The Sončne pege, so temne regije, ki jih je mogoče vizualizirati v naši osrednji zvezdi sončnega sistema, ki ni nič več in nič manj kot Sonce, lahko v svoji najmanjši velikosti merijo premer, ki je enako podoben planetu Zemlja in največjim, ki jih sestavlja Skupina pik lahko meri približno 120000 K.
Kaj je sončna pega?
Sončna pega je sestavljena iz območja Sonca, ki ima veliko nižji temperaturni razred od obrisov in z močno in intenzivno magnetno aktivnostjo. Prepoznavna sončna pega je tista, ki je temno osrednje območje, imenovano "Umbra", ki jo vsebuje nekakšna "Penumbra", veliko svetlejša.
Samo ena sončna pega lahko doseže velikost 12.000 kilometrov, kar je praktično premer našega planeta Zemlje, vendar lahko skupina sončnih peg doseže velikost približno 120.000 km v širino in celo več.
Penumbra je sestavljena iz nekakšne strukture svetlih in celo temnih filamentov, ki segajo približno od umbre. Dve, ki smo ju omenili, to je polsen in umbra, sta temni zaradi vrste kontrasta, ki ga ima fotosfera, kar se zgodi le zato, ker sta hladni kot v primeru povprečne temperature fotosfere, ki je veliko bolj vroče.
Na ta način ima umbra temperaturni razred, ki je približno 4 tisoč K (temperaturna enota Kelvina), medtem ko polten doseže 5.600 K (Kelvin), kar je nedvomno pod plus ali minus 6 tisoč K (Kelvin), ki jih ima zrnca fotosfere.
S pomočjo Stefan-Boltzmannovega zakona je celotna skupna energija, ki jo seva črno telo, kot je nekakšna zvezda, ki je sorazmerna z ¼ moči njene temperature, običajno učinkovita, tako da se prevaja takole:
E = σT4, kjer je σ=5,67•10–8 W/m2K4
Tembra je tista, ki oddaja več ali manj 32 % svetlobe na enakem območju fotosfere in podobno je polsen, ki ima razred svetlosti 71 % več kot fotosfera. Tema, ki jo daje Sončna pega, je le posledica kontrasta; če bi lahko videli razredno točko, ki vsebuje umbro, ki je velikosti planeta Zemlje, ki je izolirana in na enaki razdalji od Sonca, bo sijala približno 50-krat več kot sama polna Luna.
Pege so razmeroma nepremične, torej se v primerjavi s fotosfero ne premikajo (fotosfera ali fotosfera je svetla površina, ki omejuje vesoljsko telo, pa naj bo to zvezda ali Sonce, v tem primeru govorimo o Solu) in to so tisti, ki sodelujejo pri gibanju sončne rotacije. Območje sončne površine, ki ga pokrivajo iste sončne pege, je mogoče izmeriti v milijoninkah vidnega, debeline približno 100 km (kilometrov).
Zgodovina
Glavna opazovanja teh sončnih peg so astronomi kitajskega izvora izvedli v začetku leta 28 pr. C., kar lahko rečemo, da obstajajo natančne novice iz četrtega stoletja a. C. Med tem, kar je postalo leto 28 pr. C. in letnik 1638 d. C, skupaj je bilo zabeleženih približno 112 madežev.
Morda so lahko videli skupine največjih lis, ko je intenzivno sončno svetlobo filtriral prah, ki ga je isti veter odnesel iz tako imenovanih puščav Srednje Azije.
V zahodnih regijah je najstarejša novica o nekakšni sončni pegi tista, ki se pojavlja v Življenju in delih Karla Velikega, ki je napisana leta 807 našega štetja. V kasnejših stoletjih so iste točke začeli opazovati astronomi muslimanskega izvora, kot so Averroes, v petnajstem stoletju pa so jih opazovali italijanski astronomi.
Leta 1610 sta bila astronoma po imenu David Fabricius in njegov sin Johannes tista, ki sta opazovala te pike s teleskopi. David je bil oseba, ki je objavila dokument v mesecu juniju leta 1611. Znani astronom Galileo Galilei je bil tisti, ki je veliko večino astronomov v Rimu poučeval o sončnih pegah in Schneider jih je morda opazoval v naslednjem 2 ali 3 mesece.
