кто обнаружил что на солнце есть пятна

Солнечные пятна

Со́лнечные пя́тна — тёмные области на Солнце, температура которых понижена примерно на 1500 К по сравнению с окружающими участками фотосферы. Наблюдаются на диске Солнца (с помощью оптических приборов, а в случае крупных пятен — и невооружённым глазом) в виде тёмных пятен. Солнечные пятна являются областями выхода в фотосферу сильных (до нескольких тысяч гаусс) магнитных полей. Потемнение фотосферы в пятнах обусловлено подавлением магнитным полем конвективных движений вещества и, как следствие, снижением потока переноса тепловой энергии в этих областях.

Количество пятен на Солнце (и связанное с ним число Вольфа) — один из главных показателей солнечной магнитной активности.

На более холодных звёздах (класса K и холоднее) наблюдаются пятна намного большей площади, чем на Солнце. [3]

Содержание

История изучения

Первые сообщения о пятнах на Солнце относятся к наблюдениям 800 года до н. э. в Китае.

Впервые пятна были зарисованы в 1128 году в хронике Иоанна Вустерского. [4]

Первое известное упоминание солнечных пятен в древнерусской литературе содержится в Никоновской летописи, в записях, относящихся ко второй половине XIV века: [5]

бысть знамение на небеси, солнце бысть, аки кровь, и по нем места черны

бысть знамение в солнце, места черны по солнцу, аки гвозди, и мгла велика была

С 1610 года начинается эпоха инструментального исследования Солнца. Изобретение телескопа и его специальной разновидности для наблюдения за Солнцем — гелиоскопа, позволило Галилею, Томасу Хэрриоту, Кристофу Шейнеру и другим учёным рассмотреть солнечные пятна. Галилей, по-видимому, первым среди исследователей понял, что пятна являются частью солнечной структуры, в отличие от Шейнера, посчитавшего их проходящими перед Солнцем планетами. Это предположение позволило Галилею открыть вращение Солнца и вычислить его период. Приоритету открытия пятен и их природе была посвящена более чем десятилетняя полемика между Галилеем и Шейнером, однако, скорее всего, и первое наблюдение и первая публикация не принадлежат ни одному из них. [6]

Первые исследования фокусировались на природе пятен и их поведении. [4] Несмотря на то, что физическая природа пятен оставалась неясной вплоть до XX века, наблюдения продолжались. К XIX веку уже имелся достаточно продолжительный ряд наблюдений пятен, чтобы заметить периодические вариации в активности Солнца. В 1845 году Д. Генри и С. Александер (англ. S. Alexander ) из Принстонского университета провели наблюдения Солнце с помощью специального термометра (en:thermopile) и определили, что интенсивность излучения пятен, по сравнению с окружающими областями Солнца, понижена. [7]

Возникновение

Пятна возникают в результате возмущений отдельных участков магнитного поля Солнца. В начале этого процесса трубки магнитного поля «прорываются» сквозь фотосферу в область короны, и сильное поле подавляет конвективное движение плазмы в гранулах, препятствуя в этих местах переносу энергии из внутренних областей наружу. Сначала в этом месте возникает факел, чуть позже и западнее — маленькая точка, называемая по́ра, размером несколько тысяч километров. В течение нескольких часов величина магнитной индукции растет (при начальных значениях 0,1 тесла), размер и количество пор увеличивается. Они сливаются друг с другом и формируют одно или несколько пятен. В период наибольшей активности пятен величина магнитной индукции может достигать 0,4 тесла.

Срок существования пятен достигает нескольких месяцев, то есть отдельные группы пятен могут наблюдаться в течение нескольких оборотов Солнца. Именно этот факт (движение наблюдаемых пятен по солнечному диску) послужил основой для доказательства вращения Солнца и позволил провести первые измерения периода обращения Солнца вокруг своей оси.

Пятна обычно образуются группами, однако иногда возникает одиночное пятно, живущее всего несколько дней, или биполярная группа: два пятна разной магнитной полярности, соединённые линиями магнитного поля. Западное пятно в такой биполярной группе называется «ведущим», «головным» или «P-пятном» (от англ. preceding ), восточное — «ведомым», «хвостовым» или «F-пятном» (от англ. following ).

