Sluneční skvrna - Sunspot

Sluneční skvrny

Nahoře: oblast slunečních skvrn 2192 během částečné zatmění slunce v roce 2014[1] a oblast slunečních skvrn 1302 v září 2011. Uprostřed: sluneční skvrna ve viditelném spektru (vlevo) a další sluneční skvrna UV, pořízený STOPA observatoř. Dno: Velká skupina slunečních skvrn táhnoucích se asi 320 000 km (200 000 mi).

Sluneční skvrny jsou dočasné jevy na slunce je fotosféra které vypadají jako skvrny tmavší než okolní oblasti. Jsou to oblasti se sníženou povrchovou teplotou způsobenou koncentracemi tok magnetického pole které potlačují proudění. Sluneční skvrny se obvykle objevují ve dvojicích magnetická polarita.^[2] Jejich počet se liší podle přibližně 11letého věku sluneční cyklus.

Jednotlivé sluneční skvrny nebo skupiny slunečních skvrn mohou trvat kdekoli od několika dnů do několika měsíců, ale nakonec se rozpadnou. Sluneční skvrny se rozšiřují a smršťují, když se pohybují po povrchu Slunce, s průměrem v rozmezí od 16 km (10 mi)^[3] na 160 000 km (100 000 mi).^[4] Větší sluneční skvrny mohou být viditelné ze Země bez pomoci a dalekohled.^[5] Mohou cestovat v relativní rychlosti nebo správné pohyby, několik set metrů za sekundu, když se poprvé objeví.

Ukazující intenzivní magnetickou aktivitu, sluneční skvrny doprovázejí sekundární jevy jako např koronální smyčky, výtečnosti, a opětovné připojení Události. Většina sluneční erupce a výrony koronální hmoty pocházejí z magneticky aktivních oblastí kolem seskupení viditelných slunečních skvrn. Podobné jevy nepřímo pozorovány na hvězdy jiné než Slunce se běžně nazývají hvězdná místa a byly změřeny světlé i tmavé skvrny.^[6]

Dějiny

První smysluplná zmínka o sluneční skvrně byla kolem roku 300 př. N. L starořečtina učenec Theophrastus, student Platón a Aristoteles a jeho nástupce.^[7] Nejstarší dochovaný záznam o úmyslném pozorování slunečních skvrn pochází z roku 364 př. N. L. Na základě komentářů od Čínský astronom Gan De v hvězdný katalog.^[8] Do roku 28 př. Nl čínští astronomové pravidelně zaznamenávali pozorování slunečních skvrn do oficiálních císařských záznamů.^[9] První kresby slunečních skvrn vytvořil anglický mnich jménem Jan z Worcesteru v prosinci 1128.^[10] Sluneční skvrny byly poprvé pozorovány teleskopicky koncem roku 1610 anglickým astronomem Thomas Harriot a Frisian astronomové Johannes a David Fabricius, který zveřejnil popis v červnu 1611.^[11]. Po předčasné smrti Johannesa Fabriciuse ve věku 29 let zůstala kniha temná a byla zastíněna nezávislými objevy a publikacemi o slunečních skvrnách Christoph Scheiner a Galileo Galilei, o několik měsíců později^[12].

Fyzika

I když jsou při teplotách zhruba 3 000–4 500 K (2 700–4 200 ° C), kontrast s okolním materiálem při přibližně 5 780 K (5 500 ° C) zanechává sluneční skvrny jasně viditelné jako tmavé skvrny. Je to proto, že jas (který je v podstatě „jasem“ ve viditelném světle) zahřátého černé tělo (těsně aproximovaný fotosférou) se při těchto teplotách velmi mění s teplotou. Izolovaná od okolní fotosféry by jediná sluneční skvrna zářila jasněji než celá měsíc, s karmínově oranžovou barvou.^[13]

Sluneční skvrny mají dvě části: centrální umbra, což je nejtmavší část, kde je magnetické pole přibližně svislé (normální na povrch Slunce) a okolí polostín, který je lehčí, kde je magnetické pole více nakloněno.

Životní cyklus

Jakýkoli daný vzhled sluneční skvrny může trvat kdekoli od několika dnů do několika měsíců, ačkoli skupiny slunečních skvrn a jejich aktivních oblastí mají tendenci trvat týdny nebo měsíce, ale nakonec se rozpadnou a zmizí. Sluneční skvrny se rozpínají a smršťují, když se pohybují po povrchu Slunce, s průměrem od 16 km do 160 000 km (100 000 mi).