Nesrečni boj, ki je sledil za nagrado, ki naj bi jo dobil tisti, ki je odkril pege na soncu med filozofom Galileom in Schneiderjem, je postal trajen, da ne omenjam, da nobeden od njiju ni vedel za Fabricijeve preiskave, tako da je postalo popolnoma zaman. Sončne pege so bile velikega pomena v razpravi o okolju osončja.
Pokazalo se je, da se je Sonce res vrtelo in je bilo podvrženo določenim vrstam sprememb, kar je bilo v nasprotju z ilustracijami velikega Aristotela. Podrobnosti omenjenega gibanja, ki so bile jasne, niso imele nobene logične razlage, ki bi bila preprosta, razen tiste, ki jo je dal heliocentrični sistem Kopernika.
Izvedite več o zgradba sonca, in videli boste, kako so takšne sončne pege normalne v tej veliki osrednji zvezdi našega sončnega sistema.
Izvor sončnih peg
V sončnih pegah obstaja nekakšno magnetno polje z jakostjo okoli 0,3 T. Čeprav so podrobnosti o izdelavi sončnih peg še predmet raziskav, je zato zelo jasno, da so sončne pege sestavljene iz vidnega vidika neke vrste cevi magnetni tok, ki nastane v spodnjem delu fotosfere.
Pri vseh sta tlak in tudi gostota običajno nižja in se zaradi tega dvigajo in ohlajajo. Ko se cev sile zlomi na površini fotosfere, se pojavi fakula, ki je nekakšno območje z 10 % veliko svetlejše od ostale površine. S konvekcijo pride do pretoka energije, ki prihaja iz notranjosti sonca.
Magnetna cev je privijačena z diferencialno rotacijo. Če je oprijem v pretoku cevi dosežen z določenimi vrstami mej, se magnetna cev zvije kot gumijast trak. Zavira se prenos toka omenjene energije iz najgloblje notranjosti sonca, s tem pa tudi temperatura površine.
Nedavna opazovanja satelita "SOHO" z uporabo zvočnih valov, ki potujejo skozi sončno fotosfero, mu omogočajo, da oblikuje nekakšno podrobno sliko o tem, kakšna je notranja struktura sončnih peg, pod vsako od teh sončnih peg. Nastane vrsta vrtečega se vrtinca, to je tisto, zaradi česar se vse linije magnetnega polja, ki jih ima, združijo skupaj.
Sončne pege se morajo ob določenem času obnašati podobno kot orkani, ki nastajajo tukaj na našem planetu Zemlja.
Evolucija sončne pege
Sončne pege se pojavljajo, razvijajo, spreminjajo glede na svoje dimenzije in videz in nato po seriji 1 ali 2 sončnih rotacijah spet izginejo, kar pomeni, da so bile na sončni površini prisotne 1 ali 2 meseca, čeprav je njegova približna razpolovna doba vsaj 2 tedna.
Pike se pojavijo v parih. Najprej lahko opazimo nekakšno svetlečo tvorbo, to so fakule, nato pore, ki so nekakšen vmesni prostor med granulacijo fotosfere (sloj Sonca), ki je tista, ki začne temneti.
Naslednji dan je že minimalna sončna pega, medtem ko se v srednji pori, ki je nekaj stopinj stran, pojavi še ena sončna pega. V samo nekaj dneh imata 2 lisi zelo značilen videz, ki je:
Osrednje temno območje, ki se imenuje senca s temperaturami, ki nihajo na 2.500 km in nekakšno svetlostjo 20 % fotosfere, ki obdaja sivkasto območje z vrsto nitastega videza, penumbra, s temperaturami, ki so okoli 3.300 km in svetlost 75 % fotosfere. Če želite izvedeti, kako se planeti vrtijo okoli te osrednje zvezde, se lahko naučimo o Orbita sončnega sistema in tako vedeti, kdaj opazovati te sončne pege.
V primeru svetlih in temnih filamentov, ki imajo radialno smer. Penumbra granule imajo tudi podolgovato predstavo velikosti približno 0,5" do 2" in življenjska doba je običajno veliko daljša od običajnih granul, ki se gibljejo od 40 minut do 3 ur.