Только половина пятен живёт больше двух дней, и всего десятая часть — более 11 дней.

В начале 11-летнего цикла солнечной активности пятна на Солнце появляются на высоких гелиографических широтах (порядка ±25—30°), а с ходом цикла пятна мигрируют к солнечному экватору, в конце цикла достигая широт ±5—10°. Эта закономерность носит название «закон Шпёрера».

Группы пятен ориентируются приблизительно параллельно солнечному экватору, однако отмечается некоторый наклон оси группы относительно экватора, который имеет тенденцию к увеличению для групп, расположенных дальше от экватора (т. н. «закон Джоя»).

Свойства

Средняя температура поверхности Солнца около 6000 К (эффективная температура — 5770 К, температура излучения — 6050 К). Центральная, самая темная, область пятен имеет температуру всего около 4000 К, наружные области пятен, граничащие с нормальной поверхностью, — от 5000 до 5500 К. Несмотря на то, что температура пятен ниже, их вещество все равно излучает свет, пусть и в меньшей степени, чем остальная поверхность. Именно из-за этой разницы температур при наблюдении и возникает ощущение, что пятна темные, почти черные, хотя на самом деле они тоже светятся, однако их свечение теряется на фоне более яркого солнечного диска.

Центральная тёмная часть пятна носит название тени. Обычно её диаметр составляет около 0,4 диаметра пятна. В тени напряжённость магнитного поля и температура довольно однородны, а интенсивность свечения в видимом свете составляет 5-15 % от фотосферной величины. Тень окружена полутенью, состоящей из светлых и тёмных радиальных волокон с интенсивностью свечения от 60 до 95 % от фотосферного. [8]

Поверхность Солнца в области, где располагается пятно, расположена примерно на 500—700 км ниже, чем поверхность окружающей фотосферы. Это явление носит название «вильсоновской депресии».

Пятна — области наибольшей активности на Солнце. В случае, если пятен много, то существует высокая вероятность того, что произойдет пересоединение магнитных линий — линии, проходящие внутри одной группы пятен, рекомбинируют с линиями из другой группы пятен, имеющими противоположную полярность. Видимым результатом этого процесса является солнечная вспышка. Всплеск излучения, достигая Земли, вызывает сильные возмущения её магнитного поля, нарушает работу спутников и даже оказывает влияние на расположенные на планете объекты. Из-за нарушений магнитного поля Земли увеличивается вероятность возникновения северных сияний в низких географических широтах. Ионосфера Земли также подвержена флуктуациям солнечной активности, что проявляется в изменении распространения коротких радиоволн.

Классификация

Пятна классифицируют в зависимости от срока жизни, размера, расположения.

Стадии развития

Локальное усиление магнитного поля, как было сказано выше, тормозит движение плазмы в конвекционных ячейках, тем самым замедляя вынос тепла на поверхность Солнца. Охлаждение затронутых этим процессом гранул (примерно на 1000 °C) приводит к их потемнению и формированию единичного пятна. Некоторые из них исчезают через несколько дней. Другие развиваются в биполярные группы из двух пятен, магнитные линии в которых имеют противоположную полярность. Из них могут сформироваться группы из множества пятен, которые в случае дальнейшего увеличения области полутени объединяют до сотни пятен, достигая размеров в сотни тысяч километров. После этого происходит медленное (в течение нескольких недель или месяцев) снижение активности пятен и уменьшение их размеров до маленьких двойных или одинарных точек.

Самые крупные группы пятен всегда имеют связанную группу в другом полушарии (северном или южном). Магнитные линии в таких случаях выходят из пятен в одном полушарии и входят в пятна в другом.

Размеры групп пятен

Размеры группы пятен принято характеризовать её геометрической протяжённостью, а также количеством входящих в неё пятен и их полной площадью.

В группе может насчитываться от одного до полутора сотен и более пятен. Площади групп, которые удобно измерять в миллионных долях площади солнечной полусферы (м.с.п.), варьируются от нескольких м.с.п. до нескольких тысяч м.с.п.

