zamienia w białego karła.