Poleg teh glavnih lis se pojavijo druge manjše. Vse točke imajo lastno gibanje s hitrostmi do več sto kilometrov na uro (km/h). Skupina lis doseže največjo kompleksnost približno deseti dan.
Glavne lise vsake od skupin se obnašajo, kot da bi dobile svoje pole iz velikega in močnega magneta, ker je med njima nekakšno magnetno polje z vrsto jakosti med 0,2 in 0,4 T, medtem ko je zemeljsko magnetno polje polje ima razred jakosti le okoli 0,05 mT.
Pega, ki je na zahodnem delu sonca, se imenuje prevodna, tista, ki je v smeri sončnega vzhoda, pa gnana. V veliki večini skupin os med obema točkama ni urejena v smeri vzhod-zahod, temveč se prevodna točka nahaja na dveh hemisferah, ki sta najbližji ekvatorju.
Opazili so, da je na nizkih nadmorskih višinah viden majhen tok snovi, ki gre iz sence proti delu penumbre s hitrostjo okoli 2.000 m/s, kar je znano kot Evershedov učinek, in od zunaj proti osrednji del.na višinah, ki so višje kot tako imenovana kromosfera, ki se imenuje inverzni Evershedov učinek.
Razvrstitev madežev
Priročnik tipa Mcintosh je uspel spremeniti še en priročnik iz Züricha v tem, kaj je klasifikacija sončnih peg. Uporablja se 3-črkovni razred šifre, ki opisuje vrste skupine lis, bodisi dvojne, enojne ali kompleksne, penumbralni proces največjega mesta in tudi kompaktnost skupine.
Sončne pege, ki se pojavijo, uspejo doseči večje območje v nekaj dneh, nato pa začnejo upadati, tako da običajno najprej izgine točka, ki smo jo spremljali. Shema Mount Wilson se uporablja za opis vrste magnetnega polja, ki je lahko enostavno, bipolarno ali celo kompleksno.
Sončne pege in sončna rotacija
Merjenje gibanja sončnih peg na tem, kar je bil disk, nam omogoča sklepanje, da ima osrednja zvezda sončnega sistema čas vrtenja več ali manj 27 dni. Vse Sonce se ne vrti z enako hitrostjo, saj ni vrsta togega telesa, na ta način je v ekvatorju čas vrtenja približno 25 dni, kar sega do približno 40 ° zemljepisne širine, kar se zgodi v približno 28 dneh in v v primeru polov je ta rotacija običajno veliko večja.
Različica sončne aktivnosti
Število sončnih peg je bilo merjeno od leta 1.700 in obstajajo ocene pred približno 11 tisoč leti. Trend iz nedavnega je navzgor od leta 1900 do 60. Človek po imenu Heinrich Schwabe je bil prvi, ki je opazil ciklično spreminjanje števila sončnih peg med leti 1826 in 1843 in je bil tudi tisti, ki je vodil Rudolfa Wolfa. za sistematična opazovanja od leta 1848.
Zamuda pri prepoznavanju tovrstne periodičnosti Sonca je posledica čudnega obnašanja Sonca v XNUMX. stoletju. Wolfovo število je sestavljeno iz neke vrste izraza, ki meša posamezne lise in tudi skupine lis in ki vam omogoča tabelarizacijo sončne aktivnosti.
Wolf se je tudi močno trudil z raziskavami, ki bi jih lahko hranil v zgodovinskih zapisih, da bi vzpostavil nekakšno bazo podatkov z vsemi cikličnimi variacijami preteklosti.
Na enak način je vzpostavil bazo cikla sončnih peg do leta 1700. Poleg 11-letnega cikla je bilo mogoče preveriti obstoj 1 približno 80-letnega cikla, v sredini katerega je število mesta je postala preveč višja od druge polovice.
Wolf je bil tisti, ki je vzpostavil nekakšno bazo cikla do leta 1700, čeprav je bila tehnologija in tehnike za natančna opazovanja Sonca na voljo že leta 1610. Slavni Gustav Spörer je bil oseba, za katero je mislil, da je razlog Wolfa. ni mogel podaljšati cikla je bilo to, da je med letoma 70 in 1640 obstajalo nekakšno 1715-letno obdobje, v katerem je bilo mogoče opazovati čudno vrsto sončnih peg.