Максимальную площадь за весь период непрерывных наблюдений групп пятен (с 1874 по 2012 годы) имела группа № 1488603 (по Гринвичскому каталогу), появившаяся на диске Солнца 30 марта 1947 года, в максимуме 18-го 11-летнего цикла солнечной активности. К 8 апреля её полная площадь достигла 6132 м.с.п. (1,87·10 10 км², что более чем в 36 раз превышает площадь земного шара). [9] На фазе своего максимального развития эта группа состояла из более чем 170 отдельных солнечных пятен. [10]

Цикличность

Солнечный цикл связан с частотой появления пятен, их активностью и сроком жизни. Один цикл охватывает примерно 11 лет. В периоды минимума активности пятен на Солнце очень мало или нет вообще, в то время как в период максимума их может наблюдаться несколько сотен. В конце каждого цикла полярность солнечного магнитного поля меняется на противоположную, поэтому правильнее говорить о 22-летнем солнечном цикле.

Длительность цикла

Хотя в среднем цикл солнечной активности длится около 11 лет, бывают циклы длиной от 9 до 14 лет. Средние значения также меняются на протяжении столетий. Так, в XX веке средняя длина цикла составила 10,2 года.

Форма цикла непостоянна. Швейцарский астроном Макс Вальдмайер утверждал, что переход от минимума к максимуму солнечной активности происходит тем быстрее, чем больше максимальное количество солнечных пятен, зарегистрированное в этом цикле (т. н. «правило Вальдмайера»).

Начало и конец цикла

В прошлом началом цикла считался момент, когда солнечная активность пребывала в точке своего минимума. Благодаря современным методам измерений стало возможно определять изменение полярности солнечного магнитного поля, поэтому сейчас за начало цикла принимают момент изменения полярности пятен. [источник не указан 67 дней]

Нумерация циклов была предложена Р. Вольфом. Первый цикл, согласно этой нумерации, начался в 1749 году. В 2009 году начался 24 солнечный цикл.

Существует периодичность изменения максимального количества солнечных пятен с характерным периодом около 100 лет («вековой цикл»). Последние минимумы этого цикла приходились примерно на 1800—1840 и 1890—1920 годы. Есть предположение о существовании циклов ещё большей длительности.

Источник

Солнечные пятна: от Галилея до наших дней

Наблюдения Солнца, проводившиеся в XVII веке, ставят в тупик современных исследователей

Вы сочинили и напечатали в своем умном соченении, как сказал мне Герасимов, что будто бы на самом величайшем светиле, на солнце, есть черные пятнушки. Этого не может быть, потому что этого не может быть никогда. Как Вы могли видеть на солнце пятны, если на солнце нельзя глядеть простыми человеческими глазами, и для чего на нем пятны, если и без них можно обойтиться? Из какого мокрого тела сделаны эти самые пятны, если они не сгорают? Может быть, по-вашему и рыбы живут на солнце? Извените меня дурмана ядовитого, что так глупо съострил!
А.П.Чехов, Письмо к ученому соседу

Всем знакомо выражение, приписываемое Галилею, что и на Солнце есть пятна. Если иносказательно оно обычно трактуется в том смысле, что у каждого есть недостатки, то для науки наличие пятен на Солнце — бесценный кладезь информации.