Ačkoli podrobnosti o generování slunečních skvrn jsou stále předmětem výzkumu, zdá se, že sluneční skvrny jsou viditelnými protějšky trubice magnetického toku na slunci konvekční zóna které se „zlikvidují“ diferenciální rotace. Pokud napětí na trubkách dosáhne určité meze, může smyčka trubice vyčnívat skrz fotosféra, viditelný povrch Slunce. V bodech vpichu je inhibována konvekce; tok energie z nitra Slunce klesá as ním i povrchová teplota, což způsobí, že povrch, kterým prochází magnetické pole, bude vypadat temně na světlém pozadí fotosféry.

The Wilsonův efekt znamená, že sluneční skvrny jsou deprese na povrchu Slunce. Pozorování pomocí Zeemanův efekt ukazují, že prototypové sluneční skvrny přicházejí ve dvojicích s opačnou magnetickou polaritou. Z cyklu na cyklus se polarita slunečních skvrn před a za nimi (s ohledem na sluneční rotaci) mění ze severu / jihu na jih / sever a zpět. Sluneční skvrny se obvykle objevují ve skupinách.

Magnetický tlak by měly tendenci odstraňovat koncentrace pole, což by způsobilo rozptyl slunečních skvrn, ale životnost slunečních skvrn se měří ve dnech až týdnech. V roce 2001 se připomínky Sluneční a heliosférická observatoř (SOHO) pomocí zvukových vln putujících pod fotosférou (místní helioseismologie ) byly použity k vytvoření trojrozměrného obrazu vnitřní struktury pod slunečními skvrnami; tato pozorování ukazují, že silný sestupný tah pod každou sluneční skvrnou tvoří rotující vír který udržuje koncentrované magnetické pole.^[14]

Sluneční cyklus

Motýlí diagram znázorňující spárování Spörerův zákon chování

Cykly aktivity sluneční skvrny jsou přibližně každých jedenáct let, s určitou odchylkou v délce. Během slunečního cyklu populace slunečních skvrn rychle rostou a poté klesají pomaleji. Bod nejvyšší aktivity slunečních skvrn během cyklu je znám jako sluneční maximum a bod nejnižší aktivity jako sluneční minimum. Toto období je také pozorováno u většiny ostatních sluneční aktivita a je spojena s variací slunečního magnetického pole, která s touto periodou mění polaritu.

Na začátku cyklu se sluneční skvrny objevují ve vyšších zeměpisných šířkách a poté se přibližují k rovníku, když se cyklus blíží maximu, Spörerův zákon. Skvrny ze dvou sousedních cyklů mohou po určitou dobu koexistovat. Skvrny od sousedních cyklů lze rozlišit podle směru jejich magnetického pole.

Vlčí číslo index slunečních skvrn počítá průměrný počet slunečních skvrn a skupin slunečních skvrn během konkrétních intervalů. 11leté solární cykly jsou očíslovány postupně, počínaje pozorováním z 50. let.^[15]

George Ellery Hale poprvé spojil magnetická pole a sluneční skvrny v roce 1908.^[16] Hale navrhl, že období cyklu slunečních skvrn je 22 let, což zahrnuje dvě období zvýšeného a sníženého počtu slunečních skvrn, doprovázené polárními zvraty solárního magnetu dipól pole. Horace W. Babcock později navrhl kvalitativní model pro dynamiku vnějších solárních vrstev. The Babcockův model vysvětluje, že magnetická pole způsobují chování popsané Spörerovým zákonem, jakož i další efekty, které jsou kroucením Slunce zkrouceny.

Trendy delšího období

Počty slunečních skvrn se také mění po dlouhou dobu. Například od roku 1900 do 60. let 20. století sluneční maxima trend počtu slunečních skvrn byl vzhůru; pro následující desetiletí se to zmenšilo.^[17] Celkově bylo Slunce naposledy stejně aktivní jako toto období před více než 8 000 lety.^[18]

Počet slunečních skvrn koreluje s intenzitou solární radiace v období od roku 1979, kdy byla k dispozici satelitní měření. Variace způsobená cyklem slunečních skvrn na sluneční výkon je řádově 0,1% solární konstanty (rozsah mezi špičkami 1,3 W · m⁻² ve srovnání s 1366 W · m⁻² pro průměrnou solární konstantu).^[19][20]

400letá historie čísla slunečních skvrn, zobrazeno Mumlat a Daltonská minima a Modern Maximum (vlevo) a rekonstrukce slunečních skvrn 11 000 let vykazující klesající trend v letech 2000 př. n. l. - 1600 n. l.