Razvoj lis v ciklu: diagram metulja
Vse sončne pege se pojavljajo na obeh hemisferah na zemljepisnih širinah od 2° do 5°. Sončna aktivnost se običajno pojavlja v ciklih približno 40 let. Točka najvišje sončne aktivnosti v takšnem ciklu je najbolj znana kot sončni maksimum, točka najnižje aktivnosti pa je sončni minimum.
Na začetku cikla se sončne pege običajno pojavijo na višjih zemljepisnih širinah, nekatere od njih na približno 40° in ko se cikel približuje maksimumu, kjer se pojavljajo višje frekvence in je v vsakem trenutku manjša širina, ki je blizu ekvatorja, do maksimuma je dosežen.
Medtem se prve sončne pege poznejšega cikla pojavijo na zemljepisni širini okoli 40°. Vse to se imenuje Spörerjev zakon. Trenutno je znano, da so v indeksu sončne pege različne vrste obdobij glede na Wolfovo število, ki je najpomembnejše, katerega lahko sončna pega v povprečju traja približno 11 let.
To vrsto obdobja opazimo tudi pri mnogih drugih izrazih sončne aktivnosti in je globoko združeno z diferenciacijo sončnega magnetnega polja, ki s tem istim obdobjem spreminja polarnost.
Opazovanje madežev pri amaterjih
Sončne pege je mogoče opaziti tudi skozi katero koli od njih Vrste teleskopov velika ali majhna skozi projekcijo. V določenih časih, kot so sončni zahodi, je sončne pege mogoče videti s prostim očesom.
Poudarimo lahko, da lahko sončni žarki povzročijo hude poškodbe oči ljudi, kar povzroči trajno slepoto. Nikoli vam ni treba gledati neposredno v sonce, saj lahko to dejanje:
Povzroči resno in trajno poškodbo očesne mrežnice, še preden opazite kakršno koli poškodbo na njej. Najbolj priporočljivo je, da na zaslon projicirate sliko Sonca. Sprejemljiva je tudi uporaba neke vrste solarnega filtra, vendar mora biti izdelan iz Mylarja, ki pokriva celoten obod teleskopa in ne samo filtra okularja, saj se ti ponavadi pregrejejo in lahko celo spontano.
Odnos sončnih peg in zemeljskih pojavov
Poskušali so povezati 11-letni cikel sončnih peg s cikličnimi manifestacijami našega planeta, kot so spremembe podnebja, obdobja padavin in suše, sprememba dolžine dneva. Že lahko opazijo nekakšno jasno korelacijo med vrsto rasti obročev sončne aktivnosti.
Po drugi strani je nekaj tovrstnih korelacij logično zanesljivih, kar se zdi, da je posledica majhnih variacij v pretoku celotne energije, ki jo oddaja Sonce samo, in nekaterih visokih magnetnih motenj, ki bi lahko vpliva na zgornji del zemeljske atmosfere.
Veliko bolj jasen bi lahko bil odnos s stanjem ionosfere našega planeta. To je tisto, kar lahko pomaga pri napovedovanju pogojev širitve kratkega vala ali vseh komunikacij s strani satelitov. V tistem trenutku je mogoče govoriti o nekem vesoljskem vremenu.
Pomembni dogodki
1. septembra 1859 je Sonce močno odsevalo nekakšen svetel signal, ki je na našem planetu prekinil telegrafsko službo. Severni sij, ki nastaja v ozračju našega planeta, je postal veliko bolj viden na določenih mestih na planetu, kot so:
- Havana
- Havaji
- Roma
Podobno dejavnost so opazili na južni polobli. Ta svetel signal večje moči so opazili instrumenti velikega satelita, ki se je začel 4. novembra 2003 ob 19:29 UTC in je v 11 minutah nasičil vse instrumente. Zdi se, da je bila regija 486 nekakšen rentgenski tok. Različna holografska in tudi vizualna opazovanja kažejo na nekakšno nadaljevanje aktivnosti na Soncu.