В начале XVII в. Галилей изобрел телескоп, усовершенствовав подзорную трубу, и это открыло новую эру в науке. Одним из первых объектов для изучения, разумеется, стало Солнце. Очень быстро наличие динамически меняющихся солнечных пятен стало очевидным, и начались регулярные научные наблюдения Солнца. В течение XVII в. Солнце наблюдалось с удивительной научной тщательностью. Так, например, во второй половине XVII в., для 95% дней существуют записи профессиональных астрономов, таких, как Галилей, Гевелиус, Кассенди, об их наблюдениях Солнца, и зарисовки солнечных пятен. Качество этих данных вполне сопоставимо с ранними фотографическими наблюдениями конца XIX в. Заметим, что позднее качество солнечных наблюдений упало и восстановилось лишь с середины XIX в., когда Рудольф Вольф в Цюрихе организовал патрульную службу наблюдений Солнца, которая в модифицированном виде существует до сих пор. В настоящее время патрульные наблюдения Солнца и вычисления числа солнечных пятен осуществляются Бельгийской Королевской обсерваторией под Брюсселем. Таким образом, сегодня мы располагаем более-менее однородным рядом, отражающим изменения солнечной активности за последние четыре столетия (с 1610 г.). Этот ряд состоит фактически из двух частей: прямые ежеденевные наблюдения Солнца, проводимые регулярно с 1850 г. в Швейцарии (часто называемые Цюрихским рядом), и компиляция данных из разрозненных источников до 1850 г. Первая такая компиляция была выполнена Р.Вольфом в 1860-х годах и известна как ряд чисел Вольфа R_W, который формально представляет данные с 1749 г. Число Вольфа определяется как удесятеренное число групп пятен (солнечные пятна часто объединены в группы) плюс общее число пятен. При этом одно единственное пятно соответствует минимальному ненулевому числу Вольфа 11. Для учета разного качества инструментов каждому наблюдателю присваивался индивидуальный корректирующий коэффициент. Числа Вольфа считались за каждый день, при наличии наблюдательных данных. При наличии нескольких наблюдений в день число Вольфа считалось, используя данные только одного наблюдателя, согласно разработанной Вольфом иерархии. Все остальные наблюдения за этот день отбрасывались. При отсутствии наблюдений ряд Вольфа заполнялся интерполяцией. С 1849 по 1981 год числа Вольфа считались только по данным наблюдений в Цюрихской обсерватории. В силу используемой методики не представляется возможным оценить погрешности чисел Вольфа. Этот ряд чисел солнечных пятен, который считался одним из самых длинных непрерывных рядов прямых научных наблюдений, сыграл грандиозную роль в науке, будучи базой для множества работ по солнечному и звездному динамо, солнечно-земным связям и пробным рядом для различных методов анализа временных рядов.

Существенный шаг в усовершенствовании ряда солнечных пятен был сделан в 1998 г., когда американские солнечные физики Дуглас Хойт и Кен Шаттен опубликовали ряд групп солнечных пятен R_G с 1610 г. Новый ряд нормирован на ряд Вольфа, но имеет несколько важных усовершенствований. Во-первых, он основан на гораздо более обширной архивной базе: Хойт и Шаттен проанализировали 445242 записи наблюдений 463 наблюдателей, что почти в два раза больше, чем было в распоряжении Вольфа. Это позволяет отодвинуть границу начала надежных данных о солнечной активности с 1750 на 1610 год. Такое расширение интервала исключительно важно, ибо включает в себя минимум Маундера (1645-1700), когда Солнце было аномально спокойно. Во-вторых, новый ряд учитывает только число групп пятен, видимых на Солнце, и не включает отдельные пятна, что уменьшает рассогласование между отдельными наблюдателями и зависимость результатов от используемых инструментов (группы пятен определяются более надежно). Кроме того, в отличие от числа Вольфа число групп пятен R_G представляет собой взвешенное среднее по всем существующим данным за день, т.е. использует всю доступную информацию. Такой подход позволяет оценить систематические погрешности полученных чисел пятен, которые составляют несколько процентов до 1849 г. и менее процента — после 1850-го. Как показали результаты нескольких независимых тестов, новый ряд R_G практически идентичен ряду Вольфа с середины XIX в., зато гораздо более однороден и надежен в предшествующие века. Таким образом, ряд числа групп солнечных пятен (доступный на ftp://ftp.ngdc.noaa.gov/STP/SOLAR_DATA/SUNSPOT_NUMBERS/GROUP_SUNSPOT_NUMBERS/ ) фактически заменил собой ряд Вольфа до 1849 г.

Так что же представляют собой солнечные пятна, и какое нам дело до этих мелких конопушек на Солнце, которое Аристотель считал совершенным? Почему бы нам просто не «отфотошопить» солнечные изображения по примеру фотомоделей в глянцевых журналах?