Moderní pozorování

The Švédský 1m sluneční dalekohled na Hvězdárna Roque de los Muchachos na La Palma v Kanárské ostrovy.

Sluneční skvrny jsou pozorovány při pozemské a oběžné dráze Země sluneční dalekohledy. Tyto dalekohledy používají k přímému pozorování kromě různých typů filtrovaných kamer také filtrační a projekční techniky. Specializované nástroje jako např spektroskopy a spektrohelioskopy se používají ke zkoumání slunečních skvrn a oblastí slunečních skvrn. Umělá zatmění umožňují pozorování obvodu Slunce, jak se sluneční skvrny otáčejí obzorem.

ALMA pozoruje obrovskou sluneční skvrnu na vlnové délce 1,25 mm^[21]

Protože se díváme přímo na Slunce s pouhé oko trvalé poškození lidské vidění, amatérské pozorování slunečních skvrn se obvykle provádí pomocí promítaných obrazů nebo přímo prostřednictvím ochranných filtry. Malé části velmi tmavé filtrační sklo, například sklo svářečky č. 14, jsou účinné. Dalekohled okulár může promítat obraz bez filtrace na bílou obrazovku, kde je možné jej sledovat nepřímo a dokonce i sledovat, a sledovat tak vývoj slunečních skvrn. Speciální účel vodík-alfa úzkopásmové filtry a potažený hliníkem sklenka útlum filtry (které mají vzhledem k extrémně vysoké zrcátku vzhled optická hustota ) na přední straně dalekohledu zajišťujte bezpečné pozorování okulárem.

aplikace

Vzhledem k jeho odkazu na jiné druhy sluneční aktivita „Výskyt slunečních skvrn lze použít k předpovědi vesmírné počasí stav státu ionosféra, a tedy podmínky krátkovlnný rádiové šíření nebo satelitní komunikace. Vysoká aktivita slunečních skvrn je oslavována členy amatérské rádiové komunity jako předzvěst vynikajících podmínek šíření ionosféry, které výrazně zvyšují rádiový dosah v HF kapel. Během vrcholů slunečních skvrn je celosvětová rádiová komunikace možná na vysokých frekvencích 6metrové pásmo VHF.^[22] Sluneční aktivita (a sluneční cyklus) byly zapleteny do globální oteplování, původně role Maunderovo minimum výskytu slunečních skvrn v Malá doba ledová v evropském zimním podnebí.^[23] Samotné sluneční skvrny, pokud jde o velikost jejich sálavého energetického deficitu, mají slabý vliv na sluneční tok^[24] celkový solární tok se však zvyšuje, protože „při slunečním maximu je Slunce přibližně o 0,1% jasnější než jeho minimální sluneční úroveň“. Na delších časových stupnicích, jako je sluneční cyklus, jiné magnetické jevy (Faculae a chromosférická síť) korelují s výskytem slunečních skvrn.^[25]

Hvězdný bod

V roce 1947 to navrhl G. E. Kron hvězdná místa byly důvodem pro pravidelné změny jasu červení trpaslíci.^[6] Od poloviny 90. let se pozorování hvězdných míst prováděla pomocí stále výkonnějších technik, které přinášejí stále více podrobností: fotometrie vykazovaly růst a rozpad hvězdných skvrn a vykazovaly cyklické chování podobné slunečnímu; spektroskopie zkoumal strukturu oblastí hvězdných skvrn analýzou variací v dělení spektrální čáry v důsledku Zeemanova jevu; Dopplerovské zobrazování ukázal diferenciální rotaci bodů pro několik hvězd a distribuce odlišné od Slunce; spektrální čárová analýza měřila teplotní rozsah skvrn a hvězdných povrchů. Například v roce 1999 Strassmeier hlásil největší chladný hvězdný bod, jaký kdy viděl rotovat obra K0 hvězda XX Triangulum (HD 12545) s teplotou 3 500 K (3 230 ° C), spolu s teplým místem 4 800 K (4 530 ° C).^[6][26]

Galerie

• 

  Sluneční skvrny, září 2011.

• 

  Pohled na koronální strukturu nad jinou sluneční skvrnou v říjnu 2010.

• 

  Sluneční skvrna 923 při západu slunce a ve sluneční oblasti.

• 

  Západ slunce vynikající přelud sluneční skvrny # 930.

• 

  Západ slunce v Bangladéši, leden 2004.

• 

  Sledování slunečních skvrn z Mars (animace; 8. července 2015).

Videa

Přehrát média

Fotosférický širokopásmový obraz z rozšiřujícího se slunečního bodu NOAA 875, jak byl pozorován interferometrem GREGOR Fabry-Pérot dne 26. dubna 2016.^[27][28]

Přehrát média

Chromosférický Halpha line-core obraz ze zářící sluneční skvrny NOAA 875, jak bylo pozorováno na interferometru GREGOR Fabry-Pérot dne 26. dubna 2016.^[27][28]

Přehrát média

Tato vizualizace sleduje vznik a vývoj skupiny slunečních skvrn od začátku února 2011 a pokračuje dva týdny. Snímky jsou vzorkovány s hodinovým odstupem. Kamera sleduje pohyb sluneční rotace. V tomto měřítku je viditelný „třpyt“ solárního povrchu, který vzniká obratem konvekčních článků.

Přehrát média

Skupiny slunečních skvrn se mohou objevit a rozptýlit během několika dní. Jedná se o film vytvořený ze snímků pořízených nástrojem SDO / HMI v průběhu 13 dnů během vzestupu sluneční cyklus 24.

Viz také

Reference

Další čtení

externí odkazy

• Databáze slunečních skvrn na základě pozemských (GPR / DPD) a satelitních (SOHO / SDO) pozorování od roku 1872 do současnosti s nejnovějšími daty. ()
• Solární cyklus 24 a web VHF Aurora (www.solarcycle24.com)
• Belgické světové datové centrum pro index slunečních skvrn
• Obraz slunečních skvrn s vysokým rozlišením
• Snímky slunečních skvrn ve vysokém rozlišení Působivá sbírka obrazů slunečních skvrn
• Progrese slunečního cyklu NOAA: Aktuální sluneční cyklus.
  • Aktuální podmínky: Vesmírné počasí
• Lockheed Martin Solar and Astrophysics Lab
• Web společnosti Sun | trek Vzdělávací zdroj pro učitele a studenty o Slunci a jeho vlivu na Zemi
• Nástroje pro zobrazení aktuálního čísla sluneční skvrny v prohlížeči
  • Propfire - zobrazí aktuální číslo sluneční skvrny ve stavovém řádku prohlížeče
  • Panel nástrojů HamLinks - zobrazuje na panelu nástrojů údaje o solárním toku, indexu A a indexu K.
• Nejostřejší pohled na slunce
• Denní aktualizace slunečních skvrn a obrázek Slunce (www.spaceweather.com)
• Animované vysvětlení slunečních skvrn ve fotosféře (University of South Wales)

Údaje o sluneční skvrně

• „Rekonstrukce počtu slunečních skvrn 11 000 let“. Hlavní adresář globálních změn. Citováno 11. března 2005.
  • „Neobvyklá aktivita Slunce během posledních desetiletí ve srovnání s předchozími 11 000 lety“. WDC pro paleoklimatologii. Citováno 11. března 2005.
• „Čísla slunečních skvrn od starověku po současnost od NOAA / NGDC“. Hlavní adresář globálních změn. Citováno 11. března 2005.
  • „SLUNEČNÍ ČÍSLA“. NOAA NGDC Solar Data Services. Citováno 21. června 2010.^{[trvalý mrtvý odkaz ]}
    • Počet mezinárodních slunečních skvrn - maximální a minimální 1610 slunečních skvrn; roční čísla 1700 – dosud; měsíční čísla 1749 – dosud; denní hodnoty 1818 – dosud; a počty slunečních skvrn na severní a jižní polokouli. Zahrnuta je také předpověď McNish – Lincoln na sluneční skvrnu.
    • Počet amerických slunečních skvrn 1945– dosud
    • Starověké údaje o sluneční skvrně od roku 165 př
    • Skupinová čísla slunečních skvrn (přehodnocení Doug Hoyt) 1610–1995
• Wilson, Robert M. (duben 2014). Srovnání variací počtu slunečních skvrn, počtu skupin slunečních skvrn a oblasti slunečních skvrn, 1875-2013. Huntsville, AL: National Aeronautics and Space Administration, Marshall Space Flight Center. Citováno 13. března 2015.