Солнечное пятно — это темная область на поверхности Солнца. Темнота пятна относительна: если бы пятно подобной яркости появилось на Луне, оно показалось бы нам ослепительно-ярким. Солнечные пятна появляются в местах выхода на поверхность так называемых силовых трубок магнитного поля, которые, согласно современным представлениям, «всплывают» из глубоких слоев конвективной оболочки Солнца. Поскольку магнитное поле внутри такой «трубки» сильнее, чем в среднем на поверхности Солнца, вещество там холоднее (около 4000 К по сравнению со средней температурой в 6000 К). Поэтому они и кажутся темнее. Если, однако, мы сравним общую светимость Солнца в спокойный период (мало пятен) и в активный период (много пятен), то обнаружим, что активное Солнце немного ярче, несмотря на большее количество пятен и их суммарную площадь. Этот кажущийся парадокс объясняется тем, что вокруг темного пятна существуют также яркие образования, факелы и флоккулы, питающиеся энергией силовой трубки при ее взаимодействии с окружающей плазмой и магнитными полями. В силу меньших размеров и быстрых динамических изменений они менее заметны по сравнению с пятнами, хотя в конечном итоге яркие образования преобладают над потемнением Солнца за счет пятен; их роль прояснилась только недавно, с помощью современных спутниковых наблюдений.

Обычно, говоря о магнитном поле Солнца, мы имеем в виду его полоидальный компонент (в первом приближении — магнитный диполь). Аналогичное полоидальное магнитное поле существует и у Земли, и оно всем знакомо (например, по стрелке компаса). Однако при работе «динамо-машины», которая собственно и воспроизводит постоянно магнитное поле и на Солнце, и на Земле, существует еще и тороидальный компонент магнитного поля. Тороидальное поле обычно запрятано глубоко внутри конвективной зоны и не может быть измерено напрямую in situ. Например, мы не можем измерить тороидальное поле у Земли, ибо оно никогда не выходит на поверхность. На Солнце же при определенных условиях магнитная трубка тороидального поля может «всплыть» и проявится на поверхности в виде пятна. Таким образом, солнечные пятна позволяют косвенно оценить тороидальный компонент солнечного магнитного поля и, соответственно, работу всей солнечной динамо-машины. Благодаря этому мы имеем больше информации о работе динамо-машины на Солнце, чем на Земле, как это ни парадоксально.

Благодаря наблюдениям многих поколений астрономов мы можем оценить работу солнечного динамо в течение последних четырех веков. Все знают, что 11-летняя цикличность доминирует в изменениях солнечной активности. Однако не все так просто. Во-первых, длительность 11-летнего цикла (называемого также циклом Швабе) не постоянна, а варьируется от 9 до 14 лет. Во-вторых, что более важно, уровень активности (или среднее число солнечных пятен) сильно меняется со временем в течение последних четырех столетий. Так, пятна на Солнце практически полностью отсутствовали во второй половине XVII в., что теперь известно как гранд-минимум Маундера. Однако только в 1970-х годах, во многом благодаря усилиям американского астронома Джека Эдди, научное сообщество осознало и признало факт существования таких гранд-минимумов. До этого идея существования длительных периодов спокойного Солнца отвергалась научным сообществом. С другой стороны, Солнце было аномально активным во второй половине XX в. Заметим, что современные модели солнечного (и звездного) динамо не могут адекватно объяснить столь сильную нерегулярную переменчивость. Интересно, что если бы наблюдения солнечной активности существовали бы, например, только с 1950 г., мы бы и не подозревали о таком феномене и искренно полагали бы, что солнечная активность блестяще описывается существующей динамо-теорией в виде регулярного 11-летнего цикла. Таким образом, наличие длительного ряда наблюдений позволяет нам существенно улучшить качество знания о Солнце. Заметим, что подобная проблема существует во многих смежных областях: например, солнечно-земные связи, магнитосферные и гелиосферные явления активно исследуются, в основном в течение последних десятилетий аномально активного Солнца. При этом остается не ясным, что же происходит, когда Солнце менее активно. Типичным примеров являются неопределенности в оценках долговременных изменений солнечной светимости и их роли в земном климате.

Можем ли мы хотя бы приблизительно оценить, как солнечная активность менялась в еще более далеком прошлом? Оказывается, можем! И здесь на помощь приходят не тщательность и аккуратность предыдущих поколений ученых, а изощренные методы современной науки. На более длительной временной шкале солнечная активность может быть восстановлена с помощью метода космогенных изотопов. Космогенные изотопы — это радиоактивные изотопы, единственным естественным источником которых на Земле являются ядерные реакции, инициированные в атмосфере Земли космическими лучами. После перераспределения в земной системе эти изотопы могут оказаться захваченными в природных архивах, где и сохраняются до нашего времени. Особенно важна возможность независимой датировки таких архивов. В наши дни содержание изотопов в таких датированных архивах измеряется с помощью современных методов, таких, как ускорительная масс-спектрометрия, что позволяет оценить уровень космических лучей в прошлом. Поскольку интенсивность космических лучей на Земле модулируется солнечной активностью, в конечном итоге это дает возможность восстановить уровень солнечной активности в прошлом. Наиболее подходящими изотопами являются радиоуглерод 14 С (сохраняется в кольцах деревьев) и 10 Ве (в ледниках). С помощью физических моделей генерации и переноса космогенных изотопов в атмосфере мы в состоянии извлечь из измерений космогенных изотопов вариации солнечной активности за последние несколько тысяч лет. Разумеется, качество восстановления падает по мере удаления в прошлое, но сильная переменчивость солнечной магнитной активности не вызывает сомнений. Так, за последние 10 тыс. лет довольно четко выделяются более 20 гранд-минимумов активности, подобных минимуму Маундера. Современный высокий уровень активности также не уникальное, хотя и редкое явление: в предыдущий раз Солнце было столь же активным несколько тысячелетий назад.

Солнечная магнитная активность не только является объектом академических исследований, но и влияет на нашу повседневную жизнь, особенно в эпоху бурного технического прогресса. Быстрые потоки солнечного ветра, возмущения межпланетного магнитного поля, ударные волны в околоземном пространстве, потоки заряженных частиц, бомбардирующих Землю, усиление ультрафиолетового и рентгеновского излучения — вот далеко не полный список внешних «раздражителей», сопутствующих интенсификации солнечной магнитной активности.

От большей части этих «раздражителей» нас хорошо защищают магнитосфера и атмосфера. Однако кое-что остается, и это кое-что приводит к нарушению радиосвязи, ошибкам в системах навигации, выходу из строя спутников, повышенной коррозии трубопроводов, наведенным токам в линиях электропередач, повышенной радиационной опасности для космонавтов и даже пассажиров и экипажей транс-полярных авиарейсов. Изучение таких последствий солнечной активности составляет молодую отрасль науки о космической погоде.

Кроме того, активно обсуждается вопрос о возможном влиянии солнечной активности на земной климат и даже на развитие общества. Так, например, советский ученый Чижевский в книге «Земное эхо солнечных бурь» предположил, что социальные возмущения (войны, революции) происходят преимущественно на пике солнечной активности. Популярность этой идеи в начале XX в. Подтверждается цитатой из «Похождений бравого солдата Швейка» Ярослава Гашека: «Пятна на солнце действительно имеют большое значение, — вмешался Швейк. — Однажды появилось на солнце пятно, и в тот же самый день меня избили в трактире, «У Банзетов», в Пуслях. С той поры перед тем, как куда-нибудь пойти, я смотрю в газету, не появилось ли опять какое-нибудь пятно». Хотя прямых доказательств таких влияний и адекватной численной модели, описывающей их, пока так не найдено, появляется все больше косвенных данных о том, что солнечная активность может влиять на климат и социум.

Несмотря на столь обильную информацию и несомненный прогресс в моделировании процессов солнечной магнитной активности, до полного понимания всех процессов еще далеко. И работа по изучению солнечной активности не прекращается.

Илья Усоскин,
профессор Университета Оулу

Если вы нашли ошибку, пожалуйста, выделите фрагмент текста и нажмите Ctrl+Enter.

Источник